Звезды: характеристики, их взаимная связь, внутреннее строение и источники энергии звезд. Эволюция звезд

 

1. Определение расстояний до звезд.

Звезды являются самым распространенным типом небесных тел во Вселенной. Звезд до 6-й звездной величины насчитывается около 6000, до 11-й звездной величины примерно миллион, а до 21-й звездной величины их на всем небе около 2 млрд.

Все они, как и Солнце, являются горячими самосветящимися газовыми шарами, в недрах которых выделяется огромная энергия. Однако звезды даже в самые сильные телескопы видны как светящиеся точки, так как они находятся очень далеко от нас.

 

 

Годичным параллаксом звезды ρ называют угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а. е.), если она перпендикулярна лучу зрения.

 

Годичные параллаксы звезд

 

Чем больше расстояние D до звезды, тем меньше ее параллакс. Параллактическое смещение положения звезды на небе в течение года происходит по маленькому эллипсу или кругу, если звезда находится в полюсе эклиптики.

Расстояние до звезды , 

где а - большая полуось земной орбиты.

 

При малых углах ,

если р выражено в секундах дуги. Тогда, приняв а = 1 а. е.,

получим: .

 

Расстояние до ближайшей звезды α Центавра D=206 265"/0,75" = 270 000 а. е. Свет проходит это расстояние за 4 года, тогда как от Солнца до Земли он идет только 8 мин, а от Луны около 1 с.

 

Расстояние, которое свет проходит в течение года, называется световым годом. Эта единица используется для измерения расстояния наряду с парсеком (пк).

Парсек - расстояние, с которого большая полуось земной орбиты, перпендикулярная лучу зрения, видна под углом в 1".

Расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса, выраженного в секундах дуги. Например, расстояние до звезды α Центавра равно 0,75" (3/4"), или 4/3 пк.   

 

Dпк=1/р" 

1 парсек = 3,26 светового года = 206 265 а. е. = 3*1013 км.

 

В настоящее время измерение годичного параллакса является основным способом при определении расстояний до звезд.

Измерением годичного параллакса можно надежно установить расстояние до звезд, находящихся не далее 100 пк, или 300 световых лет.

 

2. Цвет, спектры и температура звезд

Звезды имеют различный цвет. Цвет звезды зависит от ее температуры. Это дает возможность определить температуру звезд по распределению энергии в их непрерывном спектре.

В сравнительно холодных звездах преобладает излучение в красной области спектра, отчего они и имеют красноватый цвет. Температура красных звезд низкая. Она растет последовательно при переходе от красных звезд к оранжевым, затем к желтым, желтоватым, белым и голубоватым. Спектры звезд крайне разнообразны. Они разделены на классы.

 

 

Виды звёзд

Звёзды различают по таким параметрам, как масса, размер и светимость. Цвет их изменяется от красного до голубого. И чем ближе к голубому - тем выше температура космического объекта.

Красный (класс M) - 2000-3500 градусов.

Оранжевый (класс K) - от 3500 до 5000 градусов.

Жёлтый (класс G) - 5-6 тысяч градусов. К данному типу относится и наше Солнце.

Жёлто-белый (класс F) - от 6000 К до 7500 К.

Белый (класс A) - 7500 К - 10000 К.

Бело-голубой (класс B) - 10-30 тысяч градусов.

Голубой (класс O) - 30-60 тысяч К.

 

В спектрах холодных красных звезд класса М с температурой около 3000 К видны полосы поглощения оксида титана. В спектрах других красных звезд преобладают оксиды углерода или циркония. Красные звезды первой величины класса М - Антарес, Бетельгейзе.

 

Бетельгейзе

 

Бетельгейзе - сверхгигантная звезда - самый большой вид звезд во Вселенной. Бетельгейзе имеет светимость примерно в 10 000 раз больше, чем у Солнца, а его радиус рассчитывается примерно в 370 раз больше, чем у Солнца.

 

Бетельгейзе (http://winfopolis.ru/news/10_korotkikh_nauchnykh_faktov_kotorye_vzorvut_vash_mozg/2017-09-02-68)

 

В спектрах желтых звезд класса G, к которым относится и Солнце (с температурой 6000 К на поверхности), преобладают тонкие линии металлов: железа, кальция, натрия и др. Звездой типа Солнца по спектру, цвету и температуре является яркая Капелла в созвездии Возничего.

 

 

                   Солнце                                                            Капелла

 

В спектрах белых звезд класса А, как Сириус, Вега и Денеб, наиболее сильны линии водорода. Есть много слабых линий ионизованных металлов. Температура таких звезд около 10 000 К.

 

 

В спектрах наиболее горячих, голубоватых звезд с температурой около 30 000 К видны линии нейтрального и ионизованного гелия.

 

Температуры большинства звезд заключены в пределах от 3000 до 30 000 К. У немногих звезд встречается температура около 100 000 К.

Таким образом, спектры звезд очень сильно отличаются друг от друга и по ним можно определить химический состав и температуру атмосфер звезд. Изучение спектров показало, что в атмосферах всех звезд преобладающими являются водород и гелий

.

 

3. Массы и размеры звезд

1) Двойные звезды

Двойная звезда, или двойная система — система из двух гравитационно связанных звёзд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс.

Физически двойные звезды можно разделить на два класса:

- звёзды, между которыми обмен масс невозможен в принципе — разделенные двойные системы.

- звёзды, между которыми идёт, будет идти или шёл обмен массами — тесные двойные системы.

 

 

Двойные звезды (https://brilliant.org/problems/binary-stars/)

 

Двойные системы также классифицируются по способу наблюдения, можно выделить визуальные, спектральные, затменные, астрометрические двойные системы.

Двойные звезды называются визуально-двойными, если их двойственность может быть замечена при непосредственных наблюдениях в телескоп.

 

 

Примером визуально-двойной звезды, видимой даже невооруженным глазом, является с, Большой Медведицы, вторая звезда с конца "ручки" ее "ковша". При нормальном зрении совсем близко от нее видна вторая слабая звездочка.

 

 

Ее заметили еще древние арабы и назвали Алькор (Всадник). Яркой звезде они дали название Мицар. Мицар и Алькор отстоят друг от друга на небе на 11'. В бинокль таких звездных пар можно найти немало.

 

 

Системы с числом звезд n≥З называются кратными.

Так, в бинокль видно, что ε Лиры состоит из двух одинаковых звезд 4-й звездной величины с расстоянием между ними 3'. В телескоп видно, Что Звезда Лира является физической системой, состоящей из двух тесных звездных пар ε1, ε2.

 

 

Однако некоторые звезды оказываются лишь оптически-двойными, т. е. близость, таких двух звезд является результатом случайной проекции их на небо. На самом деле в пространстве они далеки друг от друга.

 

2) Масса Звезд в двойных системах

К системе двойных звезд применим закон Всемирного тяготения о обобщенные Ньютоном законы Кеплера.

Это позволит найти массу звезд в двойных системах.

По третьему закону Кеплера можно написать пропорцию

 ,

где m1 и m2 – массы двух звезд, имеющих период Т.

А – большая полуось орбиты звезды, обращающейся вокруг другой звезды.

М и m - массы Солнца и Земли,  

TЗ - период обращения Земли вокруг Солнца, ТЗ=1год.

а- расстояние от Земли до Солнца, а = 1а.е.

 

 Пренебрегая массой Земли в сравнении с массой Солнца, мы получаем сумму масс звезд, составляющих пару, в массах Солнца:

 .

 

Чтобы определить массу каждой звезды, надо изучить движение компонентов относительно окружающих звезд и вычислить их расстояния А1 и А2 от общего центра масс. Тогда получим второе уравнение

.

 Из системы двух уравнений найдем обе массы отдельно.

 

Если известно расстояние D до двойной звезды в парсеках и большая полуось орбиты звезды-спутника в секундах дуги, равная а", то в астрономических единицах она будет равна:

Аа.е.= а"  * D, или .

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Именно масса звезд обусловливает их существование и природу как особого типа небесных тел, для которых характерна высокая температура недр (свыше 107 К).  Происходящие при такой температуре ядерные реакции превращения водорода в гелий являются у большинства звезд источником излучаемой ими энергии. При меньшей массе температура внутри небесных тел не достигает тех значений, которые необходимы для протекания термоядерных реакций.

Эволюция химического состава вещества во Вселенной происходила и происходит в настоящее время главным образом благодаря звездам. Именно в их недрах идет необратимый процесс синтеза более тяжелых химических элементов из водорода.

 

3) Размеры звезд. Плотность их вещества

Определить размеры звезд позволяет знание законов излучения.

Относительный линейный диаметр звезд, имеющих известную температуру Т, находят из формулы

 ,

где r - радиус звезды,

L-светимость, rС, TС относятся к Солнцу,LС= l.

 

Отсюда радиус Звезды находим по формуле в радиусах Солнца:

По размеру можно выделить три основных типа звезд: Сверхгиганты, гиганты и карлики.

Звезды очень большой светимости называются сверхгигантами. Бетельгейзе и Антарес в сотни раз больше Солнца по диаметру.

 

Сравнительные размеры Солнца и звезд

 

Более далекая от нас VV Цефея настолько велика, что внутри нее поместилась бы Солнечная система с орбитами планет до орбиты Юпитера включительно. Между тем массы сверхгигантов больше солнечной всего лишь в 30-40 раз. В результате даже средняя плотность красных сверхгигантов в тысячи раз меньше, чем плотность комнатного воздуха.

Самыми малыми среди обычных звезд являются красные карлики. Массы их и радиусы - десятые доли солнечных, а средние плотности в 10-100 раз выше, чем плотность воды. Еще меньше красных белые карлики - но это уже необычные звезды.

 

 

 

 

 

4. Видимая и абсолютная звездная величина

Если две звезды имеют одинаковую светимость, то звезда, которая находится дальше от нас, имеет меньшую видимую яркость.

Абсолютную звездную величину М по известной видимой звездной величине m при реальном расстоянии до звезды D можно найти по формуле:

М=m+5-5lgD или М=m+5-5lgp,

где р выражено в секундах дуги.

Для СолнцаМс≈5.

Зная абсолютную звездную величину М какой-нибудь звезды, легко вычислить ее светимость L. Принимая светимость Солнца L=1, по определению светимости можно записать, что

 

L=2,5125-М    или Lg L=0,4 (5-М)

Величины М и L в разных единицах выражают мощность излучения звезды.

 

5. Внутреннее строение звезд. Источники энергии звезд.

Теоретические модели некоторых типов звезд. Красные гигант имеют небольшое гелиевое ядро, в котором температура практически постоянна (изотермическое ядро). Это ядро окружено узкой зоной, в которой выделяется энергия за счет термоядерных реакций. Далее следует зона, где энергия переносится лучеиспусканием. В остальной же части звезды энергия передается конвекцией, т. е. за счет перемешивания вещества.

 

У бело-голубых звезд сравнительно небольшое конвективное ядро окружено зоной «лучистого» переноса энергии.

 

У красных карликов , роль этих зон, меняется.

 

 

У звезд типа Солнца толщина конвективной зоны составляет примерно одну седьмую радиуса звезды.

 

Белые карлики. В основном они состоят из так называемого «вырожденного газа» - смеси свободных электронов, протонов и альфа-частиц. В этом газе главную роль играют электроны - ими определяется давление вырожденного газа, температура которого близка к 10 млн. градусов. Снаружи белый карлик окружен оболочкой из обычного идеального газа.

 

 Какие же процессы совершаются в недрах звезд? Общего ответа на этот вопрос пока нет. У разных звезд различны и термоядерные реакции.

В центральных ядрах звезд-гигантов и сверхгигантов водорода практически нет, температура здесь достигает сотен миллионов градусов и источником энергии таких звезд служат процессы превращения гелия в углерод с выделением в ходе ядерных процессов коротковолнового излучения. Расчеты для принятых звездных моделей показали, что запасов гелия в гигантских звездах хватит лишь на 10 млн. лет.

Когда горение гелия в недрах звезд заканчивается, при более высоких температурах становятся возможными другие реакции, в которых синтезируются более тяжелые элементы, вплоть до железа и никеля: реакции, углеродное горение, кислородное горение, кремниевое горение.

Звезды хотя и долговечны, но не вечны. Для каждой из них неизбежно наступит момент, когда спустя миллиарды лет после рождения звезда погаснет, покроется твердой корой и в конце концов превратится в то, что принято называть «звездным трупом».

 

6. Важнейшие закономерности в мире звезд.

Главная последовательность звезд.

 

Параллельно главной последовательности располагается последовательность субкарликов, которые на одну звездную величину слабее звезд главной последовательности с такой же температурой.

Вверху параллельно оси абсцисс расположена последовательность сверхгигантов. У них цвет и температура различны, а светимость почти одинакова.

От середины главной последовательности вправо вверх отходит последовательность красных гигантов. Наконец, внизу располагаются белые карлики с различными температурами. Бело-голубую последовательность составляют звезды, вспыхивающие как новые, и другие типы горячих звезд.

Принадлежность звезды к той или иной последовательности можно распознать по некоторым деталям в ее спектре. Теория показывает, что место звезды на диаграмме определяется прежде всего ее массой и возрастом, следовательно, диаграмма отражает эволюцию звезд.

 

7. Эволюция Звезд

Звезды рождаются из космического вещества в результате его конденсации под действием гравитационных, магнитных и других сил. Под влиянием сил всемирного тяготения из газового облака образуется плотный шар — протозвезда, эволюция которой проходит три этапа.

 

После того как начинается термоядерная реакция, звезда постоянно горит. Горение обеспечивает водород.

Эволюция средненек звезды типа Солнца. С выгоранием водорода в центре звезды ее эволюция ускоряется. Звезда превращается в красный гигант. В плотном и горячем ядре красных гигантов идет реакция синтеза углерода из гелия. С уменьшением запасов гелия эта реакция прекращается. Звезда сжимается, приходит в состояние белого, крайне плотного карлика. При малой поверхности (и поэтому малом расходе энергии) белый карлик может светить очень долгое время. Так происходит эволюция Солнца и звезд, масса которых не превышает его массу.

 

 

Эволюция звезд с большой массой проходит несколько иначе. Под силой все усиливающегося сжатия начинается вторичная термоядерная реакция, в процессе которой гелий преобразуется в углерод. В последующих реакций, из углерода получатся кремний, затем магний и - железо.

Сопротивление сжатию падает до нуля, и оболочка звезды стремительно обрушивается на ядро. Столкновение с ядром провоцирует новый сверхмощный выброс энергии, как результат - вспышка. Звезды, переживающие данные стадии, именуются Сверхновыми.

Взрыв не завершает процесс эволюции звезд. После выделения огромного количества энергии, сжатие начинается вновь и появляется пульсар или нейтронная звезда.

Она вращается с колоссальной скоростью и испускает электромагнитные импульсы. Если звезда имеет слишком большую массу (до 30-ти солнечных), то после вспышки, гравитационная сила настолько велика, что остановить ее невозможно. Такие звезды превращаются в черные дыры, притягивающие любые частички материи к собственному центру.

 

Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры, существование которых предсказано теорией, но еще не подтверждено наблюдениями, являются конечными стадиями эволюции звезд различной массы. Из вещества, которое выброшено звездами, в последующем могут образовываться звезды нового поколения.

                                     

Задачи:

1. У двойной звезды период обращения 100 лет. Большая полуось видимой орбиты а = 2,0", а параллакс ρ = 0,05". Определите сумму масс и массы звезд в отдельности, если звезды отстоят от центра масс на расстояниях, относящихся как 1:4.

Дано:                                      Решение:

Т=100лет                                                           m1 = 4m2

а=2,0"                                                        

ρ = 0,05".                                  А = 40а.е             масс Солнца      m1 = 4m2 =5,12 масс Солнца

А1/А2=1/4                            

m1-? m2-?

 

2. Паралакс Альтаира 0,20". Чему равно расстояние до этой звезды в парсеках и световых годах?

3. Во сколько раз Арктур больше Солнца, если светимость Арктура 100, а температура 4500 К?

4. Определить светимость звезды Альтаир ( Aql), если расстояние до нее d=5 пк, а видимая звездная величина m=0m.9.

5. Какова светимость звезды ζ Скорпиона, если ее видимая звездная величина 3, а расстояние до нее 7500св. лет?

Дано:                                         Решение:

m=3                                            Lg L=0,4 (5-М)

D=7500 св.лет                             М=m+5- 5lgD, выраженное в парсеках 

L-?                                             D=7500 св.лет / 3,26 св.года=2300пк

                                                  М= 3+5- 5lg230 = - 8,8     

                                                  Lg L=0,4 (5-(-8,8))=5,52=3.3*105

 

6. Расстояние до звезды Бетельгейзе 652 св. лет. чему равен её паралакс?

 

Контрольные вопросы:

1. Как определить расстояние до звезды?

2. Как перевести из парсек в световые годы, астрономические единицы?

3. От чего зависит цвет звезды?

4. Какой цвет имеют звезды с самой высокой температурой?

5. Как называются двойные звезды, если их двойственность может быть замечена при непосредственных наблюдениях в телескоп?

6. Назовите три вида звезд с учетом их размеров

7. Какие существует классы с учетом их спектра.

8. Как найти абсолютную звездную величину М по известной видимой звездной величине m при реальном расстоянии до звезды D?

9. Как найти линейный размер звезды, зная ее температуру и светимость?

10. В какое состояние приходит звезда средник размеров в конце своей эволюции?

 

Домашнее задание:

Задачи:

1. Определите сумму масс двойной звезды Капеллы, если большая полуось ее орбиты равна 0,85 а. е., а период обращения составляет 0,285 года.

2.  Определить радиус звезды, если ее температура T= 13000 K, а светимость L =23 000LC?  ТС =6000К

Вопросы:

1. Запишите формулу для определения расстояния до звезды в секундах дуги.

2. Запишите формулу для определения светимости звезды, зная ее абсолютную звездную величину.

3. Запишите формулу для определения массы звезд в двойных системах

4. Запишите формулу для определения линейного размера звезды, зная ее температуру и светимость.

5. Перечислите этапы эволюции звезд сверхгигантов, средних звезд (гигантов), карликов.

 

Подготовьте реферат «Виды звезд» по одной из тем:

1. Двойные и кратные звезды.

2. Внесолнечные планеты.

3. Проблема существования жизни во Вселенной.

4. Происхождение химических элементов.

5. Переменные и вспыхивающие звезды.

6. Коричневые карлики.

7. Эволюция звезд, ее этапы и конечные стадии.