что такое звезда чем обусловлено равновесное состояние большинства звезд

Звездное равновесие

Звезды — это едва ли не самый распространенный тип объектов в нашей Вселенной. Только в нашей Галактике по разным оценкам их насчитывается от 100 до 400 млрд. Звезды дают большую часть видимого излучения во Вселенной. Энергия звезд может быть губительной, а может, как мы знаем на примере Земли, поддерживать жизнь на близлежащих планетах. Понимание того, как «работают» звезды, — одна из самых важных проблем астрофизики вот уже больше столетия.

Звезды бывают совершенно разные: от сверхплотных нейтронных звезд и белых карликов до красных гигантов и голубых сверхгигантов. Однако сегодня мы ограничимся рассмотрением самого распространенного класса — звезд главной последовательности. Давайте сначала определимся с названием: почему именно главная последовательность?

В начале XX века астрономы Эйнар Герцшпрунг и Генри Рассел независимо друг от друга предложили способ классификации огромного разнообразия звезд с помощью построения довольно простой диаграммы, для которой берутся всего лишь два параметра от каждой звезды: ее цвет (он связан со спектральным классом), и светимость (энергия, которую эта звезда излучает в единицу времени). Каждая звезда — это просто точка на такой диаграмме (рис. 1), которую называют диаграммой Герцшпрунга-Рассела (или просто диаграммой цвет-светимость).

Рис. 1. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. По горизонтальной оси откладывается цвет звезды, который можно однозначно отождествить с температурой ее поверхности и с ее спектральным классом. По вертикальной оси откладывается энергия излучения в единицу времени, светимость Солнца принята за 1. Звезды в левом верхнем углу излучают в 10 4 –10 5 раз больше энергии чем Солнце, и имеют температуру 30 000–40 000 К вблизи поверхности (заметим, что часто говорят об этой температуре, как о температуре непосредственно поверхности звезды, но строго говоря это не совсем температура поверхности, а температура некоторого слоя, близкого к поверхности звезды)

На этой диаграмме выделяется полоса, идущая из левого верхнего угла в правый нижний угол, на которую попадает большая часть звезд. Эту полосу и называют «главной последовательностью». Солнце, в частности, лежит на главной последовательности — это звезда спектрального класса G с температурой поверхности примерно 6000 K. В главной последовательности есть как очень массивные большие звезды (их не следует путать с красными гигантами) с температурой поверхности в десятки тысяч градусов и светимостью в десятки и сотни тысяч раз больше солнечной, так и красные карликовые звезды с температурой поверхности всего 3000 К и в 1000 раз слабее Солнца по светимости (а их не следует путать с белыми карликами).

Как оказалось, основной отличительной чертой и, собственно, определением звезд главной последовательности является то, что в их недрах преобладает термоядерное горение водорода, благодаря которому эти звезды находятся в равновесии. Пока водорода достаточно, чтобы поддерживать ход реакции, звезда живет на главной последовательности. Абсолютно все звезды так или иначе проводят по крайней мере некоторое время в этой группе: массивные гиганты проводят всего несколько миллионов лет, звезды типа Солнца — примерно десять миллиардов лет, а красные карлики типов К и М могут находится там несколько триллионов лет.

Помимо главной последовательности есть и другие группы звезд, которые можно заметить на диаграмме Герцшпрунга-Рассела: белые карлики, красные гиганты, сверхгиганты, звезды типа T Тельца и т. д. Если главную последовательность можно назвать основным жизненным циклом звезд, то вышеперечисленные стадии (или группы) — это стадии смерти и рождения звезд. Так, звезда типа Солнца, израсходовав запас водорода в ядре рано или поздно начнет сжигать водород над ядром, что вызовет сильное расширение и, соответственно, остывание оболочки (стадия красного гиганта). Тогда Солнце постепенно сместится с главной последовательности в группу красных гигантов.

В этой задаче мы рассмотрим самую базовую физику звезд главной последовательности, а именно — их термодинамику, и попробуем разобраться, как устроено стабильное равновесие, в котором звезды могут находиться на протяжении миллиардов лет.

Пригодится важное правило, которое можно применить к любой самогравитирующей системе: система стабильно существует и не разваливается только тогда, когда ее полная энергия меньше нуля. Как только энергия становится больше нуля — система рискует распасться и разлететься на части, так как гравитация более не может удерживать ее. Про то, откуда это правило берется, подробно поговорим позже. Но в простейшем случае легко убедиться, что оно работает. Если, например, взять облако газа с ненулевой температурой в вакууме, то нетрудно догадаться, что при отсутствии тяготения (то есть с «выключенной» отрицательной составляющей энергии) молекулы просто разлетятся в разные стороны. Однако если «разрешить» частицам притягиваться друг к другу, то при условии, что скорости не слишком большие, гравитация может удержать газ в равновесии.

Задача

Можно считать, что энергия звезды состоит из двух частей — тепловой Е_т и гравитационной Е_г: Е = Е_г + Е_т. Если звезда достаточно горячая (как это бывает с очень массивными звездами), то к этому выражению нужно добавить энергию излучения Е_и, но о ней — чуть позже.

Гравитационная энергия задается формулой Е_г = −GM 2 /R, где G — гравитационная постоянная, M — масса звезды, R — ее радиус.

1) Помня про баланс сил давления и тяготения, выразите через Е_г и объем звезды среднее давление газа в ней. Обратите внимание, что полученный ответ не будет зависеть от природы давления. Найдите среднее давление в «идеальном» Солнце, состоящем только из водорода и имеющем массу M_sun = 2×10 33 г и радиус R_sun = 7×10 10 см.

2) Зная закон идеального одноатомного газа PV = NkT (P — давление, V — объем, N — количество атомов, k — постоянная Больцмана, T — температура), и учитывая, что тепловая энергия звезды — это просто энергия газа Е_т = 3NkT/2, выразите полную энергию звезды через ее гравитационную энергию. Должна получиться отрицательная величина, то есть звезды, в которых давление обеспечивается идеальным одноатомным газом, стабильны. Найдите температуру «идеального» Солнца.

3) Рассмотрим простой случай, когда давление излучения Р_и равно в точности давлению газа NkT/V. Найдите характерную массу звезды (в массах Солнца), находящуюся в равновесии в таких условиях. Ответ не должен зависеть от радиуса или температуры.

Подсказка 1

В пункте 1) воспользуйтесь тем, что «сила газа» — это давление газа, умноженное на площадь. Сила давления должна балансироваться гравитационной силой, которую можно оценить по порядку величины из известных нам размерных параметров.

Подсказка 2

В пункте 3) из равенства давления газа и излучения найдите температуру, выразив ее через плотность. Воспользовавшись пунктом 1), подставьте температуру и избавьтесь от радиуса, зная, что \( M=\rho V \).

Решение

Заметьте, что здесь мы не делали никакого предположения о том, какова природа этого давления: оно может быть как давлением газа, так и давлением фотонов. Полученная формула верна в любом случае.

Подставив числа для Солнца, получим, что среднее давление равно P = 10 14 Па, или 10 9 в единицах атмосферного давления. Это значение очень приблизительное, так как на самом деле давление в центре Солнца на много порядков больше давления вблизи поверхности.

2) Теперь будем считать, что давление звезды — это давление идеального одноатомного газа. Тепловая энергия в таком случае будет равна E_т = 3NkT/2, где N — полное число частиц газа (ядер водорода). С другой стороны, уравнение состояния идеального газа дает соотношение PV = NkT, а из пункта 1) получается, что PV = −E_г/3. Из этих равенство следует, что E_т = −E_г/2, и поэтому полная энергия получается равной половине гравитационной:

Это — вириальная теорема. В общем случае она утверждает, что у связной системы в равновесии полная энергия равна половине потенциальной. Так как гравитационная энергия отрицательна, то и полная энергия также отрицательна, и мы получаем, что система абсолютно стабильна.

Для солнечных параметров из условия можно получить среднюю температуру 8×10 6 K. Это значение иногда еще называют вириальной температурой. Опять же, значение довольно неточное, так как температура Солнца варьируется от десятка миллионов Кельвин вблизи центра до всего нескольких тысяч у поверхности.

3) У достаточно массивных и, соответственно, горячих звезд помимо давления газа приходится учитывать давление излучения (фотонов). Так как энергия излучения положительна, то излучение является дестабилизирующим фактором. Чтобы понять, при каких массах звезд это имеет значение, рассмотрим случай, когда давление излучения по порядку величины равно давлению газа.

Через n = N/V обозначим среднюю концентрацию частиц, которая также может быть записана в виде ρ/m_H, где ρ — средняя плотность звезды, а m_H — масса ядра водорода (то есть протона). Тогда равенство давлений газа и излучения запишется в виде

Отсюда найдем температуру:

Из пункта 1) мы помним, что P = −E_г/(3V). В нашем случае общее давление P состоит из давления излучения и давления газа, которые равны, поэтому мы можем взять просто P = 2aT 4 /3. Тогда имеем

Учитывая, что ρ = M/V, избавимся от радиуса в выражении выше и получим

Подставим температуру T и заметим, что плотность сокращается, а остается лишь масса. В итоге получаем, что M

Для сравнения, у Солнца давление излучения в среднем порядка 10 7 (в атмосферах), то есть на два порядка меньше давления газа.

Послесловие

Таким образом, мы получили (и это соответствует действительности), что у звезд с достаточно большой массой условие равновесия (то есть отрицательность полной энергии) нарушено, и такие звезды ведут себя крайне нестабильно. Есть несколько классов таких звезд, например, яркие голубые переменные (luminous blue variable — LBV). У таких звезд наблюдаются драматические изменения светимости и даже взрывы в течение жизни.

Рис. 2. Эта Киля — яркая точка на стыке двух долей туманности Гомункул. Изображение с сайта ru.wikipedia.org

В этой задаче мы также поняли, что у стабильных звезд главной последовательности полная энергия отрицательна и в равновесии равна половине гравитационной (потенциальной) энергии. Такое вириальное соотношение, как мы увидели, верно для всех звезд главной последовательности, кроме достаточно массивных звезд (массой больше нескольких десятков масс Солнца), у которых становится важным вклад излучения в давление.

Стоит обратить внимание также и на другое соотношение. В пункте 2) мы видели, что внутренняя энергия газа (кстати, она же — кинетическая энергия ядер водорода), E_т, равна половине потенциальной энергии со знаком минус: E_т = −E_г/2.

Потенциальная энергия E_г = −GM 2 /R, то есть если звезду слегка сжать, потенциальная энергия, а значит, и полная энергия, уменьшается. С другой стороны, согласно формуле из предыдущего абзаца, энергия газа, а, соответственно, и температура, возрастает. То есть, когда звезда теряет энергию, ее температура увеличивается, что говорит об отрицательной теплоемкости звезды.

С этой точки зрения, именно отрицательная теплоемкость обеспечивает такую высокую стабильность: звезда сжимается, температура увеличивается, увеличивается давление, соответственно звезда расширяется обратно, и наоборот.

Этот факт, кстати, очень важен не только для стабильности звезд на главной последовательности, но и в процессе рождения звезд. Протозвезда, которая претерпевает гравитационное сжатие на протяжении миллионов лет, эффективно теряет свою энергию. Из-за отрицательной теплоемкости в результате температура протозвезды растет до тех пор, пока не достигает значения, когда в самых ее недрах «зажигается» водород. Именно этот момент и считается условным моментом рождения звезды и «входом» на главную последовательность.

В завершение, немного отойдя от темы, давайте обсудим, почему у связных систем полная энергия должна быть отрицательной. Представьте систему из двух объектов массами m₁ и m₂, которые вращаются друг вокруг друга в открытом космосе (естественно, по эллиптическим орбитам).

Величины, которые сохраняются при таком движении, — это момент импульса и полная энергия (а также полный импульс, так как нет внешних сил). Запишем полную энергию и момент импульса такой системы. Так как она сохраняется, мы можем записать ее в любой удобный нам момент вращения — она будет абсолютно такой же во все остальные моменты. Давайте для простоты возьмем момент, когда обе звезды находятся в своих «периастрах», то есть в ближайших точках друг к другу (P₁ и P₂ на рисунке 3). Пусть в этот момент скорости звезд будут равны v₁ и v₂ (в этот момент скорости будут направлены в противоположных направлениях — вверх и вниз на нашем рисунке — и перпендикулярно соединяющей звезды линии).

Тогда полный момент импульса запишется так: L = m₁v₁r₁ + m₂v₂r₂, где r₁ и r₂ — это расстояния от точек P₁ и P₂ до центра масс системы C. Мы также знаем, что импульс полной системы сохраняется и можно положить его равным нулю (в системе центра масс). Тогда m₁v₁ = m₂v₂. И для момента импульса имеем L = m₁v₁r, где r = r₁ + r₂ — расстояние между двумя звездами.

Теперь запишем полную энергию системы

– это сумма потенциальной и кинетической энергии. Обратите внимание, что потенциальная энергия отрицательна. Учитывая, что m₁v₁ = m₂v₂ и пользуясь выражением для L, энергию можно представить в виде

то есть как функцию от расстояния.

В общем случае, если рассматривать произвольное положение звезд, то к этому выражению нужно добавить кинетическую энергию из-за движения вдоль линии, соединяющей центр масс и точку на орбите (движение по нормали). В случае точек P₁ и P₂ эти скорости равны нулю.

Тогда имеем для произвольных точек выражение для энергии

меньше нуля, то орбиты замкнуты, и звезды вращаются по эллипсам с максимальным и минимальным отдалением соответственно r_max и r_min (в точке минимума потенциала — по окружностям с расстоянием r_circle друг от друга). Если значение E_эфф становится нулем, то замкнутой орбиты нет, и объекты улетают на бесконечность по параболическим орбитам. Если энергия больше нуля, то получаются открытые гиперболические орбиты.

Оказывается, что такие рассуждения можно распространить на любую самогравитирующую систему: система стабильно существует и не разлетается только когда, когда ее полная энергия меньше нуля, а как только она становится больше, то система рискует распасться или разлететься на части, так как гравитация более не может удерживать ее.

Источник

Что такое звезда?

Мы живем в относительно спокойной области Вселенной, все редко встречающиеся типы звезд находятся от нас очень далеко. Первые выводы о том, что собой представляет звезда, делались по наблюдениям ближайшего к нам светила — Солнца.

Представления о звездах

В начале XX в. окончательно сформировалось представление о звездах как о раскаленных газовых шарах, заключающих в своих недрах источник энергии — термоядерный реактор, синтезирующий ядра гелия из ядер водорода. Впоследствии выяснилось, что в звездах рождаются и более тяжелые химические элементы.

Картина эволюции звезды усложняется вращением, иногда очень быстрым, при котором центробежные силы стремятся разорвать звезду. Некоторые светила обладают скоростью вращения на поверхности 500–600 км/с. Для Солнца же эта величина составляет около 2 км/с.

Даже такая относительно спокойная звезда, как Солнце, испытывает колебания с различными периодами, на его поверхности происходят вспышки и выбросы вещества. Активность некоторых других звезд несравнимо выше. Иногда на звездах происходят сильные взрывы. Когда взрываются самые массивные звезды, их блеск на короткий срок может превысить блеск всех остальных звезд галактики вместе взятых.

По современным представлениям, жизненный путь одиночного светила определяется его начальной массой и химическим составом. Теория звездной эволюции утверждает, что в телах массой меньше, чем семь–восемь сотых долей массы Солнца, долговременные термоядерные реакции идти не могут. Эта величина близка к минимальной массе наблюдаемых звезд. Их светимость меньше солнечной в десятки тысяч раз. Температура на поверхности подобных звезд не превосходит 2–3 тыс. градусов. Одним из таких тусклых багрово-красных карликов является ближайшая к Солнцу звезда Проксима в созвездии Центавра. Если же начальная масса «протозвездного» тела оказывается меньше 0,07–0,08 массы Солнца, в нем на короткое время происходят лишь быстротекущие термоядерные реакции с участием дейтерия. Такое тело называют уже не звездой, а коричневым карликом или субзвездным объектом. При начальной массе менее 13 масс Юпитера мы получим тело, неотличимое от планеты-гиганта, в котором никакие термоядерные реакции протекать не могут.

В звездах же большой массы термоядерные реакции протекают с огромной скоростью. Если масса рождающейся звезды превышает 50–70 солнечных масс, то после начала горения термоядерного топлива чрезвычайно интенсивное излучение своим давлением может просто сбросить излишек массы. Через несколько миллионов лет, а может быть, и раньше, эти звезды могут взорваться как сверхновые (т. е. взрывающиеся звезды с большой энергией вспышки).

На звездах не обнаружено ни одного неизвестного химического элемента. Наиболее обильным элементом в них, как и во всей Вселенной, является водород. Приблизительно втрое меньше по массе содержится в них гелия. Доля остальных, тяжелых элементов невелика (около 2%), но от их количества во многом зависят и размер, и температура, и светимость звезды.

Основные характеристики звезд

Путь к познанию звезд лежит через измерения и сопоставление их свойств. Основная видимая характеристика светил — их яркость (блеск). Ее оценивают в так называемых звездных величинах (обозначается m). Разность в пять звездных величин соответствует отличию в видимой яркости ровно в 100 раз. Чем меньше звездная величина светила, тем оно ярче.

Другой важной характеристикой звезды, которая дает понятие о мощности ее излучения, является светимость. Для того чтобы вычислить светимость объекта, нужно знать, на каком расстоянии от нас он находится. Расстояние до далеких и недоступных нам звезд можно определить из геометрии, измерив направления на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитав размеры треугольника, образованного концами отрезка и удаленным предметом. Расстояния до звезд столь велики, что в качестве базиса используется расстояние между двумя точками земной орбиты, которые наша планета проходит с интервалом в шесть месяцев. Существуют и другие методы, с помощью которых расстояние до звезды можно получить косвенным путем, используя различные астрофизические или статистические соотношения.

Еще одна видимая характеристика звезды — ее цвет. Он зависит от температуры светила. Самые горячие звезды всегда голубого и белого цвета, менее горячие — желтоватого, холодные — красноватого. Цвет звезды зависит от того, на какой участок спектра приходится наибольшая энергия излучения. Сравнение звездных величин в разных интервалах спектра (например, в голубом и желтом) позволяет количественно охарактеризовать цвет звезды и оценить ее температуру.

Существуют разные методы определения размеров звезд, как теоретические, так и практические. Измерения показали, что самые маленькие звезды, наблюдаемые в оптических лучах, — так называемые белые карлики — имеют в диаметре всего несколько тысяч километров. Размеры же наиболее крупных — красных сверхгигантов — таковы, что, если бы можно было поместить подобную звезду на место Солнца, большая часть планет Солнечной системы оказалась бы внутри нее.

Самой важной характеристикой звезды является масса — она определяет практически все остальные ее свойства, а также особенности ее эволюции. Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для звезд, входящих в двойные системы, измеряя скорости их движения вокруг общего центра масс. Другие, косвенные способы вычисления массы строятся не на законе тяготения, а на анализе тех звездных характеристик, которые так или иначе связаны с массой. Массы звезд заключены в пределах от 100 масс Солнца до 0,1 массы Солнца. Таким образом, по массам звезды могут различаться всего в тысячу раз — значительно меньше, чем по размерам или светимостям.

Основными характеристиками звезды являются масса, мощность ее излучения (светимость), радиус, температура и химический состав атмосферы. Зная эти параметры, можно рассчитать возраст светила. Звезды самой высокой светимости обладают наибольшей массой, и наоборот, маломассивные звезды светят очень слабо. Солнце по своим характеристикам занимает среднее положение, среди других звезд ничем особенно не выделяясь. В целом же перечисленные выше параметры изменяются в очень широких пределах и, кроме того, взаимосвязаны. Жизнь звезды довольно сложна. В течение своей истории она разогревается до очень высоких температур, а старея — остывает до такой степени, что в ее атмосфере начинают образовываться пылинки. Одна и та же звезда может раздуться до грандиозных размеров, сравнимых с размерами орбиты Марса, и сжаться до нескольких десятков километров. Светимость ее возрастает до миллионов светимостей Солнца и падает почти до нуля.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Существует физическая закономерность, связывающая наблюдаемые характеристики звезд. Датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873–1967) и американский астроном Генри Рассел (1877–1957) установили связь между светимостями звезд, их цветом и спектром. Диаграммы, отражающие эти зависимости, называют диаграммами Герцшпрунга — Рассела. На ней звезды образуют отдельные группировки, именуемые последовательностями. Около 90% всех наблюдаемых звезд (включая Солнце) формируют так называемую главную последовательность (ГП). Вдоль нее располагаются звезды различных масс, у которых источником энергии является реакция превращения водорода в гелий.

Справа над нижней частью ГП располагается ветвь гигантов, объединяющая преимущественно красные звезды большого размера, светимость которых в десятки и сотни раз превосходит солнечную. На самом верху диаграммы почти горизонтально проходит последовательность звезд-сверхгигантов, а внизу, в области высоких температур и низких светимостей, располагаются крошечные белые карлики. Известны и другие последовательности, но они не столь многочисленны.

Строение и эволюция звезд

Звезда — раскаленный газовый шар, состоящий из тех же химических элементов, что и наша планета. Поэтому к ним можно применять знания, полученные при экспериментах в физических лабораториях.

Наблюдения показывают, что большинство звезд устойчивы, не расширяются и не сжимаются в течение довольно длительных промежутков времени. Давление газа стремится расширить звезду, но в каждой точке ему противодействует другая сила — сила тяжести вышележащих слоев, пытающаяся ее сжать. Обе силы уравновешивают друг друга, что и приводит звезду к состоянию устойчивого равновесия. При этом давление, а, следовательно, и температура и плотность, возрастают к центру звезды.

Оценки температуры и плотности в недрах звезд получают теоретическим путем исходя из известной массы звезды и мощности ее излучения, на основании газовых законов физики и закона всемирного тяготения. Определенные таким образом температуры в центральных областях звезд составляют от 10 млн К для звезд легче Солнца до 30 млн К для гигантских звезд. Температура в центре Солнца — около 15 млн К. При таких температурах вещество в звездных недрах почти полностью ионизовано и газ состоит только из атомных ядер и отдельных электронов, а они занимают гораздо меньший объем, чем «целые» атомы. Поэтому вещество, плотность которого в центре Солнца в 100 раз превышает плотность воды, тем не менее, обладает всеми свойствами идеального газа.

Звезды образуются из космических газопылевых облаков. При сжатии под действием тяготения газового шара его внутренняя часть постепенно разогревается. Когда температура в центре достигнет примерно миллиона градусов, начинаются ядерные реакции и образуется звезда. Звезды большую часть своей жизни светят за счет совершающихся в них преобразований ядер водорода в ядра гелия. Такая реакция идет медленно и поддерживает свечение звезды на протяжении миллиардов лет. Для большинства звезд на долю водорода и гелия приходится не менее 98% массы.

В звездах-карликах, массы которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области, не выделяющейся из остальной части звезды наличием конвективных движений. В карликах этот процесс протекает очень медленно, и они практически не изменяются в течение миллиардов лет. Когда водород полностью сгорает, они медленно сжимаются и за счет энергии сжатия могут существовать еще очень длительное время.

Солнце и подобные ему звезды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень четко отделенное от остальной части. Ядерные реакции горения водорода могут продолжаться более 10 млрд лет. Современный возраст Солнца — примерно 4,5–5 млрд лет, и за это время оно почти не изменило свой размер и яркость. После исчерпания водорода Солнце постепенно будет раздуваться, пока не превратится в красный гигант, сбросит чрезмерно расширившуюся оболочку и закончит свою жизнь плотным белым карликом. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд лет.

Строение звезд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в ее недрах (в ядре) происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция). Чем больше звезда, тем большую ее часть составляет конвективное ядро, в котором находится источник энергии. Остальная часть звезды сохраняет при этом равновесие. Когда в процессе сжатия конвективного ядра весь водород превратится в гелий, температура в центре повысится до 50–100 млн градусов и начнется горение гелия. Он в результате ядерных реакций превращается в углерод. Ядро горящего гелия окружено тонким слоем горящего водорода, который поступает из внешней оболочки звезды. Следовательно, у таких звезд два источника энергии. Над горящим ядром находится протяженная оболочка.

Двойные и кратные звезды

С древнейших времен астрономам были известны звезды, которые видны на небе близко друг к другу. С началом эры телескопических наблюдений обнаружилось, что многие звезды, видимые невооруженным глазом как одиночные, в телескоп видны как двойные или даже как системы более высокой кратности.

Довольно быстро выяснилось, что звезды во многих из таких систем движутся вокруг общего центра масс, т. е. составляют физически связанные системы. Они получили название «визуально-двойные звезды».

В XIX в., когда начались спектроскопические наблюдения, были открыты спектрально-двойные звезды. Хотя они могут быть видны как одиночные даже в самые крупные телескопы, в их спектре наблюдаются две системы линий поглощения, относящиеся к разным звездам, и эти линии из-за эффекта Доплера, вызванного обращением компонентов вокруг общего центра масс, периодически смещаются одна в красную сторону, другая — в фиолетовую. Спектрально-двойных звезд — большинство среди двойных, и только достаточно близкие или очень широкие пары видны как визуально-двойные.

По современным представлениям, большинство звезд входит в состав кратных и двойных систем, так что одиночные звезды (в том числе и наше Солнце) — скорее исключение из правила. Это связано с особенностью процесса образования звезд в плотных холодных газопылевых облаках — в общем случае гравитационное сжатие приводит к разделению (фрагментации) облака на отдельные сжимающиеся части, движущиеся вокруг общего центра масс, а одиночные звезды, по-видимому, выбрасываются из скопления молодых звезд при гравитационном взаимодействии с другими членами скопления.

Самыми интересными с астрофизической точки зрения оказались тесные двойные системы. Так называются пары звезд настолько тесные, что приливные силы искажают форму поверхности одной звезды, а в некоторых случаях и обеих звезд. Из-за этого звезда становится вытянутой. При этом возникает совершенно новый физический процесс: обмен массами между звездами. Во время него частицы с поверхности наиболее искаженной приливами звезды (большего радиуса, но не обязательно большей массы) перетекают с «гребня» приливного горба и присоединяются ко второй звезде, увеличивая ее массу. В широких парах обмен массами невозможен.

Из-за возможности переноса масс эволюция тесных двойных звезд сильно отличается от эволюции одиночных. До обмена масс компоненты двойной системы эволюционируют независимо, причем быстрее эволюция происходит у более массивной звезды. Когда более массивная звезда увеличивает свой радиус в процессе эволюции, приливные силы со стороны второго компонента начинают искажать ее форму, и при некотором критическом размере звезды начинается перенос массы с более массивной звезды на менее массивную. При этом может произойти «смена ролей» — изначально менее массивная звезда становится более массивной и эволюционирует быстрее своего компаньона.

Наиболее яркие проявления обмена массами происходят в тесных двойных системах, одним из компонентов которых является компактная звезда — остаток звездной эволюции (белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра). Падающий на них газовый поток закручивается в плотный диск (так называемый аккреционный диск), разогревается до огромных температур и излучает в жестком ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Так возникают рентгеновские двойные звезды.

Переменные звезды

Переменными называются звезды, блеск которых меняется по причинам, связанным с процессами в самой звезде. В настоящее время в нашей Галактике известно около миллиона переменных звезд, и количество переменных, обнаруженных в других галактиках, тоже очень велико.

Переменные звезды различаются массой, размерами, возрастом, причинами переменности и подразделяются на несколько больших групп. Одна из них — пульсирующие звезды, изменения блеска которых обусловлены колебаниями размеров, приводящими и к изменениям температуры.

К ним принадлежат так называемые мириды — красные гиганты, меняющие блеск на несколько звездных величин с периодами от нескольких месяцев до полутора лет. Также к пульсирующим переменным относятся переменные типа Т Тельца — звезды высокой светимости и умеренной температуры (желтые сверхгиганты), которые периодически сжимаются, разогреваясь, и расширяются, охлаждаясь. При этом энергия излучения то поглощается звездным газом, ионизуя его, то опять выделяется, когда при охлаждении газа ионы захватывают электроны, излучая при этом световые кванты, в результате чего блеск цефеиды меняется, как правило, в несколько раз с периодом в несколько суток.

Явление сверхновой звезды имеет совсем иную природу: вероятно, это один из последних этапов жизни звезды, когда она катастрофически сжимается, лишившись основных источников термоядерной энергии.

Особая группа переменных — самые молодые звезды, сравнительно недавно (по космическим масштабам) сформировавшиеся в областях концентрации межзвездного газа. Это так называемые переменные типа Т Тельца, которые часто меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживается и периодичность, связанная с вращением вокруг оси. Существуют переменные, у которых блеск неожиданно падает, на несколько (до восьми) звездных величин, а потом медленно, в течение недель или даже месяцев, восстанавливает свое значение. Это так называемые звезды типа R Северной Короны, которых на сегодня известно всего два-три десятка. В их атмосферах практически отсутствует водород, зато много гелия и углерода.

Переменные звезды, описанные выше, меняют свой блеск из-за сложных физических процессов в их недрах или на поверхности либо в результате взаимодействия в тесных двойных системах. Это примеры физически переменных звезд. Однако найдено немало звезд, переменность которых объясняется геометрическими эффектами.

Очень часто геометрическая переменность сочетается с физической. Так, многие красные карлики — пятнистые переменные и в то же время принадлежат к одному из самых распространенных типов физически переменных — вспыхивающим звездам. Вспышки таких звезд похожи на некоторые виды солнечных вспышек, только гораздо мощнее. Иногда во время вспышки, длящейся считаные минуты, блеск звезды возрастает на несколько звездных величин.

Затменно-переменные звезды

К затменно-переменным относят системы из двух звезд, суммарный блеск которых периодически изменяется с течением времени. Причиной изменения блеска могут быть затмения звезд друг другом, изменение их формы взаимной гравитацией в тесных системах, неоднородная поверхностная яркость. Известны десятки тысяч затменных переменных звезд в двойных системах. В одних компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами заходят один за другой, в других из-за взаимовлияния компоненты имеют форму вытянутых эллипсоидов — столь сильно притяжение каждого из них влияет на соседа.

При орбитальном вращении таких тел блеск меняется непрерывно, и довольно трудно определить, в какой момент начинается затмение. Яркость звездной поверхности может быть неоднородной из-за того, что на поверхности звезды имеются темные или светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к земному наблюдателю то более светлой, то более темной стороной. На некоторых холодных карликовых звездах пятна подобны солнечным, но, поскольку они занимают большую часть диска, переменность при осевом вращении становится вполне заметной. Как и на Солнце, появление звездных пятен связано с процессами в хромосфере, и нередко такие переменные обнаруживают как слабые рентгеновские источники.

Взрывающиеся звезды

К взрывающимся относятся редкие новые и чрезвычайно редкие сверхновые звезды. Явления новых и сверхновых звезд имеют различную природу.

Во время вспышки новой ее блеск увеличивается в десятки тысяч раз. Все новые звезды являются компонентами тесных двойных систем, в которых одна звезда — как правило, звезда главной последовательности типа нашего Солнца, а вторая — обычно компактный, размером в сотую долю радиуса Солнца, белый карлик. Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальная звезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Газ из атмосферы этой звезды может свободно перетекать на белый карлик, образуя вокруг него аккреционный диск. Вещество в диске тормозится вязким трением, нагревается, вызывая свечение, и, в конце концов, достигает поверхности белого карлика, на которой образуется тонкий плотный слой газа с постепенно увеличивающейся температурой.

Регулярно вспыхивающие источники рентгеновского излучения, у которых второй компонент тесной двойной системы — не белый карлик, а еще более компактная нейтронная звезда радиусом всего около 10 км, называются рентгеновскими барстерами, а если вторым компонентом является черная дыра, то будет наблюдаться рентгеновская новая.

Космические гамма-всплески

Космическими спутниками в конце 1960-х гг. были открыты мощные короткие (0,1–1000 с) всплески нетеплового гамма-излучения. Это грандиозные космические взрывы, излучающие в основном в жестком рентгеновском диапазоне, которые наблюдаются с космологических расстояний. Выделяемая энергия только в жестком электромагнитном излучении сравнима и превосходит энергию самых мощных сверхновых (до 10 46 –10 47 Дж). По-видимому, энергия концентрируется в узком конусе (джете) с углом 1–10°. После жесткого гамма-импульса остается монотонно тускнеющее рентгеновское и оптическое (иногда и радио-) излучение, наблюдаемое в течение нескольких дней и даже месяцев. Всплески возникают в галактиках на больших красных смещениях. Природа всплесков остается неясной, но, по-видимому, связана с освобождением колоссальной гравитационной энергии при коллапсе вращающегося ядра звезды в черную дыру. Возможно также образование короткого гамма-всплеска при слиянии пары нейтронных звезд или нейтронной звезды с черной дырой.

Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры

Звезды живут долго, но не вечно. Рано или поздно термоядерное топливо заканчивается, выделение энергии уже не способно противодействовать гравитации, стремящейся как можно сильнее сжать звезду, и она переходит в новое состояние: становится в зависимости от массы белым карликом, нейтронной звездой или черной дырой.

Масса белого карлика не может превышать некоторого критического значения, величина которого — примерно 1,4 массы Солнца. Вырожденные звезды бывают не только белыми, но и красноватого цвета. В последние годы при помощи самых современных астросейсмологических методов удалось «заглянуть» внутрь белых карликов и узнать, что их вещество со временем не только остывает, но и кристаллизуется.

Во внешнем слое нейтронной звезды ядра вещества могут образовывать твердую кристаллическую структуру. Тогда звезда покрывается жесткой коркой, подобной земной коре, но только в невообразимое число раз плотнее. При замедлении вращения пульсара в этой твердой корке создаются напряжения. Когда они достигают определенной величины, корка начинает раскалываться. Это явление называется звездотрясением. Такими звездотрясениями объясняются скачкообразные изменения периодов некоторых пульсаров.

Если масса исходной звезды настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса, то образуется черная дыра — объект с такой огромной силой тяготения, что он притягивает даже испущенный им самим свет. Гипотеза о существовании таких объектов была выдвинута еще в XVIII в. На сегодняшний день мы имеем множество косвенных свидетельств, подтверждающих существование черных дыр.

Кандидаты в сверхмассивные черные дыры — с массами в миллионы и даже миллиарды солнечных масс — скрываются в ядрах большинства галактик. Особенно убедительные доказательства в пользу их реальности получены по наблюдениям движения звезд вблизи центра нашей Галактики.

Белые карлики

Согласно этим законам, электронный «газ», заполняющий пространство между атомами, не застывает, даже если вещество охладить до абсолютного нуля. Иными словами, давление электронов в белых карликах не спадает даже при низких температурах, более того, вообще не зависит от температуры, в отличие от обычного давления газа, которое прямо пропорционально температуре. Газ, обладающий такими свойствами, получил название «вырожденного». Именно давление вырожденного электронного газа удерживает белые карлики в состоянии равновесия и не дает им сжаться еще сильнее.

Радиус белого карлика при заданном химическом составе вещества однозначно определяется его массой, причем чем массивнее карлик, тем он компактнее.

Пульсары

С нейтронными звездами связаны пульсирующие источники радиоизлучения с очень быстрой и очень правильной переменностью — пульсары. Период некоторых пульсаров не превышает нескольких тысячных долей секунды. Было установлено, что пульсары связаны с остатками сверхновых, большинство из них не посылает никакого излучения, кроме радиоимпульсов, а причина их возникновения — наличие сильного магнитного поля и быстрого вращения звездного остатка.

«Недозвезды»

Во Вселенной существуют объекты, вещество которых исключается из оборота сразу, в момент их формирования, без превращения в звезду. Эти объекты называются коричневыми карликами. Для загорания в протозвезде термоядерных реакций превращения водорода в гелий она должна иметь массу не менее 0,08 массы Солнца, в случае протозвездных сгустков меньшей массы образуется коричневый карлик. В нем могут на короткое время загореться термоядерные реакции с участием тяжелого водорода — дейтерия, но затем на протяжении остального времени своего существования коричневый карлик просто остывает. Температуры поверхности известных коричневых карликов заключены в пределах от примерно полутора тысяч до сотен Кельвинов.

В относительно холодных атмосферах коричневых карликов, в отличие от звезд, в большом количестве содержатся молекулы — метана, воды и др., а самые маленькие коричневые карлики неотличимы от самых больших планет-гигантов, разница лишь в том, что планеты-гиганты образуются в газопылевом диске, окружающем молодую звезду, а коричневые карлики способны рождаться самостоятельно.

Источник