Какое свойство есть у всех звезд
Астрономия для любителей →
Объекты во вселенной →
Характеристики звёзд
Благодаря работе астрономов разных стран, за последние десятилетия мы много узнали о развитии звёзд и их эволюции. Все данные получены благодаря наблюдению множества звёзд, находящихся на разных этапах эволюции.
Основными свойствами звёзд являются:
- светимость (полное количество энергии, излучаемое звездой в единицу времени (L),
- температура поверхности,
- масса,
- радиус.
Между всеми этими характеристиками существует связь. Эта связь отображена на диаграмме Герцшпрунга – Рассела (Спектр – Светимость представлена на картинке)
Из этой диаграммы видно, что звёзды создают определённую последовательность. Полоса, идущая с левого верхнего угла в правый нижний, называется “главная последовательность” В верхнем правом углу находятся холодные, но в то же время огромные звёзды, называемые красными гигантами. В левом нижнем углу –”белые карлики”. Очень горячие звёзды, но и очень маленькие. Солнце имеет спектральный класс G2.
Рассмотрим основные свойства подробнее.
Светимость
Светимость звёзд (L) чаще выражается в единицах светимости Солнца (4x эрг/с). Светимость звезды вычисляют по энергии, достигающей Земли, при условии, если известно расстояние до звезды. По светимости звёзды различаются в очень широких пределах. Большинство звёзд составляют “карлики”, их светимость ничтожна иногда даже по сравнению с Солнцем.
Характеристикой светимости является “абсолютная величина” звезды. Есть ещё понятие “видимая звёздная величина”, которая зависит от светимости звезды, цвета и расстояния до неё. В большинстве случаев используют “абсолютную величину”, чтобы реально оценить размеры звёзд, независимо как далеко они находятся. Чтобы узнать истинную величину, просто нужно звёзды отнести на какое-то условное расстояние (допустим на 10ПК). Звёзды высокой светимости имеют отрицательные значения. Например, видимая величина солнца -26,8. На расстоянии в 10ПК эта величина будет уже +5 (самые слабые звёзды, видимые невооружённым глазом, имеют величину +6).
Температура поверхности
Известные законы термодинамики позволяют нам определить температуру тела, измеряя длину волны в максимуме излучения черного цвета.
Так, если температура поверхности 3-4 тыс. К, то её цвет красноватый, 6-7 тыс. К – жёлтый, 10-12 тыс. К – белый и голубой. В таблице ниже приведены интервалы длин волн, соответствующие различным цветам, которые можно наблюдать в оптическом диапазоне.
Цвет и длина волны
| Цвет | Диапазон длин волн, А |
| Фиолетовый, синий | 3900 – 4550 |
| Голубой | 4550 – 4920 |
| Зеленый | 4920 – 5570 |
| Желтый | 5570 – 5970 |
| Оранжевый | 5970 – 6220 |
| Красный | 6220 – 7700 |
Последовательность спектров звёзд, получающихся при непрерывном изменении их поверхностных слоёв, обозначается следующими буквами: O, B, A, F, G, K, M (от горячих к холодным). Каждый из этих классов подразделяется ещё на 10 подклассов (пример B1, B2, B3…). Четкая классификация спектрального класса звезд представлена в следующей таблице
Спектральные классы звезд
| Обозначение класса звезд | Характерный признак спектральных линий | Температура поверхности, K |
| O | Ионизованный гелий | > 30 000 |
| B | Нейтральный гелий | 11 000 – 30 000 |
| A | Водород | 7 200 – 11 000 |
| F | Ионизованный кальций | 6 000 – 7 200 |
| G | Ионизованный кальций, нейтральные металлы | 5 200 – 6 000 |
| K | Нейтральные металлы | 3 500 – 5200 |
| M | Нейтральные металлы, полосы поглощения молекул | < 3 500 |
| R | Полосы поглощения циана (CN)2 | < 3 500 |
| N | Углерод | < 3 500 |
Масса
Также звёзды разделяются по массе, но в более узких пределах в отличие от светимости (которая может различаться и в 1000 раз). Очень мало звёзд, имеющих массу в 10 раз больше или меньше Солнечной.
Ученые, изучая распределение звезд по массам и учитывая время жизни звезд различной массы, распределяют звезды по массам в момент их рождения. Ими установлено, что вероятность рождения звезды определенной массы, очень приближенно, обратно пропорциональна квадрату массы (функция Солпитера):
F(M) ~ M-7/3.
Это общая закономерность. Во многих областях Вселенной наблюдается дефицит массивных звезд. В тех областях, где молодых звезд много, звезд маленькой массы меньше. Исследователи полагают, что первые звезды были яркими, массивными и короткоживущими.
Радиус
Радиус звёзд может очень сильно отличаться, а также меняться… С появлением возможности проводить спектральный анализ, появились сведения о химическом составе звезды. По химическому составу звёзды представляют собой водородные и гелиевые плазмы, остальных элементов гораздо меньше. На 10тыс атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 углерода и 0,5 железа. Других элементов ещё меньше….
Делались попытки построить теоретическую эволюцию звёзд вдоль главной последовательности на основе представлений о потери масс этими звёздами, но эти попытки оказались неудачными.
Время пребывания звёзд на главной последовательности зависит от их первоначальной массы. Чем больше излучение и масса звезды, тем скорее она израсходует свой водород.
Автор: Татьяна Сидорова, дата обновления: 17.05.2018
Перепечатка без активной ссылки запрещена!
Источник
Вы знаете, какие существуют виды звезд? Давайте немного разберёмся в этом.
Не секрет, что всё многообразие нашего мира подразделяют на определённые группы по тем или иным параметрам и свойствам. Собственно говоря, космические тела не исключение.
Звёзды на небе
Как известно, звёзды, в первую очередь, делят на спектральные классы. Что позволяет узнать про их многое. Например, абсолютную величину, состав и т.д.
Разумеется, для того, чтобы сгруппировать светила, потребовалось много времени и труда учёных. В начале 20 века, благодаря деятельности двух астрономов, появилась диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Что важно, на ней отображены звёздный спектральный класс, светимость, цвет, температура и этапы эволюции. Проще говоря, характеристика светил.
Безусловно, это одна из важнейших работ в изучении и исследовании жизни звёздных объектов. Можно сказать, что она является основой для их распределения на типы.
Какие виды звёзд существуют
Итак, выделим основные виды звезд:
- Светила главной последовательности — на этом этапе они проводят до 90% всей своей жизни. Главным образом, основные термоядерные реакции связаны с горением водорода. В результате чего формируется гелиевое ядро.
Главная последовательность
- Коричневые карлики — интересный тип субзвёздных объектов. В их ядре также протекают термоядерные реакции, но основе лежит горение лёгких элементов. Например, бора, лития, бериллия или дейтерия. Поэтому тепловыделение и излучение у подобных тел быстро заканчивается. Что, соответственно, приводит к их остыванию, а затем превращению в планетоподобные объекты.
Коричневый карлик
- Красные карлики отличаются долгой продолжительностью жизни, поскольку горение водорода в них проходит медленно. Вероятно, поэтому красных карликов больше других звёздных тел во Вселенной. Хотя из-за медленных процессов и слабого излучения, они не видны с нашей планеты без специальных приборов.
Проксима Центавра (красный карлик)
- Красные гиганты образуются после того, как сгорит весь водородный запас, что приводит к гелиевой вспышке и расширению звезды.
- Белые карлики имеют малую массу. Можно сказать, это остаток от красных гигантов, скинувших свою оболочку. При взрыве начинается процесс горения углерода и кислорода. Светило увеличивает атмосферные границы, быстро теряет газ и превращается в белый карлик.
Белый карлик Сириус B
- Сверхгиганты — массивный тип светил, которые из-за происходящих внутри реакций быстро покидают стадию главной последовательности. Для них характерна низкая температура, но высокий показатель светимости.
- Переменные звёзды — это те, у которых хотя бы раз за весь жизненный цикл изменялся блеск. Чаще всего это связано с внутренними процессами. Однако и внешние факторы могут повлиять на изменение блеска. К примеру, если звёздный свет пройдёт сквозь гравитационное поле.
Помимо этого, выделяют и другие виды звезд:
- Новые звёзды – это особый тип переменных, с достаточно резким изменением блеска. Собственно говоря, скачки светимости провоцируют вспышки тела с различными амплитудами.
- Сверхновые – это те, которые на конечном этапе эволюции взрываются. Причем их взрыв или вспышка очень мощные.
- Гиперновые или проще говоря, большие сверхновые звёзды. После того, как источники поддержания термоядерных реакций иссякают, происходит коллапс. Что интересно, сила и мощность их неминуемого взрыва превышает обычных сверхновых приблизительно в 100 раз.
Взрыв гиперновой
- LBV (Яркие голубые переменные) или переменные типа S Золотой Рыбы являются пульсирующими гипергигантами. Для них свойственны неправильные изменения блеска с колебаниями от 1 до 7 m. Правда, это очень редкие и недолго живущие звезды, которые всегда окружают туманности.
- ULX (Ультраяркие рентгеновские источники) – космические объекты, обладающие сильным рентгеновским излучением. Их переменность может варьироваться от секунд до нескольких лет. Вероятно, что их источником излучения является чёрная дыра. На самом деле, мало изучены, редкие.
- Нейтронные звёзды, на самом деле, представляют собой образования из нейтронов (нейтральных субатомных частиц). Поскольку эти частицы сильно сжимаются силами гравитации, то плотность светил также очень высокая. Между прочим, её часть сравнивают со средней плотностью атомного ядра. И это при том, что радиус нейтронных объектов составляет от 10 до 20 км, а масса равна примерно 1,5 солнечных масс.
Нейтронная звезда
- Двойные звёзды или системы отличаются, главным образом, тем, что состоят их пары светил, связанных между собой силами гравитации. К удивлению, наша Галактика наполовину состоит именно из двойных звёзд.
- Уникальные (объект Стефенсона-Сандьюлика) – это двойная затменная система звёзд. Один из компонентов представляет массивное светило с высокой температурой и светимостью, а другой небольшое тело (может быть нейтронным образованием или даже чёрной дырой). В результате взаимодействия компонентов производится сильнейшее рентгеновское излучение. На данным момент, к уникальным относится лишь одна система SS 433.
Объект Стефенсона-Сандьюлика (SS 433)
Как видно, виды звёзд нашей Вселенной могут быть разные. Стоит отметить, что они отличаются друг от друга по своему звёздному размеру и массе, составу, температуре, расстоянию до нас и другим характеристикам. Но несмотря на это, среди всех небесных тел они носят гордое название – звезда.
Источник
3. ОСНОВНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗВЕЗД
Звезда – это горячий газовый шар, разогреваемый за счет
ядерной энергии и удерживаемый силами тяготения. Основную информацию о звездах
дает испускаемый ими свет и электромагнитное излучение в других областях
спектра. Главными факторами, определяющими свойства звезды, являются её масса,
химический состав и возраст. Звезды должны меняться со временем, так как они
излучают энергию в окружающее пространство. Информация о звездной эволюции может
быть получена из диаграммы Герцшпрунга-Рассела, представляющей собой зависимость
светимости звезды от температуры её поверхности (рис.9).
Pис.
9. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Линия показывает начальные положения
звезд с различными массами на главной последовательности
На диаграмме Герцшпрунга-Рассела звезды распределены
неравномерно. Около 90% звезд сконцентрировано в узкой полосе, пересекающей
диаграмму по диагонали. Эту полосу называют главной последовательностью.
Её верхний конец расположен в области ярких голубых звезд. Различие в
заселенности звезд, находящихся на главной последовательности и областей,
примыкающих к главной последовательности, составляет несколько порядков
величины. Причина в том, что на главной последовательности находятся звезды на
стадии горения водорода, которая составляет основную часть времени жизни звезды.
Солнце находится на главной последовательности. Его положение указано на рис. 9.
Следующие по населенности области после главной
последовательности – белые карлики, красные гиганты и красные сверх-гиганты.
Красные гиганты и сверхгиганты – это в основном звезды на стадии горения гелия и
более тяжелых ядер.
Светимость звезды – полная энергия, испускаемая звездой в
единицу времени. Светимость звезды может быть вычислена по энергии, достигающей
Земли, если известно расстояние до звезды.
Из термодинамики известно, что, измеряя длину волны в
максимуме излучения черного тела, можно определить его температуру. Черное тело
с температурой 3 K будет иметь максимум спектрального распределения на частоте
3·1011 Гц. Черное тело с температурой 6000 K будет излучать зеленый
свет. Температуре 106 K соответствует излучение в рентгеновском
диапазоне. В таблице 2 приведены интервалы длин волн, соответствующие различным
цветам, наблюдаемым в оптическом диапазоне.
Таблица 2
Цвет и длина волны
Цвет | Диапазон длин волн, |
Фиолетовый, синий | 3900 – 4550 |
Голубой | 4550 – 4920 |
Зеленый | 4920 – 5570 |
Желтый | 5570 – 5970 |
Оранжевый | 5970 – 6220 |
Красный | 6220 – 7700 |
Температура поверхности звезды рассчитывается по
спектральному распределению излучения.
Классификацию спектрального класса звезд легко понять из
таблицы 3.
Каждая буква характеризует звезды определенного класса.
Звезды класса O самые горячие, класса N – самые холодные. В звезде класса O
видны в основном спектральные линии ионизованного гелия. Солнце принадлежит к
классу G, для которого характерны линии ионизованного кальция.
В таблице 4 приведены основные характеристики Солнца. Пределы
изменения таких характеристик звезд как масса (M), светимость (L), радиус (R) и
температура поверхности (T) даны в таблице 5.
Таблица 3
Спектральные классы звезд
Обозначение класса | Характерный признак | Температура |
O | Ионизованный гелий | > 30 000 |
B | Нейтральный гелий | 11 000 – 30 000 |
A | Водород | 7 200 – 11 000 |
F | Ионизованный кальций | 6 000 – 7 200 |
G | Ионизованный кальций, | 5 200 – 6 000 |
K | Нейтральные металлы | 3 500 – 5200 |
M | Нейтральные металлы, | < 3 500 |
R | Полосы поглощения | < 3 500 |
N | Углерод | < 3 500 |
Рис. 10. Соотношение масса-светимость
Для звезд главной последовательности с известной массой
зависимость масса-светимость показана на рис.10 и имеет вид
L ~ Mn, где n = 1.6 для звезд малой массы (M < M ) и n = 5.4
для звезд большой массы (M > M). Это означает, что перемещение
вдоль главной последовательности от звезд меньшей массы к звездам большей массы
приводит к увеличению светимости.
Таблица 4
Основные характеристики Солнца
Масса M | 2·1033 |
Радиус R | 7·1010 |
Светимость L | 3.83·1033 |
Поток излучения с единицы | 6.3·107 |
Средняя плотность вещества | 1.4 г/см3 |
Плотность в центре | ~100 г/см3 |
| Температура поверхности | 6·103 K |
| Температура в центре | 1.5·107 |
| Химический состав: водород гелий углерод, азот, кислород, неон и др. | 74% |
| Возраст | 5·109 лет |
| Ускорение свободного падения на поверхности | 2.7·104 см/с2 |
| Шварцшильдовский радиус – 2GM /c2 (c – скорость света) | 2.95 км |
| Период вращения относительно неподвижных звезд | 25.4 суток |
| Расстояние до центра Галактики | 2.6·1017 км |
| Скорость вращения вокруг центра Галактики | 220 км/с |
Таблица 5
Пределы изменения характеристик различных звезд
10-1 M < M < 50 M |
10-4 L < L < 106 L |
10-2 R < R < 103 R |
2·103 K < T < 105 K |
За единицу измерения M, R, L приняты |
Таким образом, более массивные звезды оказываются и более
яркими.
В левой нижней части диаграммы (рис.9) – вторая по
численности группа – белые карлики. В правом верхнем углу диаграммы группируются
звезды с высокой светимостью, но низкой температурой поверхности – красные
гиганты и сверхгиганты. Этот тип звезд встречается реже. Названия “гиганты” и
“карлики” связаны с размерами звезд. Белые карлики не подчиняются зависимости
масса-светимость, характерной для звезд главной последовательности. При одной и
той же массе они имеют значительно меньшую светимость, чем звезды главной
последовательности.
Звезда может находиться на главной последовательности на
определенном этапе эволюции и быть гигантом или белым карликом на другом.
Большинство звезд находится на главной последовательности потому, что это
наиболее длительная по времени фаза эволюции звезды.
Одним из существенных моментов в понимании эволюции Вселенной
является представление о распределении образующихся звезд по массам. Изучая
наблюдаемое распределение звезд по массам и учитывая время жизни звезд различной
массы, можно получить распределение звезд по массам в момент рождения.
Установлено, что вероятность рождения звезды данной массы, очень приближенно,
обратно пропорциональна квадрату массы (функция Солпитера):
F(M) ~ M-7/3.
Однако это лишь общая закономерность. В некоторых областях наблюдается
дефицит массивных звезд. В областях, где много молодых звезд, звезд малой массы
меньше. Считается, что первые звезды были в основном яркими, массивными и
короткоживущими.
По-видимому, функция масс должна обрываться на нижнем конце
около масс ~ (0.1 – 0.025) M . Используя в
качестве нижней оценки два значения масс M ~ 0.1 M и 0.025 M , можно
получить относительную массу звезд, имеющих массы больше 5M :
и долю массы звезд, имеющих массу меньше солнечной, –
Для того, чтобы объяснить наблюдаемые распространенности
различных элементов, необходимо предположить, что в звездах происходят ядерные
реакции, в которых и образуются эти элементы. Особенности протекания ядерных
реакций рассмотрены ниже.
Теорема о вириале.
Средняя кинетическая энергия материальной точки, совершающей пространственно
ограниченное движение под действием сил притяжения, подчиняющихся закону
обратных квадратов, равна половине её средней потенциальной энергии с обратным
знаком.
Рассмотрим движение одной материальной точки в поле
центральных сил, описываемых потенциалом:
U(r) = C/r,
где C – константа. В нерелятивистском случае уравнение движения имеет вид:
(1). |
Умножая обе части уравнения (1) скалярно на ,
получаем:
.
Рассмотрим выражение:
.
Усредняя по большому интервалу времени и учитывая, что , получаем:
или | (2) |
что и требовалось доказать.
Для системы материальных точек имеем:
( | Средняя полная | ) | ( | Средняя полная потенциальная энергия | ) | (3) |
Согласно теореме о вириале у звезды, находящейся в
термодинамическом равновесии, средняя тепловая энергия и средняя гравитационная
энергия связаны соотношением:
| 2тепл + гравит = 0 | (4). |
Полная энергия звезды дается выражением:
Это означает, что теплоемкость звезды является
отрицательной величиной: потери энергии на излучение не охлаждают звезду, а,
наоборот, нагревают. Действительно, пусть звезда в результате излучения потеряла
энергию E, тогда её тепловая энергия
изменится от тепл = – E до тепл = – (E –
ΔE) = – E + ΔE,
т.е. увеличится, что и приводит к увеличению температуры звезды.
Как звезда попадает на главную последовательность? В
образующейся звезде возможны два способа переноса тепла из более горячей
центральной области к холодной периферии. Первый способ – конвекция, в процессе
которой горячие частицы пыли и газа перемещаются из более нагретой центральной
области на периферию. Второй способ – излучение. В этом случае тепло переносится
фотонами.
В зависимости от условий, существующих в среде, роль этих
механизмов может быть различной. В процессе сжатия звезды плотность вещества
звезды возрастает и конвекция становится менее эффективным способом переноса
энергии и в результате светимость звезды ослабевает. Эта фаза в истории звезды
называется фазой Хаяши. Для этой фазы характерно примерное постоянство
температуры поверхности звезды – около 4000 K. При температуре >4000 K
происходит ионизация атомов и свободные электроны начинают эффективно рассеивать
излучение, т.е. под поверхностью протозвезды, находящейся при температуре выше
4000 K, излучение оказывается в ловушке. В конце фазы Хаяши в протозвезде
перенос тепла от центра к периферии происходит за счет излучения. Звезда
продолжает сжиматься и температура в центре звезды возрастает. Возрастает
температура и на поверхности. Однако темп роста температуры в центре звезды
оказывается существенно выше. При температуре несколько тысяч градусов на
поверхности звезды температура в центре звезды достигает миллионов градусов. В
конце фазы Хаяши звезда попадает на главную последовательность.
Рассмотрим два состояния вещества с полной массой M.
Состояние I – это состояние когда вся масса сконцентрирована внутри шара радиуса
R. Состояние II – это когда всё вещество разнесено на бесконечность. Чтобы
перейти от состояния I к состоянию II необходимо затратить энергию. Вычисления,
основанные на законе тяготения Ньютона, приводят к следующему выражению для
гравитационной потенциальной энергии:
Uгравит
где G – гравитационная постоянная, R – радиус звезды. При этом
предполагается, что вещество равномерно распределено внутри сферы радиуса R. В
качестве нулевого уровня отсчета энергии выбирается состояние II. Поэтому
гравитационная потенциальная энергия должна быть отрицательной. Итак, величина
полной гравитационной энергии, освобождаемой при сжатии звезды, по порядку
величины равна:
Eгравит | (6) |
Для типичных астрономических объектов эта величина дана в
табл. 6.
Таблица 6
Гравитационная энергия типичных астрономических объектов
Астрономический объект | Гравитационная энергия, эрг |
Луна | 1.3·1036 |
Земля | 2.0·1039 |
Солнце | 2.0·1048 |
Белый карлик | 2.4·1050 |
Нейтронная звезда | 1.0·1053 |
Наша Галактика | 5.0·1059 |
Итак, звезда медленно сжимается и излучает энергию во
внешнее пространство.
Если светимость звезды L, то за счет гравитационного сжатия
звезда может излучать в течение времени
Tгравит = | (7) |
Для Солнца можно рассчитать энергию Eгравит,
которую оно излучило, сжимаясь до настоящего состояния (R
=7·1010 см, M =2·1033 г):
(Eгравит) = = 2.0·1048 эрг.
В настоящее время светимость Солнца L ~ 4·1033
эрг/с. Считая её постоянной, можно оценить время излучения Солнца за счет
гравитационного сжатия:
(Tгравит) = = 17 млн лет.
Это означает, что если бы высвобождающаяся за счет
гравитационного сжатия энергия была единственным источником энергии Солнца, то
время его существования исчислялось бы десятками млн лет. Однако это
противоречит данным геологии. Палеонтологические данные указывают на наличие на
Земле примитивных форм жизни по крайней мере 3 млрд лет назад. Следовательно,
должен существовать другой механизм выделения энергии в звездах. Таким
механизмом является синтез легких ядер.
Источник