Звезды: основные физико-химические характеристики и их взаимная связь.

Звезды: основные физико-химические характеристики и их взаимная связь.

Звезда-это пространственно обособленный, гравитационно связанный, непрозрачный для излучения космический объект, в котором в значительных масштабах происходили, происходят и будут происходить термоядерные реакции.

Плане́та — небесное тело, вращающееся по орбите вокруг звезды или её остатков, достаточно массивное, чтобы стать округлым под действием собственной гравитации, но недостаточно массивное для начала термоядерной реакции, и сумевшее очистить окрестности своей орбиты от планетезималей^[a]

Звёздная величина.

Данное понятие вводилось ранее. При разности в одну звездную величину видимый блеск звезд изменяется примерно в 2,5 раза, почти как у Гиппарха. Разность в 5 звездных величин соответствует изменению блеска звезд в 100 раз. Тогда разница на одну звездную величину соответствует отличию блеска в раза. Видимые звездные величины обозначаются буквой m. Отношение блеска E_m и E_m₊₁ двух звезд, величины которых различаются точно на единицу, выражается числом = . Тогда связь между видимыми звездными величинами . Эта зависимость называется формулой Погсона.

Абсолютная звездная величина M – это видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась на стандартном расстоянии в 10 пк или 32,6 светового года.

Светимость звезды- полная энергия, излучаемой звездой в единицу времени, и имеет размерность мощности Дж/с или Вт. Абсолютная звездная величина Солнца во всем диапазоне излучения (болометрическая величина) M ¤ = 4,72, его светимость L¤ = 4∙10²⁶ Вт. Среди звезд очень высокой светимости выделяют гигантыисверхгиганты. Большинство гигантов имеет температуру 3000 – 4000К, поэтому их называют красными гигантами. Звёзды, имеющие маленькую светимость, называются карликами.

Цвет и спектр звезд связан с их температурой. Подробно рассмотреть различные звёздные спектры и диаграмму Герцшпрунга–Рессела.

Согласно спектрам звезды делятся на спектральные классы:

Спектральный класс	Цвет	Температура, K	Особенности спектра	Типичные звезды
О	Голубой	40 000	Интенсивные линии ионизированного гелия, линий металлов нет	Минтака
В	Голубовато-белый	20 000	Линии нейтрального гелия. Слабые линии Н и К ионизованного кальция	Спика
А	Белый	10 000	Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Видны линии Н и К ионизованного кальция, слабые линии металлов	Сириус, Вега
F	Желтоватый	7 000	Ионизированные металлы. Линии водорода ослабевают	Процион, Канопус
G	Желтый	6 000	Нейтральные металлы, интенсивные линии ионизованного кальция Н и К	Солнце, Капелла
К	Оранжевый	4 500	Линий водорода почти нет. Присутствуют слабые полосы окиси титана. Многочисленные линии металлов.	Арктур, Альдебаран
М	Красный	3 000	Сильные полосы окиси титана и других молекулярных соединений	Антарес, Бетельгейзе

Астрономы разделяют звезды на различные спектральные классы. Спектральная классификация, разработка которой началась в XIX веке, первоначально была основана на интенсивности линий поглощения водорода. Классы, которые наилучшим образом описывают температуру звезд, используются и в настоящее время. Типичные спектры для семи основных спектральных классов – OBAFGKM. Для запоминания этой последовательности букв принято использовать мнемоническую фразу «Один Бритый Американец Финики Жевал Как Морковь,».

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же поздних спектральных классов К и М – красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры.

Светимость звезды связана с радиусом звезды формулой L = σT⁴ ∙ 4πR².

Масса звезды – едва ли не самая важная ее характеристика. Масса определяет весь жизненный путь звезды. Массу можно оценить для звезд, входящих в двойные звездные системы, если известны большая полуось орбиты а и период обращения T. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера который может быть записан в следующем виде:

здесь M₁ и M₂ – массы компонент системы, G – гравитационная постоянная. Двойных и кратных систем очень много в Галактике, больше, чем одиночных звёзд.

Сопоставление светимостей звезд с их спектральными классами впервые было сделано в начале XX века Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Ресселом, поэтому диаграмму спектр-светимостьчасто называют диаграммой Герцшпрунга–Рессела. На этой диаграмме по оси абсцисс откладываются спектральные классы (или эффективные температуры), по оси ординат – светимости L (или абсолютные звездные величины M). Если бы между светимостями и их температурами не было никакой зависимости, то все звезды распределялись на такой диаграмме равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются несколько закономерностей, которые называют последовательностями.

Диаграмма Герцшпрунга–Рессела

Большинство звезд (около 90 %), располагаются на диаграмме вдоль длинной узкой полосы, называемой главной последовательностью. Она протянулась из верхнего левого угла (от голубых сверхгигантов) в нижний правый угол (до красных карликов). К звездам главной последовательности относится Солнце, светимость которого принимают за единицу.

Точки, соответствующие гигантам и сверхгигантам, располагаются над главной последовательностью справа, а соответствующие белым карликам – в нижнем левом углу, под главной последовательностью.

В настоящее время выяснилось, что звезды главной последовательности – нормальные звезды, похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода в термоядерных реакциях. Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части главной последовательности и являются голубыми гигантами. Самые маленькие по массе звезды – карлики. Они располагаются в нижней части главной последовательности. Параллельно главной последовательности, но несколько ниже ее располагаются субкарлики. Они отличаются от звезд главной последовательности меньшим содержанием металлов.

Большую часть своей жизни звезда проводит на главной последовательности. В этот период ее цвет, температура, светимость и другие параметры почти не меняются. Но до того, как звезда достигнет этого устойчивого состояния, еще в состоянии протозвезды, она имеет красный цвет и в течение короткого времени большую светимость, чем будет иметь на главной последовательности.

Звезды большой массы (сверхгиганты) щедро расходуют свою энергию, и эволюция таких звезд продолжается всего сотни миллионов лет. Поэтому голубые сверхгиганты являются молодыми звездами.

Стадии эволюции звезды после главной последовательности также короткие. Типичные звезды становятся при этом красными гигантами, очень массивные звезды – красными сверхгигантами. Звезда быстро увеличивается в размере, и ее светимость возрастает. Именно эти фазы эволюции отражаются на диаграмме Герцшпрунга–Рессела.

Каждая звезда проводит на главной последовательности около 90% времени своей жизни. В этот период основными источниками энергии звезды являются термоядерные реакции превращения водорода в гелий в её центре. Исчерпав данный источник, звезда смещается в область гигантов, где проводит около 10% времени своей жизни. В это время основным источником выделения энергии звезды является превращение водорода в гелий в слое, окружающем плотное гелиевое ядро. Это так называемая стадия красного гиганта.