Астрономический сайт

Загадки земли и вселенной

Как отличаются звезды друг от друга

Звезды
С развитием науки и техники, а так же с возросшим интересом к звездному небу открывались все новые и новые звезды. Стал актуальным вопрос о систематизации открытых объектов. Конечно же, все звезды можно распределить на классы, другими словами классифицировать. Они могут различаться по многим параметрам, например, как яркость, светимость, цвет, температура, масса. Давайте попробуем их немного рассмотреть.

Звездный блеск

Тихая ночь, на небе ни облачка, Луна еще не взошла.… Сразу появляется какой-то романтический настрой. Но мы не об этом сейчас будем говорить. В такие ночи прекрасно видно звездное небо и отчетливо белеет Млечный путь. Каждый, кто хоть раз смотрел на эту красоту, даже не вооруженным глазом мог заметить, что яркость звезд различна. Яркость еще называют блеском. Видимый блеск звёзд оценивают в звёздных величинах (см. статью «Звёздные величины»). Существует шесть звездных величин: к первой относят звезды самые яркие, а шестую представляют звезды которые еле-еле можно различить невооруженным глазом. Но наука не стояла на месте и, впоследствии, чтобы производить объективные количественные оценки звёздных величин, эту шкалу усовершенствовали. Было принято, что разность в пять звёздных величин соответствует отличию в видимой яркости ровно в 100 раз. Следовательно, разница в одну звёздную величину означает, что звезда ярче другой в раза, для более точных измерений шкала, содержащая только целые числа, оказалась слишком грубой, поэтому пришлось вводить дробные значения. Звёздные величины обозначают индексом m (от. лат. magnitudo — «величина»), который ставят вверху после числового значения. Например, яркость Полярной звезды 2,3m.

Чтобы оценить блеск ярчайших небесных светил, шести ступеней было недостаточно. Появились нулевые и отрицательные звездные величины. Так полная Лупа имеет блеск около -11m (в 10 тыс. раз ярче самой яркой звезды – Сириуса), Венера до -4m. С изобретением телескопа астрономы познакомились со звёздами слабее 6m. Даже в бинокль могут быть видны звёзды 10m, а крупнейшим телескопам доступны объекты 27-29m.

Видимый блеск – легко измеряемая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды – светимость, надо знать расстояние до неё.

Расстояния до звезд

Расстояние до далёкого предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направления на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Это можно сделать, потому что в треугольнике известна одна сторона (базис) и два прилежащих утла. При измерениях на Земле этот метод называют триангуляцией.

Чем больше базис, тем точнее результат измерения. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет больше измеряемой величины. К счастью, наблюдатель вместе с нашей планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведет два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает ее с разных точек земной орбиты, а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместиться на фоне более далеких звезд и галактик. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере – параллаксом. Из геометрических соображений ясно, что он в точности равен тому углу, под которым были бы видны эти две точки земной орбиты со стороны звезды, и зависит как от расстояния между точками, так и от их ориентации в пространстве.

Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым был бы виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду. Параллаксы даже самых близких звёзд чрезвычайно малы, меньше 1". Здесь требуются очень точные инструменты, поэтому не удивительно, что долгое время (до середины XIX в.) измерить параллаксы не удавалось. И, разумеется, это было совершенно невозможно во времена Коперника, который впервые предложил метод параллаксов как прямое следствие своей гелиоцентрической системы (в геоцентрической системе параллактических смещений быть не должно).

С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстоянии в астрономии – парсек (сокращение от «параллакс» и «секунда»). Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1". Другими словами, радиус земной орбиты, равный одной астрономической единице (1 а. е.). виден с такой звезды под углом 1". Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой: , где r — расстояние в парсеках, — годичный параллакс в секундах.

Из соотношений в параллактическом треугольнике легко вычислить, что 1 парсек (пк) равен 206 265 а. е., или примерно 30 трлн. километров. Это очень большая величина, свет преодолевает такой путь за 3.26 года.

Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд. К сожалению, лишь для ближайших соседей это удаётся сделать с большой точностью. Однако существует ряд методов, с помощью которых расстояние до звезды можно получить косвенным путём, используя различные астрофизические или статистические соотношения. Так, светимость переменных звезд, называемых цефеидами, оказалась связанной с периодом изменения их блеска. Зная период далекой переменной звезды и её видимую звёздную величину, легко найти расстояние до звезды. Методы изучения двойных звёзд также позволяют вычислить расстояния до некоторых из них. Есть и другие косвенные способы определения расстояний до звёзд и звёздных систем.

Светимость

Когда были измерены расстояния до ярких звёзд, стало очевидным, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Если светимость Солнца (Lс 4•1026 Вт) принять за единицу, то, к примеру, мощность излучения четырёх ярчайших звёзд неба, выраженная в светимостях Солнца, составит:

Сириус 22 Lс
Канопус 4700 Lс
Арктур 107 Lс
Вега 50 Lс

Это, однако, не означает, что Солнце очень «бледно» выглядит по сравнению с остальными звёздами. Его светимость в звёздном мире выше средней. Так. из нескольких десятков звёзд, расстояния до которых не превышают 15 световых лет, только две – Сириус и Процион – имеют более высокую светимость, чем Солнце, и ещё одна — Центавра — лишь немного уступает ему, у остальных же светимость значительно ниже. Известны звёзды, излучающие света в десятки тысяч раз меньше, чем Солнце. Интервал светимостей наблюдаемых звёзд оказался невероятно широким: они могут отличаться более чем в миллиард раз!

Цвет и температура

Одна из легко измеряемых звёздных характеристик — цвет. Как раскалённый металл меняет свой цвет в зависимости от степени нагрева, так и цвет звезды всегда указывает на её температуру. В астрономии применяют абсолютную шкалу температур, шшаг которой — один кельвин (1 К) — тот же, что и в привычной нам шкале Цельсия (1 °С), а начало шкалы сдвинуто на -273 (О К = -273°С). Самые горячие звёзды — всегда голубого и белого цвета, менее горячие — желтоватого, холодные – красноватого. Но даже наиболее холодные звёзды имеют температуру 2-3 тыс. Кельвинов — горячее любого расплавленного металла.

Человеческий глаз способен лишь грубо определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого (или невидимого) спектра. Ведь цвет звезды зависит от того, на какой участок спектра приходится наибольшая энергия излучения. Сравнение звездных величин в разных интервалах спектра (например, в голубом и жёлтом) позволяет количественно охарактеризовать цвет звезды и оценить её температуру.

Спектральная классификация звезд

Более полную информацию о природе излучения звёзд даёт спектр. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства — дифракционной решетки — раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое – красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету.

Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звезды. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда (оказалось, из тех же, что известны на Земле, а больше всего в звёздах самых лёгких элементов — водорода и гелия). Но даже у одного и того же элемента набор линий и количество энергии, поглощаемой в каждой из них, зависит от температуры и плотности атмосферы. Разработаны специальные физические методы определения характеристик звезды по анализу её спектра.

В горячих голубых звёздах с температурой свыше 10-15 тыс. кельвинов большая часть атомов ионизована, так как лишена электронов. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звёзд линий мало. Самые заметные принадлежат гелию. У звёзд с температурой 5-10 тыс. кельвинов (к ним относится Солнце) выделяются линии водорода, кальция, железа, магния и ряда других металлов. Наконец, у более холодных звёзд преобладают линии металлов и молекул, выдерживающих высокие температуры (например, молекул окиси титана).

В начале XX в. в Гарвардской обсерватории (США) была разработана спектральная классификация звёзд. Основные классы в ней обозначаются латинскими буквами (О, В, А, F, G, К, М), они отличаются набором наблюдаемых линий и плавно переходят один в другой. Вдоль этой последовательности уменьшается температура звёзд и меняется их цвет – от голубого к красному. Звёзды, относящиеся к классам О, В и А, называют горячими или ранними, F и G – солнечными, К и М – холодными или поздними. Для более точной характеристики каждый класс разделён ещё на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы. Таким образом, получается плавная последовательность подклассов. Например, за подклассом G9 следует К0 и т. д. «Спектральные паспорта» звёзд выглядит следующим образом:

Солнце G2
Сириус A1
Канопус F0
Арктур K2
Вега A0
Ригель B8
Денеб A2
Альтаир A7
Бетельгейзе M2
Полярная F8

Размеры звезд

Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же угнать размер звезды?

На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди «перекрывая» идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет ее не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии ее Луной определяют угловой размер звезды. А зная расстояния до звезды, из углового размера легко получить ее истинные (линейные) размеры.

Но лишь небольшая часть звезд на небе расположена так удачно для земных наблюдателей, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие метолы оценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором – оптическим интерферометром. Правда, такие измерения довольно трудоёмки. В большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок её полной светимости (L) во всём оптическом диапазоне и температуры (Т). По законам излучения нагретых тел светимость звезды пропорциональна величине R2T4. Сравнивая какую-либо звезду с Солнцем, получаем удобную для вычислений формулу: .

позволяющую найти радиус звезды по её температуре и светимости (величины Rc, Lc, Tc = 6000 К известны). Измерения показали, что самые маленькие звёзды, наблюдаемые в оптических лучах, – так называемые белые карлики – имеют в диаметре несколько тысяч километров. Размеры же наиболее крупных – красных гигантов – таковы, что, если бы можно было поместить подобную звезду на место Солнца, большая часть планет Солнечной системы оказалась бы внутри неё.

Масса звезды

Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в ее центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, a также особенности ее жизненного пути.

Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звезд, входящих в двойные системы, измеряя скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе тяготения, а на анализе тех звездных характеристик, которые так или иначе связаны с массой. Чаще всего это светимость. Для многих звезд выполняется простое правило: чем выше светимость, тем больше масса. Эта зависимость не линейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз.

Массы звезд заключены в пределах от нескольких десятков примерно до 0,1 массы Солнца. (При меньшей массе температура даже в центре тела будет не достаточно велика для выработки термоядерной энергии, такие объекты окажутся слишком холодными, их нельзя причислить к звездам.) Таким образом, по массе звезды различаются всего в несколько сот раз – гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) или по светимости (более миллиарда раз).

Анализируя важнейшие характеристики звезд, сопоставляя их друг с другом, ученые смогли установить и то, что недоступно прямым наблюдениям: как устроены звезды, как они образуются и изменяются в течении жизни, во что превращаются, растратив запасы своей энергии.



Страниц : 1