Типы звёзд. Рождение и эволюция

Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам "непосредственно" приходит их излучение, характеризуется  полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а  обилие остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходиться  тысячи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота  и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можно  сказать, что наружные слои звезд - это  гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых  элементов.

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 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. Количественно цвет звезд характеризуется  разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых  пропускает преимущественно синие  лучи ("В"), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную  с человеческим глазом("V"). Техника  измерений цвета звезд настолько  высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов - единственная возможность их спектральной классификации.

Температура и масса звезд

Знание спектрального  класса или цвета звезды сразу  же дает температуру ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей  температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона Стефана - Больцмана:

В=Т⁴ ,

где =5,610^-5 - постоянная Стефана. Мощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, очевидно, будет равна

(*),

где R - радиус звезды. Таким  образом, для определения радиуса  звезды надо знать ее светимость и  температуру поверхности.

Нам остается определить еще  одну, едва ли не самую важную характеристику звезды - ее массу. Надо сказать, что  это сделать не так то просто. А главное существует не так уж много звезд, для которых имеются  надежные определения их масс. Последние  легче всего определить, если звезды образуют двойную систему, для которой  большая полуось орбиты а и  период обращения Р известны. В  этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может  быть записан в следующем виде:

здесь М1 и М2 - массы компонент  системы, G - постоянная в законе всемирного тяготения Ньютона. Уравнение дает сумму масс компонент системы. Если к тому же известно отношение орбитальных  скоростей, то их массы можно определить отдельно. К сожалению, только для  сравнительно небольшого количества двойных  систем можно таким образом определить массу каждой из звезд.

В сущности, астрономия не располагала  и не располагает в настоящее  время методом прямого и независимого определения массы (то есть не входящей в состав кратных систем) изолированной  звезды. И это достаточно серьезный  недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно  более быстрым. В такой ситуации астрономы молчаливо принимаю, что  звезды с одинаковой светимостью  и цветом имеют одинаковые массы. Последние же определяются только для  двойных систем. Утверждение, что  одиночная звезда с той же светимостью  и цветом имеет такую же массу, как и ее "сестра", входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой  осторожностью.

Молодые звёздные коллективы

Большой интерес представляют не только индивидуальные молодые звёзды, но и их коллективы. Молодые звёзды сконцентрированы вблизи экваториальной плоскости Галактики, что совсем не удивительно: именно там находится  слой межзвёздного газа. На нашем небосводе  молодые звёзды большой светимости и нагретые ими газовые облака пролегли полосой Млечного Пути. Но если тёмной летней ночью внимательно  посмотреть на небо, можно заметить, что в Млечном Пути выделяются отдельные «звёздные облака». Насколько  они реальны и какую ступень  в эволюции вещества отражают? Эти  обширные группировки молодых звёзд  получили название звёздные комплексы. Их характерные размеры - несколько  сот парсек.

Исторически первыми были обнаружены и исследованы более  компактные группы молодых звёзд - рассеянные скопления, подобные Плеядам. Эти сравнительно плотные группы из нескольких сот  или тысяч звёзд, связанных взаимной гравитацией, успешно противостоят разрушающему влиянию гравитационного  поля Галактики. Их происхождение не вызывает споров: предками таких скоплений  являются плотные ядра межзвёздных  молекулярных облаков. Рассеянные скопления  понемногу теряют свои звёзды, но всё  же живут довольно долго: в среднем  около 500 млн. лет, а иногда и несколько  миллиардов.

Часто молодые плотные  скопления окружены разреженной  короной из таких же молодых звёзд. Нередко подобные короны встречаются  сама по себе, без центрального скопления. Их называют звёздными ассоциациями.

Обычно на фоне Млечного Пути выделяются лишь массивные и  яркие члены ассоциации - звёзды спектральных классов О и В. Поэтому  такие группировки именуются  ОВ-ассоциациями. У некоторых из них замечены признаки расширения со скоростью 5-10 км/с, которое началось с самого рождения звёзд. Причина  расширения, вероятно, в том, что  массивные горячие звёзды сразу  после своего появления разогревают  окружающий газ и изгоняют его  из области звёздообразования. С  уходом газа эти области лишаются 70-95% своей массы и уже не могут  удержать быстро движущиеся звёзды, которые  вслед за газом покидают место  своего рождения.

Ассоциации недолговечны через 10-20 млн. лет они расширяются  до размера более 100 пк и их уже  невозможно выделить среди звёзд  фона. Это создаёт иллюзию, что  ассоциации - редкие группировки звёзд. В действительности они рождаются  не реже скоплений, просто разрушаются  быстрее.

Как устроена звезда и как  она живёт

Звёзды не останутся вечно  такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются  новые звёзды, а старые умирают. Чтобы  понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени  её внешние параметры - размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. А для этого надо знать, как устроены эти недра, каковы их химический состав, температура, плотность, давление. Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звёзд - их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды - Солнца - мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам, компьютерному моделированию. При этом пользуются данными о внешних слоях, известными законами физики и механики, общими как для Земли, так и для звёздного мира.

Условия в недрах звёзд  значительно отличаются от условий  в земных лабораториях, но элементарные частицы - электроны, протоны, нейтроны - там те же, что и на Земле. Звёзды состоят из тех же химических элементов, что и наша планета. Поэтому к  ним можно применять значения, полученные в лабораториях.

Наблюдения показывают, что  большинство звёзд устойчивы, т.е. они заметно не расширяются и  не сжимаются в течение длительных промежутков времени. Как устойчивое тело звезда может существовать только в том случае, если все действующие  на её вещество внутренние силы уравновешиваются. Какие же это силы?

Звезда - раскалённый газовой  шар, а основным свойством газа является стремление расшириться и занять любой предоставленный ему объём. Это стремление вызвано давление газа и определяется его температурой и плотностью. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается расширить  звезду. Но в каждой точке ей противодействует другая сила - сила тяжести вышележащих  слоев, пытающаяся сжать звезду. Однако ни расширения, ни сжатия не происходит, звезда устойчива. Это означает, что  обе силы уравновешивают друг друга. А так как с глубиной вес  вышележащих слоёв увеличивается, то давление, а, следовательно, и температура  возрастают к центру звезды.

Звезда излучает энергию, вырабатываемую в её недрах. Температура  в звезде распределена так, что в  любом слое в каждый момент времени  энергия, получаемая от нижележащего слоя, равняется энергии, отдаваемой слою вышележащему. Сколько энергии образуется в центре звезды, столько же должно излучаться её поверхностью, иначе  равновесие нарушится. Таким образом, к давлению газа добавляется ещё  и давление излучения.

Лучи, испускаемые звездой, получают свою в недрах, где располагается  её источник, и продвигаются через  всю толщу звезды наружу, оказывая давление на внешние слои. Если бы звёздное вещество было прозрачным, то продвижение  это осуществлялось бы почти мгновенно, со скоростью света. Но оно непрозрачно  и тормозит прохождение излучения. Световые лучи поглощаются атомами  и вновь испускаются уже в  других направлениях. Путь каждого  луча сложен и напоминает запутанную зигзагообразную кривую. Иногда он «блуждает» многие тысячи лет, прежде чем выйдет на поверхность и покинет  звезду.

Излучение, покидающее поверхность  звезды, качественно (но не количественно) отличается от излучения, рождающегося в источнике звёздной энергии. По мере движения наружу длина волны  света увеличивается. Поверхность  Солнца, например, излучает в основном световые и инфракрасные лучи, а  в его недрах возникает коротковолновое  рентгеновское и гамма-излучение. Давление излучения для Солнца и подобных ему звёзд составляет лишь очень малую долю от давления газа, но для гигантских звёзд оно значительно.

Оценки температуры и  плотности в недрах звёзд получают теоретическим путём, исходя из известной  массы звезды и мощности её излучения, на основании газовых законов  физики и закона всемирного тяготения. Определённые таким образом температуры  в центральных областях звёзд  составляют от 10 млн. градусов для звёзд легче Солнца до 30 млн. градусов для гигантских звёзд. Температура в центре Солнца - около 15 млн. градусов.

При таких температурах вещество в звёздных недрах почти полностью  ионизировано. Атомы химических элементов  теряют свои электронные оболочки, вещество состоит только из атомных  ядер и отдельных электронов. Поскольку  поперечник атомного ядра в десятки  тысяч раз меньше поперечника  целого атома, то в объёме, вмещающем  всего десяток целых атомов, могут  свободно уместиться многие миллиарды  атомных ядер и отдельных электронов. При этом расстояния между частицами  вопреки высокой плотности будут  всё ещё велики по сравнению с  их размерами. Вот почему вещество, плотность которого в центре Солнца в 100 раз превышает плотность воды, - более плотное, чем любое твёрдое  тело на Земле - тем не менее обладает всеми свойствами идеального газа.

Строение звёзд зависит  от массы. Если звезда в несколько  раз массивнее Солнца, то глубоко  в её недрах происходит интенсивное  перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область  называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую  её часть составляет конвективное ядро. Остальная часть звезды сохраняет  при этом равновесие. Источник энергии  находится в конвективном ядре. По мере превращения водорода в гелий  молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние  же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности  падаёт. Горячая звезда - голубой  гигант - постепенно превращается в  красный гигант.

Строение красного гиганта  уже иное. Когда в процессе сжатия конвективного ядра весь водород  превращается 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 красного гиганта  два источника энергии. Над горящим  ядром находится протяженная  оболочка.

В дальнейшем ядерные реакции  создают в центре массивной звезды всё более тяжелые элементы, вплоть до железа. Синтез элементов тяжелее  железа уже не приводит к выделению  энергии. Лишенное источников энергии, ядро звезды быстро сжимается. Это может  повлечь за собой взрыв - вспышку  сверхновой. Иногда при взрыве звезда полностью распадается, но чаще всего, по-видимому, остается компактный объект - нейтронная звезда или черная дыра.

Вместе с оболочкой  взрыв уносит в межзвездную среду  различные химические элементы, образовавшиеся в недрах звезды за время её жизни. Новое поколение звезд, рождающихся  из межзвездного газа, будет содержать  уже больше тяжелых химических элементов.

Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звезды с массой в 100 раз больше солнечной живут  всего несколько миллионов лет. Если масса составляет две - три солнечных, срок жизни увеличивается до миллиарда  лет.

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 ещё очень длительное время.