Назовите диапазоны звездных масс радиусов и плотностей кратко астрономия

Обновлено: 30.06.2024

В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в течение последних десятилетий, мы многое узнали о различных характеристиках звезд, природе их излучения и эволюции. Как это ни покажется парадоксальным, сейчас мы гораздо лучше представляем образование и эволюцию многих типов звезд, чем собственной планетной системы.

Как ни разнообразны звезды по своим физическим характеристикам, все же и для них есть границы возможного. Не всякая звезда, какую способна создать человеческая фантазия, могла бы реально существовать. Звездами могут быть космические тела, обладающие только такой массой, которая заключена в определенных пределах.

Если масса небесного тела не превышает 0,02 массы Солнца, оно не может стать самосветящимся. При большей массе тела давление и температура в недрах достигают такой величины, при которой ядерная энергия начинает выделяться из вещества почти с такой же легкостью, как пар из кипящей воды. Отсюда можно сделать вывод, что звезд с массой, равной, например, массе Земли или даже массе Юпитера, существовать не может. Из таких рассуждений и устанавливается нижний предел для возможных масс звезд.

Масса звёзд

В сущности, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы изолированной, то есть не входящей в состав кратных систем, звезды. И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. «Массы звезд изменяются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз.

В такой ситуации астрономы молчаливо принимают, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Они 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. На основе закона Всемирного тяготения и законов Кеплера, обобщенных Ньютоном, была выведена формула

a3
М1 + М2 = ------
3P2

Точнее говоря, наблюдаемая нами волнообразная траектория полета звезды есть результат сложения двух движений, в которых она одновременно участвует, - движения вокруг центра Галактики и обращения вместе со своим невидимым спутником вокруг общего центра масс.

По характеру траектории звезды можно вычислить массу и орбиту ее невидимого спутника. Интересные результаты в этом отношении получены для звезды 61 Лебедя, той самой, до которой еще в 1838 г. Бессель определил расстояние, близкое к 11 световым годам.

Звезда 61 Лебедя - двойная. Иначе говоря, она представляет собой систему из двух солнц, оранжевого и красного цвета, из которых вторая, красная звезда по блеску вдвое уступает первой. Движение в пространстве обеих звезд явно указывает на существование в этой системе еще третьего компонента. Определением его массы и орбиты занимались несколько астрономов, в том числе пулковский астроном А.Н.Дейч. Оказалось, что невидимый спутник в системе 61 Лебедя обращается вокруг одной из звезд по весьма вытянутой эллиптической орбите с периодом около 5 лет на среднем расстоянии, в 3 раза превышающем расстояние от Земли до Солнца.

Считать это невидимое небесное тело планетой нельзя. Его масса составляет 0,024 массы Солнца, т. е. она больше той минимальной массы, при которой тело неизбежно становится звездой. Поэтому можно быть уверенным в том, что система 61 Лебедя состоит из трех звезд, причем третий, невидимый ее компонент есть одна из наименее массивных звезд. Природа ограничивает звезды и со стороны очень больших масс. Чтобы понять, чем вызвано это ограничение, попробуем представить себе обстановку в недрах какой-нибудь звезды.

Плотность звёзд

Светимость звёзд

Одни звезды кажутся нам более яркими, другие более слабыми. Но это еще не говорит об истинной мощности излучения звезд, так как они находятся на разных расстояниях. Таким образом, видимая звездная величина сама по себе не может быть характеристикой звезды, поскольку зависит от расстояния. Истинной характеристикой служит светимость, то есть полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени. Светимости звезд крайне разнообразны. У одной из звезд-гигантов - S Золотой Рыбы - светимость в 500000 раз больше солнечной, а светимость самых слабых звезд-карликов примерно во столько же раз меньше.

Светимость звезды, как уже говорилось, тесно связана с ее массой. Чем больше вещества заключено в звезде, тем более ярко она светит. Отсюда становится понятно, почему третий компонент системы 61 Лебедя остается пока невидимым. Эта звезда содержит так мало вещества, что ее весьма слабое излучение не может быть обнаружено с помощью современных телескопов.

Если видимая (относительная) звездная величина Солнца (определяемая потоком излучения от него) равна -26.8, то на расстоянии 10пс (которое приблизительно в 2 млн. раз больше истинного расстояния от Земли до Солнца) его звездная величина будет около +5. На таком расстоянии наше дневное светило казалось бы звездочкой, едва видимой невооруженным глазом (напомним, что самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют величину +6). Звезды высокой светимости имеют отрицательные абсолютные величины, например -7, -5. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями абсолютных величин, например +10, +12 и т.д.

Вселенная состоит из ошеломляющего количества звезд. Каждая галактика включает в себя миллиард небесных тел, поэтому общее их число трудно даже вообразить. Такое колоссальное количество звезд натолкнуло астрономов японского оптического телескопа Subaru на весьма интересные размышления. Какое распределение заселенности этих звезд в аспекте их веса? Сколько существует звезд тяжелее или легче Солнца? Каков диапазон масс звезд в галактике Млечный Путь?

Начальная функция масс звезд измерялась в нашем галактическом окружении примерно с 1950 года. И не так давно в области легких масс произошла сенсация. Коричневые или бурые карлики — это объекты со слишком малой массой, чтобы стать нормальными звездами (менее 0, 08 солнечных масс). К тому же, они очень тусклые. Таким образом, начальная функция масс по отношению к диапазону масс коричневых карликов до сих пор неясна. Например, достоверно известно, что в случае с несколькими соседними областями формирования звезд относительное число составляет 0, 5 масс в сравнении с 1, 0 масс, в то время как относительное число звезд к малой массе (менее 0, 05 масс) в сравнении с 1 массой до сих пор плохо изучено.
Коричневые карлики не сжигают водород. Поэтому с возрастом они становятся слишком тусклыми для легкого обнаружения. Однако, молодые коричневые карлики относительно ярки в инфракрасной длине волны благодаря их гравитационной энергии. Вследствие этого, для изучения начальной функции масс по отношению к диапазону масс коричневых карликов, астрономы используют инфракрасные наблюдения за областями формирования звезд. Предыдущие наблюдения были ограничены ближайшими областями, особенно областями формирования звезд малой массы, такими как созвездие Тельца и областью формирования крупных звезд созвездия Ориона. Принято считать, что практически все звезды в нашей галактике сформировались в звездном скоплении и большинство из них составляют звезды малых масс. Именно поэтому предыдущие наблюдения не обеспечили изучение начальной функции масс звезд, представляющей всю заселенность галактики.

Большинство звездных скоплений, содержащих крупные звезды, располагаются более чем в два раза дальше, чем регион формирования звезд созвездия Ориона (M42). В таких отдаленных областях для наблюдений за тусклыми звездами необходимы большие телескопы, такие как Subaru (8. 2 м). Более того, в случаях, когда звезды находятся в отдаленных скоплениях, для обнаружения каждой отдельной звезды также необходимы изображения с высоким разрешением.
Для исследования отдаленных тусклых звезд малых масс команда японских и индийских астрономов использовала высокую чувствительность и пространственную разрешающую способность инфракрасной камеры CISCO на телескопе Subaru для получения беспрецедентных детальных данных с области формирования звезд W3 Main. W3 Main — это очень активная область формирования крупных звезд, расположенная на расстоянии 6000 световых лет от созвездия Кассиопеи.

На рисунке 1 видно псевдоцветное инфракрасное изображение области W3 Main, основанное на данных с телескопа Subaru (красный: K; зеленый: H; синий: J). Среди снимков областей формирования крупных звезд это изображение ближней части инфракрасного диапазона самое лучшее изображение с наземного телескопа на сегодняшний день. Данное изображение с высоким разрешением демонстрирует характерные красноватые и синеватые туманные черты, темные нити между рассеянными туманностями и значительной заселенностью тусклыми звездами в области W3 Main.
Впервые изучение показало, что в области формирования звезд W3 Main находится значительное число коричневых карликов. Результат существенно отличается от результатов, полученных в ходе наблюдения за звездными скоплениями Trapezium и IC 348, где было обнаружено уменьшение относительной заселенности коричневыми карликами (см. Рисунок 2).

Можно сделать вывод о том, что относительное число коричневых карликов может изменяться в различных областях галактики. В будущем команда продолжит наблюдения за областями формирования намного более крупных звезд в отдаленных районах с целью определить, подтвердятся ли результаты повсеместно.

Галактики, о которых идет речь в этом исследовании, находятся на расстоянии около двенадцати миллиардов световых лет от Земли, и мы наблюдаем за ними в тот период, когда Вселенной было около двух миллиардов лет. Однако, эпоха космической реионизации считается учеными завершенной через один миллиард лет после зарождения Вселенной. Так что галактики, наблюдаемые в данном исследовании существовавли в эпоху после завершения космической реионизации. Было бы весьма полезно, если бы мы смогли пронаблюдать ионизирующее излучение галактик, испускаемое в течение фактической эпохи космической реионизации. К сожалению, это невозможно; водородные атомы между нами и отдаленными галактиками поглощают ионизирующее излучение и делают их невидимыми для нас. Таким образом, мы можем наблюдать ионизирующее излучение только с галактик в 2 миллиарда световых лет после большого взрыва.

Мы знаем, что признаки галактик, существовавших через два миллиарда лет после зарождения Вселенной, схожи с признаками галактик в эпоху космической реионизации. Например, мы знаем, что они формируют звезды более активно, чем это происходит в современной Вселенной. Таким образом, очень важно изучать молодые галактики в эпоху 2 миллиардов лет и установить связь между интенсивностью их ионизирующего излучения и другими признаками, такими как размер, масса и возраст. С такими сравнениями и наблюдениями признаков галактик эпохи космической реионизации, можно будет определить количество ионизирующего излучения галактик в тот период времени и прояснить, какое значение имеют галактики для процесса космической реионизации.

Звезды представляются нам светящимися точками. Одни из них видны лучше — они ярче, другие слабее, третьи едва различаются невооружённым глазом, четвертые (их абсолютное большинство) видны только в телескоп.

Единственной физической величиной, которой можно характеризовать звезду и которую можно измерить, является освещённость, создаваемая звездой на земной поверхности. Из оптики известно, что освещённость E, светимость звезды L и расстояние до звезды R связаны соотношением

Освещённость, создаваемая самой яркой звездой Сириус на поверхности Земли, более чем в 10 10 раз превышает освещённость, создаваемую самой слабой наблюдаемой звездой, но примерно во столько же раз меньше освещённости, создаваемой Солнцем.

Зная расстояние до звезды, измерив создаваемую ею освещённость, можно определить одну из основных физических её характеристик — светимость. Оказалось, что светимости звёзд разбросаны в весьма широких пределах. Светимость большинства звёзд меньше солнечной (у самых маломощных в миллион раз), у самых больших и ярких звёзд, называемых белыми или голубыми сверхгигантами, в десятки тысяч раз больше.

Температура звёзд

Самые горячие звезды имеют температуру до 35 000 K. Максимум излучения у них лежит в далёкой ультрафиолетовой области, и нам они кажутся голубыми. Звезды с температурой 10 000 K белые, с температурой 6000 K жёлтые, с температурой 3000—3500 K красные.

§ 23. М ассы и размеры звёзд

1. Двойные звёзды. Определение массы звёзд

С реди звёзд, которые видны на небе рядом, различают оптические двойные и физические двойные звёзды. В первом случае такие две звезды хотя и видны вблизи, но находятся в пространстве далеко друг от друга. Если же в результате наблюдений выясняется, что они образуют единую систему и обращаются вокруг общего центра масс под действием взаимного тяготения, то они называются физическими двойными звёздами .

Первым, кто доказал, что такие звёзды действительно существуют, был известный английский астроном Вильям Гершель (1738—1822). Множество двойных звёзд открыл и исследовал В. Я. Струве. В настоящее время известно уже более 70 тыс. этих объектов. Когда число звёзд в системе, связанной взаимным тяготением, оказывается более двух, то их называют кратными . В настоящее время считается, что большинство звёзд (более 70%) образуют системы большей или меньшей кратности. В зависимости от того, каким способом можно обнаружить двойственность звезды, их называют по-разному. Если она заметна при непосредственных наблюдениях в телескоп, то это визуально-двойная звезда. Если же об этом можно судить только по спектру, то это спектрально-двойная звезда.

У двойных звёзд, каждый компонент которых можно наблюдать в отдельности, периоды обращения вокруг общего центра масс обычно бывают от нескольких лет до нескольких сотен или даже тысяч лет. Их орбиты сравнимы по размерам с орбитами планет-гигантов. Большинство спектрально-двойных звёзд имеют периоды обращения порядка нескольких суток, располагаясь друг от друга на расстоянии 5—7 млн км. Самый короткий из известных периодов составляет всего 2,6 ч.

Несмотря на многочисленность двойных звёзд, достаточно надёжно определены орбиты лишь примерно для сотни из них. При известном расстоянии до этих систем использование третьего закона Кеплера позволяет определить их массу. Сравнивая движение спутника звезды с движением Земли вокруг Солнца, можно написать:

= ,

где m 1 и m 2 — массы компонентов звёздной пары; M 1 и M 2 — массы Солнца и Земли; T 1 — период обращения звёзд; T 2 — период обращения Земли; A — большая полуось орбиты двойной звезды; a — большая полуось земной орбиты. Выражая период обращения в двойной системе T в годах (периодах обращения Земли), большую полуось орбиты A в а. е. (расстояниях между Солнцем и Землёй), получаем суммарную массу системы в массах Солнца:

m 1 + m 2 = A 3 : .

Чтобы определить массу каждой звезды, надо изучить движение каждой из них и вычислить их расстояния A 1 и A 2 ( A = A 1 + A 2 ) от общего центра масс. Тогда мы получим второе уравнение:

m 1 : m 2 = A 2 : A 1 .

Решая систему двух уравнений, можно вычислить массу каждой звезды.

У спектрально-двойных звёзд наблюдается смещение (или раздвоение) линий в спектре, которое происходит вследствие эффекта Доплера Напомним, что, согласно этому эффекту, при увеличении расстояния между звездой и наблюдателем длина волны принимаемого излучения увеличивается, поэтому спектральные линии смещаются к красному концу спектра. При уменьшении расстояния длина волны уменьшается, а линии смещаются к фиолетовому концу спектра. . Оно меняется с периодом, равным периоду обращения пары. Если яркости и спектры звёзд, составляющих пару, сходны, то в спектре наблюдается периодическое раздвоение линий (рис. 5.16, а ). Пусть компоненты A и B занимают положения A 2 или B 2 , когда один движется по направлению к наблюдателю, а другой — от него. Спектральные линии приближающейся звезды сместятся к фиолетовому концу спектра, а удаляющейся — к красному. Линии в спектре будут раздвоены. В положениях A 1 и B 1 оба компонента движутся перпендикулярно лучу зрения, и раздвоения линий не наблюдается. Если одна из звёзд настолько слаба, что её линии не видны, то будет наблюдаться периодическое смещение линий более яркой звезды (рис. 5.16, б ).

Рис. 5.16. Раздвоение линий в спектре двойной звезды

Рис. 5.17. Схема затмений и кривая блеска Алголя

В настоящее время известно более 5 тыс. затменно-двойных звёзд. Их изучение позволяет определить не только характеристики орбиты, но также получить некоторые сведения о самих звёздах. Продолжительность затмения даёт возможность судить о размерах звезды. Рекордсменом здесь является ε Возничего, в системе которой при периоде 27 лет затмение продолжается 2 года. Когда во время затмения свет одной звезды проходит через атмосферу другой, можно детально исследовать строение и состав этой атмосферы. Форма кривой блеска некоторых звёзд свидетельствует о том, что их форма существенно отличается от сферической (рис. 5.18). Близкое расположение компонентов приводит к тому, что газы из атмосферы одной звезды перетекают на другую. Иногда эти процессы принимают катастрофический характер, и наблюдается вспышка новой звезды .

Рис. 5.18. Кривая блеска несферической двойной звезды

Определение масс звёзд на основе исследований двойных звёзд показало, что они заключены в пределах от 0,03 до 60 масс Солнца. При этом большинство из них имеют массу от 0,3 до 3 масс Солнца. Очень большие массы встречаются крайне редко.

Методы изучения спектрально-двойных и затменно-переменных звёзд в настоящее время используются также для поиска планет, обращающихся вокруг других звёзд (экзопланет). К концу 2009 г. было подтверждено открытие около 400 экзопланет, которые составили 340 планетных систем. В их числе было 42 системы, содержавшие не менее двух планет, а одна — не менее 5. Большинство этих планет оказались газовыми гигантами типа Юпитера и Сатурна.

2. Размеры звёзд. Плотность их вещества

Рис. 5.19. Пятна на диске Бетельгейзе

К сожалению, звёзды расположены так далеко от нас, что за редким исключением они даже в самые мощные телескопы видны как точки. Лишь в последние годы для некоторых самых крупных из них удалось получить изображение в виде диска, на котором обнаруживаются пятна (рис. 5.19).

В большинстве случаев размеры звёзд приходится рассчитывать на основе данных об их светимости и температуре. Светимость звезды рассчитывается по той же формуле, что и светимость Солнца:

L = 4 π R 2 σ T 4 .

Отношение светимостей звезды и Солнца будет равно:

= .

Приняв, что R ☉ = 1 и L ☉ = 1, получаем выражение для вычисления радиуса звезды (в радиусах Солнца):

R = .

Результаты этих вычислений достаточно хорошо согласуются с данными непосредственных измерений с помощью интерферометра размеров наиболее крупных звёзд, расстояния до которых невелики.

Рис. 5.20. Солнце в сравнении с гигантами и сверхгигантами

Рис. 5.21. Размеры звёзд-карликов

Звёзды самой большой светимости (сверхгиганты) действительно оказались очень большими. Красные сверхгиганты Антарес и Бетельгейзе в сотни раз больше Солнца по диаметру (рис. 5.20). Зато диаметр красных карликов, относящихся к главной последовательности, в несколько раз меньше солнечного. Самыми маленькими звёздами являются белые карлики, диаметр которых составляет несколько тысяч километров (рис. 5.21).

Расчёты средней плотности звёзд различных типов, проведённые на основе имеющихся данных об их массе и размерах, показывают, что она может значительно отличаться от средней плотности Солнца. Так, средняя плотность некоторых сверхгигантов составляет всего 10 –3 кг/м 3 , что в 1000 раз меньше плотности воздуха при нормальных условиях. Другой крайностью является плотность белых карликов — около 10 9 кг/м 3 .

В зависимости от массы и размеров звёзды различаются по внутреннему строению, хотя все имеют примерно одинаковый химический состав (95—98% их массы составляют водород и гелий).

Рис. 5.22. Внутреннее строение звёзд различных классов

Понять, как связаны между собой различные типы звёзд, как они возникают и как происходит их эволюция, оказалось возможным только на основе изучения всей совокупности звёзд, образующих огромные звёздные системы — галактики .

П РимеР РешениЯ задаЧи

1. Период обращения двойной звезды 100 лет. Большая полуось видимой орбиты a = 2,0 ʺ , а параллакс p = 0,05 ʺ . Определите сумму масс и массы звёзд в отдельности, если они отстоят от центра масс на расстояниях, относящихся как 1 : 4.

Так как A 1 : A 2 = m 2 : m 1 , то = и m 1 = 4 m 2 .

По третьему закону Кеплера

m 1 + m 2 = A 3 : T 2 или 4 m 2 + m 2 = A 3 : T 2 ,

т. е. 5 m 2 = A 3 : T 2 .

A = ,

A = = 40 а. е.;

m 2 = = 1,28; m 1 = 4 • 1,28 = 5,12.

Ответ : m 1 = 5,12 массы Солнца, m 2 = 1,28 массы Солнца.

2. Во сколько раз Арктур больше Солнца, если светимость Арктура равна 100, а температура 4500 К?

= • = 10 • = 18.

— ?

Ответ : радиус Арктура больше радиуса Солнца в 18 раз.

В опросы 1. Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звёзд? 2. Во сколько раз отличаются размеры и плотности звёзд-сверхгигантов и карликов? 3. Каковы размеры самых маленьких звёзд?

У пражнение 19 1. Определите сумму масс двойной звезды Капелла, если большая полуось её орбиты равна 0,85 а. е., а период обращения 0,285 года. 2. Во сколько раз светимость Ригеля больше светимости Солнца, если его параллакс равен 0,003 ʺ , а видимая звёздная величина 0,34? 3. Какова средняя плотность красного сверхгиганта, если его диаметр в 300 раз больше солнечного, а масса в 30 раз больше массы Солнца?

Рассмотрим на простом примере как можно сравнить размеры звезд одинаковой температуры, например Солнца и Капеллы. Эти звезды имеют одинаковые спектры, цвет и температуру, о светимость Капеллы в 120 раз превышает светимость Солнца. Так как при одинаковой температуре яркость единицы поверхности звезд тоже одинакова, то, значит, поверхность Капеллы больше, чем Солнца в 120 раз, а диаметр и радиус ее больше солнечных в корень квадратный из 120, что приближенно равно 11 раз. Определить размеры других звезд позволяет знание законов излучения.

Результаты таких вычислений полностью подтвердились, когда стало возможным измерять угловые диаметра звезд при помощи оптического прибора — звездного интерферометра. Звезды очень большой светимости называются сверхгигантами. Красные сверхгиганты называются такими и по размерам. Бетельгейзе и Антарес в сотни раз больше Солнца по диаметру. Более далекая от нас VV Цефея настолько велика, что в ней поместилась бы Солнечная система с орбитами планет до орбиты Юпитера включительно . Между тем массы сверхгигантов больше солнечной всего лишь в 30-40 раз. В результате даже средняя плотность сверхгигантов в тысячи раз меньше чем плотность комнатного воздуха. При одинаковой светимости размеры звезд тем меньше, чем эти звезды горячее. Самыми малыми среди обычных звезд являются красные карлики. Массы их и радиусы — десятые доли солнечных, а средние плотности в 10-100 раз выше плотности воды. Еще меньше красных белые карлики — но это уже необычные звезды. У близкого к нам и яркого Сириуса ( имеющего радиус вдвое больше солнечного ) есть спутник, обращающийся вокруг него с периодом 50 лет. Для этой двойной звезды расстояние, орбита и массы хорошо известны. Обе звезды белые, почти одинаково горячие.

Читайте также: