Основні характеристики зірок
3. ОСНОВНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗІРОК
Зірка - це гарячий газова куля, розігрівали за рахунок ядерної енергії і утримуваний силами тяжіння. Основну інформацію про зірок дає випускається ними світло і електромагнітне випромінювання в інших областях спектра. Головними чинниками, що визначають властивості зірки, є її маса, хімічний склад і вік. Зірки повинні змінюватися з часом, так як вони випромінюють енергію в навколишній простір. Інформація про зоряної еволюції може бути отримана з діаграми Герцшпрунга-Рассела, що є залежність світності зірки від температури її поверхні (рис.9).
Pис. 9. Діаграма Герцшпрунга-Рассела. Лінія показує початкові положення зірок з різними масами на головній послідовності
На діаграмі Герцшпрунга-Рассела зірки розподілені нерівномірно. Близько 90% зірок сконцентровано у вузькій смузі, перетинає діаграму по діагоналі. Цю смугу називають головною послідовністю. Її верхній кінець розташований в області яскравих блакитних зірок. Різниця в заселеності зірок, що знаходяться на головній послідовності і областей, що примикають до головної послідовності, становить кілька порядків величини. Причина в тому, що на головній послідовності знаходяться зірки на стадії горіння водню, яка становить основну частину часу життя зірки. Сонце знаходиться на головній послідовності. Його положення зазначено на рис. 9.
Наступні за кількістю населення області після головної послідовності - білі карлики, червоні гіганти і червоні над-гіганти. Червоні гіганти і надгіганти - це в основному зірки на стадії горіння гелію і більш важких ядер.
Світність зірки - повна енергія, що випускається зіркою в одиницю часу. Світність зірки може бути обчислена по енергії, що досягає Землі, якщо відомо відстань до зірки.
З термодинаміки відомо, що, вимірюючи довжину хвилі в максимумі випромінювання чорного тіла, можна визначити його температуру. Чорне тіло з температурою 3 K матиме максимум спектрального розподілу на частоті 3 × 10 11 Гц. Чорне тіло з температурою 6000 K буде випромінювати зелене світло. Температури 10 6 K відповідає випромінювання в рентгенівському діапазоні. У таблиці 2 наведені інтервали довжин хвиль, які відповідають різним кольорам, які спостерігаються в оптичному діапазоні.
Колір і довжина хвилі
Температура поверхні зірки розраховується по спектральному розподілу випромінювання.
Класифікацію спектрального класу зірок легко зрозуміти з таблиці 3.
Кожна буква характеризує зірки певного класу. Зірки класу O найгарячіші, класу N - найхолодніші. У зірці класу O видно в основному спектральні лінії іонізованого гелію. Сонце належить до класу G, для якого характерні лінії іонізованого кальцію.
У таблиці 4 наведені основні характеристики Сонця. Межі зміни таких характеристик зірок як маса (M), світність (L), радіус (R) і температура поверхні (T) дані в таблиці 5.
Спектральні класи зірок
позначення класу
зірок
характерна ознака
спектральних ліній
температура
поверхні, K
Іонізований кальцій,
нейтральні метали
Нейтральні метали,
смуги поглинання
молекул
смуги поглинання
циана (CN) 2
Мал. 10. Співвідношення маса-світність
Для зірок головної послідовності з відомою масою залежність маса-світність показана на рис.10 і має вигляд
L
M n. де n = 1.6 для зірок малої маси (M
Основні характеристики Сонця
3.83 · 10 33 ерг / с (2.4 · 10 39 МеВ / с)
Потік випромінювання з одиниці
поверхні
Середня щільність речовини
Щільність в центрі
Температура в центрі
Хімічний склад:
водень
гелій
вуглець, азот, кисень, неон та ін.
Прискорення вільного падіння
на поверхні
Шварцшільдовскім радіус - 2GM / c 2
(C - швидкість світла)
Період обертання щодо
нерухомих зірок
Відстань до центру Галактики
Швидкість обертання навколо центру
галактики
Межі зміни характеристик різних зірок
10 -1 M 10 -4 L 10 -2 R 2 · 10 3 K За одиницю вимірювання M, R, L прийняті відповідні характеристики Сонця, T- температура поверхні. Таким чином, більш масивні зірки виявляються і більш яскравими. Однак це лише загальна закономірність. У деяких областях спостерігається дефіцит масивних зірок. В областях, де багато молодих зірок, зірок малої маси менше. Вважається, що перші зірки були в основному яскравими, масивними і короткоживущими. (0.1 - 0.025) M. Використовуючи в якості нижньої оцінки два значення мас M 0.1 M і 0.025 M. можна отримати відносну масу зірок, що мають маси більше 5M: Маса (M> 5 M) / Повна маса Для того, щоб пояснити спостережувані поширеності різних елементів, необхідно припустити, що в зірках відбуваються ядерні реакції, в яких і утворюються ці елементи. Особливості протікання ядерних реакцій розглянуті нижче. Народження зірки. Відповідно до сучасних уявлень утворення зірок відбувається всередині хмари газу і пилу. Зазвичай виходять з уявлення про те, що однорідно розподілений речовина в просторі нестійкий і може збиратися в згустки під дією сил тяжіння. Невеликі, випадково утворилися згустки щільності зростають через гравітаційної нестійкості. Щоб утворилася зірка необхідно стиснення певної області газопилової хмари до такої стадії поки вона не стане досить щільної і гарячої. У процесі такої концентрації речовини відбувається збільшення температури і тиску. Виникають умови для появи зірки. У міру того, як буде відбуватися стиснення речовини, з якого утворюється зірка, буде підвищуватися температура зірки. Випромінювання і збільшується кінетична енергія атомів і молекул газу і пилу створює тиск, що перешкоджає стисненню газопилової хмари. Температура і тиск максимальні в центрі хмари і мінімальні на периферії. Середня температура зірки зростає тим швидше, чим швидше вона випромінює енергію і стискається. Гравітаційна енергія вивільняється зі швидкістю, яка не тільки заповнює втрату енергії з поверхні зірки, а й нагріває зірку. Пояснимо це на основі теореми про віріале. Теорема про віріале. Середня кінетична енергія матеріальної точки, що здійснює просторово обмежений рух під дією сил тяжіння, що підкоряються закону зворотних квадратів, дорівнює половині її середньої потенційної енергії з протилежним знаком. Розглянемо рух однієї матеріальної точки в полі центральних сил, описуваних потенціалом: де C - константа. У нерелятивістському випадку рівняння руху має вигляд: Це означає, що теплоємність зірки є негативною величиною: втрати енергії на випромінювання не охолоджують зірку, а, навпаки, нагрівають. Дійсно, нехай зірка в результаті випромінювання втратила енергію E, тоді її теплова енергія зміниться від теплий = - E до тепл = - (E - ΔE) = - E + ΔE, тобто збільшиться, що і призводить до збільшення температури зірки. де G - гравітаційна стала, R - радіус зірки. При цьому передбачається, що речовина рівномірно розподілена всередині сфери радіуса R. Як нульового рівня відліку енергії вибирається стан II. Тому гравітаційна потенційна енергія повинна бути негативною. Отже, величина повної гравітаційної енергії, що звільняється при стисненні зірки, своєю чергою величини дорівнює:
У лівій нижній частині діаграми (рис.9) - друга за чисельністю група - білі карлики. У правому верхньому кутку діаграми групуються зірки з високою світністю, але низькою температурою поверхні - червоні гіганти і надгіганти. Цей тип зірок зустрічається рідше. Назви "гіганти" і "карлики" пов'язані з розмірами зірок. Білі карлики не підкоряються залежності маса-світність, характерною для зірок головної послідовності. При одній і тій же масі вони мають значно меншу світність, ніж зірки головної послідовності.
Зірка може перебувати на головній послідовності на певному етапі еволюції і бути гігантом або білим карликом на іншому. Більшість зірок знаходиться на головній послідовності тому, що це найбільш тривала за часом фаза еволюції зірки.
Одним з істотних моментів в розумінні еволюції Всесвіту є уявлення про розподіл утворюються зірок по масам. Вивчаючи спостерігається розподіл зірок по масам і з огляду на час життя зірок різної маси, можна отримати розподіл зірок по масам в момент народження. Встановлено, що ймовірність народження зірки даної маси, дуже наближено, обернено пропорційна квадрату маси (функція Солпітера):
Мабуть, функція мас повинна обриватися на нижньому кінці близько мас
Як зірка потрапляє на головну послідовність? В утворюється зірці можливі два способи перенесення тепла з більш гарячої центральної області до холодної периферії. Перший спосіб - конвекція, в процесі якої гарячі частинки пилу і газу переміщаються з більш нагрітої центральної області на периферію. Другий спосіб - випромінювання. У цьому випадку тепло переноситься фотонами.
Залежно від умов, що існують в середовищі, роль цих механізмів може бути різною. У процесі стиснення зірки щільність речовини зірки зростає і конвекція стає менш ефективним способом перенесення енергії і в результаті світність зірки слабшає. Ця фаза в історії зірки називається фазою Хаяши. Для цієї фази характерно зразкову сталість температури поверхні зірки - близько 4000 K. При температурі> 4000 K відбувається іонізація атомів і вільні електрони починають ефективно розсіювати випромінювання, тобто під поверхнею протозвезди, що знаходиться при температурі вище 4000 K, випромінювання виявляється в пастці. В кінці фази Хаяши в протозвезде перенесення тепла від центру до периферії відбувається за рахунок випромінювання. Зірка продовжує стискатися і температура в центрі зірки зростає. Зростає температура і на поверхні. Однак темп зростання температури в центрі зірки виявляється істотно вище. При температурі кілька тисяч градусів на поверхні зірки температура в центрі зірки досягає мільйонів градусів. В кінці фази Хаяши зірка потрапляє на головну послідовність.
Розглянемо два стани речовини з повною масою M. Стан I - це стан коли вся маса сконцентрована всередині кулі радіуса R. Стан II - це коли вся речовина рознесено на нескінченність. Щоб перейти від стану I до стану II необхідно затратити енергію. Обчислення, засновані на законі тяжіння Ньютона, призводять до наступного виразу для гравітаційної потенційної енергії:Схожі статті