книги из ГПНТБ / Псковский, Ю. П. Новые и сверхновые звезды

звездные величины светила. Следует еще отметить, что видимые звездные величины удаленных объектов ослаб­ ляются не только вследствие закона падения освещенно­ стей, цо еще и из-за поглощения света пылинками, имею­ щимися в межзвездном пространстве. Поэтому видимая звездная величина светила должна быть предварительно исправлена. После исправления формула для определе­ ния расстояния будет такая:

lg'7* = 0,2(772—М) +1.

Таким образом, чтобы найти расстояние до светила, нужно знать его абсолютную величину. Имеется несколько способов оценить ее. Мы уже упоминали, что период ко­ лебаний блеска переменных звезд — цефеид — тем длин­ нее, чем больше их абсолютные величины. Следовательно, сравнительно простым способом — по длительности пери­ ода колебаний блеска — мы можем узнать расстояние до цефеиды и до того скопления или звездной системы, где эта цефеида находится.

Если звезды, абсолютные величины которых известны,

(рис. 4). Это большинство, так называемые обыкновенные звезды-карлики, образует главную последовательность на этой диаграмме. Некоторая часть звезд классов F—М со­ храняет почти одинаковые высокие абсолютные вели­ чины; это — последовательность звезд-гигантов. Самые мощные по светимости звезды, называемые сверхгиган­ тами, встречаются чрезвычайно редко и имеют самые раз­ личные спектральные классы. Немного ниже главной по­ следовательности располагаются на диаграмме звезды, на­ зываемые субкарликами, а еще ниже — звезды особой категории, называемые белыми карликами.

Графическая зависимость между абсолютными величи­ нами и спектральными классами, изображенная на рис. 4, носит название диаграммы Герцшпруига—Рессела по имени астрономов, получивших ее впервые в начале те­ кущего века. По горизонтальной оси на ней откладыва­ ются спектральные классы (а иногда цвет или темпера­ тура звезд), а но вертикальной — абсолютные величины звезд (или их светимости). Как мы увидим впоследствии,

20

^Температуры звезд главной последовательности

По нижней горизонтальной рамке отмечены спектральные классы и темпе­ ратуры звезд главной последовательности, по верхней рамке — то же для звезд последовательности гигантов. По левой вертикальной рамке отмечены абсо­ лютные величины звезд, а по правой рамке — светимости и массы звезд, вы­ раженные в долях светимости и массы Солнца

один и тот же спектральный класс, второстепенные де­ тали их спектров различны. Например, у карликов уси­ лены линии водорода, тогда как у гигантов в спектрах сильными становятся линии ионизованных атомов. Бла­ годаря этому по интенсивности линий оказалось возмож-

21

квант в каком-нибудь иаправлеиип. Таким образом, из-за рассеяния мы недополучим квант и видим ослабление спектра — линию поглощения.

Наблюдения солнечных затмений обнаружили еще две внешние оболочки солнечной атмосферы, прозрачные для излучения фотосферы. Это — хромосфера, спектр которой состоит из ярких линий, и солнечная корона. Особеннос­ тями этих оболочек Солнца являются высокая разрежен­ ность и высокие температуры, значительно превышающие температуру фотосферы: у хромосферы температура около 10 000°К, а у короны опа доходит до 2 млн. градусов. Сходную структуру внешних слоев имеют и другие звезды.

Солнце излучает огромную энергию. Иа квадратный сантиметр поверхности Земли, перпендикулярной к лу­ чам Солнца, мы получаем (если не учитывать поглоще­ ние в атмосфере) две калории в минуту. Полное излуче­ ние Солнца (его светимость) составляет 3,8 • 1033 эргов в секунду. Откуда же оно черпает такую энергию? Можно подсчитать, что энергии сжатия его газа под действием силы тяготения к центру хватило бы всего иа 50 мли. лет. Это немногим меньше длительности последней геологиче­ ской эры (кайнозойской). Возраст же Земли составляет около 4,5 млрд, лет, а Солнца, как мы далее увидим, и того более. Следовательно, сжатие Солнца не может слу­ жить единственным и постоянным источником энергии.

Источник мощного излучения Солнца таится в струк­ туре его внутренних слоев, которые недоступны прямым наблюдениям. Одиако представление о них дают теоре­ тические исследования. Газовый шар с массой Солнца З}?© = 2 • 1033 г находится под воздействием двух сил: силы тяготения к своему центру и силы газового давления, стремящейся расширить шар. Силы эти уравновешены. Давление внутри Солнца растет в глубину и в центре доходит до 200 млрд, ат при температуре около 13 мли. градусов и плотиостп около 100 г/см3.

Высокая температура в центре Солнца создает благо­ приятные условия для протекания термоядерных реак­ ций. Так называются реакции между ядрами атомов, при которых происходит слияние двух легких ядер и образо­ вание более тяжелого ядра атома другого химического элемента. При этом слиянии выделяется большое коли­ чество энергии. При температурах 10—14 млн. градусов может идти реакция слияния протонов, т. е. ядер водо­

24

рода. Окончательным продуктом ее являются ядра атомов гелия. В ходе последовательных превращений водорода сначала в тяжелый водород, а затем в гелий выделяется 200 млрд, калорий на каждый грамм водорода. Это в де­ сять раз больше того, что выделяет одни грамм урана-235 в известной реакции деления его атомных ядер. Другой важной особенностью термоядерных реакций этого типа является медленный характер некоторых из них, что обеспечивает спокойный равномерный темп выделения энергии в центре звезды.

При термоядерных реакциях энергия выделяется глав­ ным образом в виде очень жесткого рентгеновского излу­ чения и рождающихся в ходе реакций элементарных ча­ стиц, из которых важнейшими являются нейтрино. Сво­ бодно проходя через недра звезды, нейтрино уносят с со­ бой около 10 % выделившейся энергии.

С ростом температуры возрастает скорость термоядер­ ных реакций и увеличивается возможность образования более сложных ядер.

.Современное Солнце состоит на три четверти из водо­ рода, остальное приходится главным образом на гелий. Известная часть гелия образовалась за время существо­ вания Солнца в ходе термоядерной реакции. По количе­ ству гелия можно оценить максимальный возраст Солнца. Расчеты дали около 5 млрд. лет. Пройдет еще не меньше времени, прежде чем Солнце исчерпает водородное горю­ чее и перейдет на другой вид топлива — гелий.

Огромная энергия, вырабатываемая в недрах Солнца, должна равномерно выводиться наружу. Как это проис­ ходит? В центральных областях энергия находится в двух формах: в виде кинетической энергии движения частиц (тепловая форма) и в виде излучения (световая форма). Соответственно этому передача энергии в наружные слои возможна двумя путями: конвекцией и излучением. При конвекции нагретый газ расширяется, становится легче и всплывает в более высокие и менее плотные слои. При излучении же атом испускает квант (порцию энергии), который поглощается одним из встречных атомов и снова переизлучается в любом направлении. При большой плот­ ности в центральных частях звезды таких поглощений и переизлучений происходит очень много и квант, родив­ шийся в центре звезды, долго странствует по ее недрам, распадается на кванты меньшей энергии, которые спустя

25

около 60 млн. лет просачиваются, наконец, в фотосферу Солнца и уходят прочь.

В центральных областях Солица отвод энергии ведется излучением. По мере перехода к наружным слоям, где давление меньше, температура понижается и на глубине от 200 000 до 300 км падает с миллиона до нескольких со­ тен тысяч градусов. В этой зоне, называемой зоной иони­ зации, происходит важный физический процесс: если в глу­ боких слоях Солнца атомы водорода ионизованы, то здесь они могут стать нейтральными, т. е. приобрести не­ достающий электрон. Атом водорода то ионизуется, по­ глощая кванты ультрафиолетового излучения, то стано­ вится нейтральным, отдавая энергию. В связи с этим уменьшается роль передачи энергии излучением и возра­ стает роль конвекции. Зону ионизации (рис. 5) энергия проходит всего за 20 суток и вступает в следующую зону, где преобладают уже нейтральные атомы водорода. Ее

26

верхняя граница и есть фотосфера Солнца. В этом слое толщиной около 300 км роль излучения в передаче энер­ гии наружу снова становится главной. Большинство кван­ тов,'переизлучившись в фотосфере несколько раз, поки­ дает Солнце. Образованный ими спектр Солнца мы и наблюдаем.

Физика звезд

Кроме Солнца и сходных с ним звезд есть более горячие и более холодные, принадлежащие, как и Солнце, к глав­ ной последовательности, а также красные гиганты, сверх­ гиганты и белые карлики (табл. 2). Изучение звездной эволюции, т. е. строения звезд и их изменений со време­ нем, показало, что есть две важнейшие характеристики звезды, которые определяют ее судьбу: возраст и длитель­ ность существования, температуру и размеры, светимость и даже поколение, к которому она принадлежит. Первая характеристика — масса звезды, от нее зависит боль­ шинство физических свойств звезды, другая — ее химиче­ ский составит, е. процентное содержание водорода, гелия

Пока удалось измерить массы только у тех двух сотен двойных звезд, у которых прослежены орбиты спутников относительно главной звезды и точно измерены длины больших полуосей этих орбит. Интересно, что по массам звезды различаются не так сильно, как по светимостям и радиусам. Наиболее массивные звезды главной последо­ вательности лишь в 50—75 раз превосходят массу Солнца, зато по светимости они больше его в десятки тысяч, а по

раз меньше Солнца, а по массам составляют всего деся­ тую долю массы Солнца. И все-таки 750-кратного разли­ чия звезд по массам оказывается достаточно, чтобы ха­ рактеры и судьбы их были удивительно различны.

туре звезд и их размерах. Решающее влияние массы свя­ зано с условиями механического и теплового равновесия звезды. Чем больше масса, тем большее газовое давление нужно в ее центральной области для уравновешивания тя-

27

У них большое ядро из вырожденного газа с мало изменя­ ющейся в глубину температурой. Это «изотермическое» ядро снаружи окружено тонким слоем обычного звездного газа. На границе этих двух зон могут быть условия для термоядерных реакций, если в карлике не выгорел весь водород, а температура для этих реакций достаточно вы­ сока. Но существуют белые карлики (например, звезда ван Маанеиа), у которых температура изотермического ядра ниже 6 млн. градусов, и термоядерные реакции в них не идут. В этом случае белый карлик может долго све­ титься за счет охлаждения: запас тепловой энергии в нем еще огромеи, обычный газовый слой плохо проводит тепло излучением, поэтому потерн энергии на свечение сравни­ тельно невелики.

А как устроены красные гиганты? Устройство их весьма сложно. По современным представлениям в центре такой звезды находится массивное изотермическоеядро из вы­ рожденного газа, т. е. по существу горячий белый карлик с температурой в несколько десятков миллионов градусов. Но в отличие от белого карлика изотермическое ядро ги­ ганта окутано не тонким слоем обычного газа, а обшир­ ной разреженной газовой оболочкой. Она имеет несколько зон. Ядро и небольшая внутренняя зона, прилегающая

кядру, имеют температуру, достаточную для протекания

вних не только реакций превращения водорода в гелий, но и других реакций ядериого горения вплоть до образова­ ния ядер атомов железа. Следующая зона излучательного переноса энергии снижает температуру слоев до 1 млн. градусов. За ее пределами располагается разреженная кон­ вективная оболочка — «шуба» красного гиганта, на кото­ рую приходится около 90% радиуса звезды, и на ее по­ верхности температура снижается до нескольких тысяч градусов. Этой низкой температуре фотосферы гигант и обязан своим красным цветом.

Рождение н эволюция звезд

О самой начальной стадии звезд мы знаем очень мало. Существуют лишь гипотезы, использующие комплекс све­ дений о звездах, межзвездной среде и законы физики. Са-

30