kse_lecture_3_2011_zao

Зависимость массы и светимости звезд объясняется термоядерным механизмом их энерговыделения. Действительно, при большей массе в недрах звезды достигаются более высокие температуры, вероятность реакций синтеза возрастает, соответственно, выделяется больше энергии и увеличивается светимость звезды.

Важнейшее следствие соотношения масса-светимость заключается в том, что светимость звезд (за исключением самых массивных) пропорциональна массе в степени, превышающей единицу. Запас же ядерной энергии звезды просто пропорционален массе. Следовательно, чем больше масса звезды, тем быстрее она расходует свои источники энергии. Для наиболее массивных звезд время жизни не превосходит 3,5 млн. лет, тогда как для звезд солнечного типа эта величина достигает 10 млрд. лет.

Важнейшее значение в астрофизике имеет также спектральная классификация звезд. Спектральные классы установлены эмпирически по целому ряду характерных особенностей. В первую очередь эти классы характеризуют температуру поверхности звезды, от которой в основном зависит наличие или отсутствие линий химических элементов в ее спектре. Основные классы

О, В, A, F, G, К, М

50000 К T 4000 К

расположены в порядке понижения температуры поверхности звезд. Самые горячие звезды (голубоватые, температура около 45000-50000 К) относятся к классу О, а самые холодные (красные, температура менее 4000 К) - к классу М.

Диаграмма спектр-светимость (диаграмма Герцшпрунга - Ресселла).

После выгорания водорода в центральной зоне звезды образуется гелиевое ядро. Водородные термоядерные реакции продолжают протекать лишь в тонком слое на его поверхности. Остывающее ядро начинает сжиматься, а внешняя оболочка - расширяться. Типичные звезды становятся при этом красными гигантами, очень массивные звезды – красными сверхгигантами. В дальнейшем маломассивные звезды после сброса оболочки переходят в стадию белого карлика, окруженного планетарной туманностью. В более массивных звездах сжатие ядра приводит к его повторному разогреву, достаточному для начала термоядерных реакций углеродного цикла.

При массе, превосходящей 1,4 массы Солнца (предел Чандрасекара), устойчивое состояние ядра потухающей звезды без внутренних источников энергии становится невозможным, т. к. давление не может уравновесить силу тяготения. Теоретически конечным результатом эволюции таких звезд должен быть гравитационный коллапс - неограниченное падение вещества к центру. В случаях, когда по ряду причин коллапс прекращается, происходит мощный взрыв - вспышка Сверхновой с выбросом части вещества звзезды в окружающее пространство.

Часть массы взорвавшейся звезды может остаться в виде сверхплотного тела - нейтронной звезды (обнаружены в 1967 г) или чёрной дыры. Наконец, если конечная масса звездного остатка превышает 2-3 массы Солнца, то гравитационный коллапс ведёт только к образованию чёрной дыры.

ГАЛАКТИКИ

18 век – знаменитый астроном У. Гершель обнаружил объекты, непохожие на звезды, которые назвал туманностями. Только в 20 веке некоторые из этих объектов - туманность Андромеды, Магеллановы облака, туманность Треугольника и др. были разрешены на звезды - это было сделано в 1924-1926 гг. американским астрономом Э. Хабблом.

•Основными структурными единицами во Вселенной являются грандиозные звёздные системы (скопления, туманности) – галактики.

•Солнце расположено в галактике, называющейся Млечный Путь. В нашей Галактике насчитывается не менее 500000 миллионов звёзд, она вращается в космосе, как гигантский диск. Полный оборот Млечный Путь совершает за 225 миллионов лет.