19. Астрофизика

.

Спектральные классы и другие характеристики звёзд.

Звезды изучаются по электромагнитному излучению, доходящему до Земли.

Классификация звезд:

1) по спектру

Класс	Цвет	T (температура)
M (есть подклассы M1, M2…)	красные звезды (красные гиганты, красные карлики)	3500 K (самая низкая)
K	оранжевые	до 5000 K	относительно небольшие размеры
G	желтые (например, Солнце: класс G, подкласс 2)	до 6000 К
F	светло-желтые	до 8000 K
А	белые (например, Сириус)	до 10000 K	крупных размеров
B	бело-голубые (Денеп, Вега)	до 20000 K	гиганты
O	голубые (например, Антарес)	до 40000 K	сверхгиганты

Есть прямая зависимость между спектральными классами и температурой (например, если нагревать железо, оно меняет цвета: малиновое оранжевое красное белое).

2) светимость (L) – важная характеристика звезды (яркость, блеск, т.е. мощность излучения):

(Вт), где T – температуры звезды;

σ – постоянная Больцмана ( ).

Светимость звезды растет пропорционально квадрату ее радиуса и еще больше растет от температуры (поэтому самые горячие (голубые) звезды – очень яркие объекты).

3) размер и масса: есть некоторые звезды, которые по размеру превышают Солнце в сотни раз, а по массе – в десятки раз (т.к. большие звезды имеют малую плотность).

m_min≈ 0,1 m

m_max≈ 40-50 m

Светимость имеет определенную зависимость от массы: L ~ m⁴ (пропорциональна).

4

- с массой прямая связь: чем больше водорода, тем больше горючего (тем больше живет).

- со светимостью обратная связь: чем быстрее расходует энергию, тем меньше время жизни.

) время жизни (t) – тоже большой разброс (от миллионов до миллиардов лет); долго живут не большие звезды, а звезды небольших размеров.



чем больше размеры, тем меньше живет звезда.

Например: m=2 m _. Найти t

t ≈10¹⁶ лет  t =2^-3=1/8  t =1,25 млрд. лет.

5) плотность:

- красные гиганты ρ=10^-3 кг/м³

- белые карлики ρ=10¹⁰-10¹¹ кг/м³ (10-100 млн.тонн/м³) – ядра упакованы «ядро к ядру».

Д иаграмма Герцшпрунга-Рессела – показывает взаимосвязь светимости и спектрального класса звезд.

♦ по горизонтальной оси отложены спектральные классы (или температуры) звезд, а по вертикальной - светимости L (или абсолютные звездные величины звезд M);

♦ каждой звезде соответствует точка диаграммы;

♦ точки на диаграмме группируются в пределах нескольких областей, названных последовательностями;

♦ подавляющее большинство звезд (>90%) принадлежит главной последовательности (в т.ч. и Солнце), растянувшейся из верхнего левого угла практически по диагонали к левому нижнему углу (чем горячее относящиеся к ней звезды, тем большую светимость они имеют);

♦ в правом верхнем углу - сверхгиганты, гиганты - между главной последовательностью и сверхгигантами; ниже главной последовательности и параллельно ей - субкарлики (содержание металлов гораздо ниже, чем у звезд главной последовательности), в левом нижнем углу - белые карлики (светимость меньше солнечной в сотни раз).

♦ диаграмма показывает, что звезды данного спектрального класса не могут иметь произвольную светимость и, наоборот, звезды с определенной светимостью не могут иметь любую температуру; отражает важную закономерность в мире звезд, основываясь на которой астрономы исследуют эволюцию звезд.

Связь между массой звезды и ее светимостью:

На диаграмме по одной оси отложены массы звезд, а по другой их светимости (или абсолютные звездные величины). Из диаграммы видно, что, чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Светимость пропорциональна примерно четвертой степени массы звезды (L ~ m⁴).

Длина Джинса и теория звездообразования.

Процесс звездообразования – непрерывный процесс во Вселенной, в основе которого лежит гравитационная конденсация.

- плотности молекул водорода (H₂) не могут быть везде одинаковы (флуктуации – неравномерности) ;

- вещество начинает притягиваться к центу массы (как лепить снеговика), этот процесс может занимать десятки и сотни тысяч лет;

- образуется протозвезда – уплотненная сфера из молекул H².

Формула Джинса:

L – длина, на которую должны сблизиться молекулы, чтобы начался процесс гравитационной конденсации;

u – местная скорость звука в среде;

G – гравитационная постоянная Ньютона;

Ρ – плотность газа.

высокая плотность (сотни кг/м³)

сжатие газа гравитационными силами  t˚ возрастает (в центре – быстро возрастает)

Когда t˚ достигает критической величины (T=10¹⁰K), начинаются реакции термоядерного

синтеза.

Теория звездного нуклеосинтеза (Эддингтон, Бете).

Реакции термоядерного синтеза были открыты А. Эддингтоном (20-е гг. XX в.) и У. Бете (30-е гг.).

♦ реакции водородного цикла (процессы, происходящие в ядре молодой звезды):

(нейтрино) - первичная реакция синтеза

(гамма-квант)

Речь идет о ядрах, а не атомах (T=10¹⁰ K, это горячая водородная плазма, электроны сорваны, они сами по себе, ядра сами по себе).

♦ при термоядерном синтезе выделяется огромная энергия

длительный процесс

♦ после того, как бо́льшая часть H₂ превратилась в He, происходят:

… и т.д.

… Si… Fe… Ni (могут синтезироваться более тяжелые элементы)

Все химические элементы, кроме водорода и части гелия, образовались в ядрах звезд (потом звезды угасли (взорвались), а это вещество пошло на образование новых звезд, планетных систем).

энергия начинает поглощаться

Более тяжелые элементы образовались посредством реакций электронного захвата.

Эволюция звезд. Нестационарные звезды: цефеиды, новые, сверхновые, нейтронные звёзды (пульсары). Радиус Шварцшильда и черные дыры.

Судьба и эволюция звезды зависит от ее массы.

Сценарии:

1) m ≤1,4 m (порог Чандрасекхара): эволюция звезды протекает спокойно: выжигается H₂  звезда краснеет, превращается в красный гигант  фотосфера отрывается от звезды, рассеивается в пространстве, остается сверхгорячее ядро (белый карлик), T=1млрд.К, в течение миллиарда лет белый карлик будет остыватькрасныйчерный карлик (звезда потухнет);

2) 1,4 m < m < 3m : после израсходования H₂происходит гравитационный коллапс (звезда резко сжимается)

выделение энергии (когда H₂ заканчивается, энергия перестает выделяться, а гравитационные

силы не уменьшаются)

силы гравитации, стремятся сжать звезду

Резкое падение материи к центру – возникает сверхмощная ударная волна  приводит к взрыву звезды (вещество разбрасывается с гигантской скоростью), светимость звезды при этом может возрастать в миллионы раз (это взрыв сверхновой: 1054 г., 1572 г., 1604 г.).

На месте взрыва сверхновой образуется нейтронная звезда (по сути, это ядро сверхновой)

- d=20-30 км при массе в одну солнечную;

- ρ=10¹⁸ кг/м³;

- T = 1 млрд. К;

- электроны взаимодействуют с протонами: (нейтрализация)

- обладают сверхмощным магнитным полем и быстро вращаются вокруг своей оси:

радиоизлучение

1967 г. – открытие первого пульсара

Пульсар – нейтронная звезда, которая видна с Земли под определенным углом

(это источник разных видов излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков).

Известно не менее 500 пульсаров; существуют недолго.

3) m > 3m : в результате коллапса из звезды образуется черная дыра

- классический закон Всемирного тяготения

- в теории относительности

- радиус Шварцшильда (гравитационный радиус черной дыры): размер, до которого нужно сжать тело, чтобы оно стало черной дырой (для Солнца – R_g=3 км (R =700 тыс. км), для Земли – Rg=1см).

; если r=R_g, то (для черной дыры  поэтому черная дыра не выпускает из себя ничего, сила тяготения становится очень большой).

Существует гипотеза об испарении черных дыр (Я. Зельдович, С. Хокинг).

Также существуют гигантские черные дыры в центрах галактик, их масса – миллион солнечных масс, они существуют очень долго.

Новые звезды («новые») - звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 100 раз; дают до сотни вспышек за год, но видеть удается только одну-две из них

Сверхновые звезды («сверхновые») - звезды, светимость которых при вспышке увеличивается на десятки порядков в течение нескольких суток; в максимуме блеска сверхновая сравнима по яркости со всей галактикой, в которой она вспыхнула, и даже может превосходить её; их можно регистрировать из очень далёких галактик; во время вспышки сверхновой выделяется огромнейшая энергия; производят наиболее мощные взрывы.

Цефеиды – класс пульсирующих звезд, у которых есть четкая зависимость между периодом пульсации и светимостью (блеском); период блеска от нескольких часов до суток; радиус почти в 30 раз больше солнечного; по ним можно определить, на каком расстоянии находится далекий объект).