"Астрономия", Порфирьев В.В.
Звезда — массивное небесное тело, которое излучает энергию благодаря процессам в собственных недрах. Её цвет и спектр помогают оценить температуру поверхности, а светимость показывает, сколько энергии звезда испускает за единицу времени. Наблюдаемая яркость зависит ещё и от расстояния, поэтому астрономы используют видимую и абсолютную звёздные величины. Сравнивая температуру и светимость на диаграмме Герцшпрунга—Рассела, можно определить, к какой группе относится звезда.
Текст подготовлен нейронной сетью по теме параграфа и не заменяет учебник — важные факты и формулировки сверяйте с ним.
Звезда — массивное небесное тело, которое излучает энергию благодаря процессам в собственных недрах. В отличие от планеты, она не просто отражает свет другого тела: её излучение поддерживается внутренними источниками энергии. Это различие помогает понять, почему звёзды видны на огромных расстояниях.
Видимая звёздная величина — числовая характеристика яркости небесного объекта, наблюдаемой с Земли. Шкала устроена непривычно: чем меньше величина, тем ярче выглядит объект. Она нужна для описания того, что мы действительно видим, но сама по себе не говорит, сколько энергии звезда излучает.
Абсолютная звёздная величина — видимая величина звезды, которую она имела бы, находясь на расстоянии 10 парсек. Парсек — единица расстояния в астрономии. Пересчёт к одному условному расстоянию позволяет сравнивать звёзды без влияния того, насколько далеко они расположены от наблюдателя.
Спектральный класс — группа, к которой относят звезду по особенностям её спектра, то есть распределения излучения по длинам волн. Класс прежде всего связан с температурой поверхности. По нему можно оценить, горячая звезда или холодная, даже если её видимая яркость сама по себе этого не показывает.
Под действием тяготения вещество звезды стремится сжиматься, а при сжатии в её центральных областях растут давление и температура. В достаточно горячих недрах начинаются термоядерные реакции: лёгкие ядра соединяются, и часть энергии высвобождается. Эта энергия переносится наружу и в итоге излучается в пространство. Давление нагретого газа и излучения противодействует гравитационному сжатию, поддерживая звезду в равновесии.
Нагретое тело излучает свет разных цветов, но распределение энергии по цветам зависит от его температуры. У более горячей звезды максимум излучения смещён к коротким волнам, поэтому она кажется голубоватой или белой; более холодная выглядит оранжевой или красной. В спектре также видны характерные линии, по которым устанавливают спектральный класс. Последовательность O, B, A, F, G, K, M идёт от самых горячих звёзд к самым холодным.
Видимая яркость определяется тем, сколько энергии от звезды доходит до наблюдателя. Даже звезда с большой светимостью может выглядеть тусклой, если она очень далеко, а менее мощная близкая звезда — яркой. Для сравнения собственных характеристик звёзд используют абсолютную величину, пересчитанную на 10 парсек. Если m — видимая величина, M — абсолютная, а r — расстояние в парсеках, то M = m − 5 lg(r/10 пк).
Светимость L — энергия, излучаемая звездой за единицу времени. Она зависит от площади поверхности, а площадь шара растёт пропорционально квадрату радиуса R; кроме того, каждый участок поверхности излучает тем интенсивнее, чем выше его температура T. Закон Стефана—Больцмана объединяет эти зависимости: L ∝ R²T⁴. Поэтому при одинаковой температуре больший радиус означает большую светимость, а при одинаковом радиусе даже небольшое увеличение температуры заметно повышает её.
Диаграмма Герцшпрунга—Рассела сопоставляет светимость звёзд с температурой поверхности или связанным с ней спектральным классом. Звёзды не распределены на ней равномерно: многие лежат в области главной последовательности, а гиганты и белые карлики образуют другие группы. Положение помогает понять, чем звёзды отличаются по физическим свойствам, а не только по тому, насколько яркими они кажутся с Земли. Так диаграмма объединяет данные о температуре и светимости в наглядную систему.
Таблица показывает порядок классов от самых горячих к самым холодным и связывает температуру с цветом и особенностями спектра. Температуры указаны приблизительно: у звёзд одного класса они могут различаться. Примеры помогают соотнести обозначение класса с реальными звёздами.
| Характеристика | O | B | A | F | G | K | M |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Цвет звезды | Голубой | Голубовато-белый | Белый | Жёлто-белый | Жёлтый | Оранжевый | Красный |
| Температура поверхности: порядок убывания от класса к классу | Более 30 000 К | 10 000–30 000 К | 7 500–10 000 К | 6 000–7 500 К | 5 200–6 000 К | 3 700–5 200 К | Менее 3 700 К |
| Характерные особенности спектра | Линии ионизованного гелия | Линии нейтрального гелия | Сильные линии водорода | Линии металлов, слабее водородные | Много линий металлов | Выражены линии нейтральных металлов | Полосы молекул, например оксидов титана |
| Пример звезды соответствующего класса | ζ Ориона | Ригель | Сириус | Процион A | Солнце | Арктур | Бетельгейзе |
Задача 1. Звезда наблюдается с Земли с видимой звёздной величиной 1, а другая — величиной 3. Какая из них выглядит ярче и во сколько раз? Сначала сравним числа: меньшая величина соответствует большей наблюдаемой яркости. Разность величин равна 3 − 1 = 2.
Ответ: ярче выглядит звезда с величиной 1; её яркость примерно в 6,3 раза больше.
Задача 2. Звезда находится на расстоянии 100 парсек и имеет видимую звёздную величину 6. Найдём абсолютную величину. Здесь нужно пересчитать наблюдение так, словно звезда находится на расстоянии 10 парсек, поэтому используем формулу M = m − 5 lg(r/10 пк).
Ответ: абсолютная звёздная величина равна 1. Она меньше видимой, поскольку на расстоянии 10 парсек звезда была бы ближе, чем сейчас.
Задача 3. Сравнить светимости двух звёзд, если известны их радиусы и температуры поверхности. Пусть для первой звезды заданы R₁ и T₁, для второй — R₂ и T₂. Без конкретных чисел можно установить правило сравнения: важны квадрат отношения радиусов и четвёртая степень отношения температур.
Ответ: больше излучает звезда с большим значением R²T⁴. Температуру важно учитывать в четвёртой степени: её влияние может перевесить даже заметную разницу радиусов.
Ошибка: считать, что звезда с меньшей видимой звёздной величиной физически светит слабее. Так думают, потому что обычные числовые шкалы часто устроены иначе. Проверьте направление шкалы: величина 1 соответствует более яркому объекту, чем величина 3.
Ошибка: отождествлять видимую яркость со светимостью. Наблюдаемая яркость зависит от расстояния, поэтому далёкая звезда может казаться тусклой при большой светимости. Для проверки сравните расстояния или используйте абсолютную величину.
Ошибка: принимать абсолютную звёздную величину за реальную яркость звезды на её нынешнем расстоянии. Это расчётная величина для условного расстояния 10 парсек, а не характеристика наблюдения с Земли. Проверьте, какое расстояние указано в условии: если оно не равно 10 парсекам, видимая и абсолютная величины могут различаться.
Ошибка: определять температуру только по яркости звезды. Яркость зависит ещё от радиуса и расстояния, тогда как температуру оценивают прежде всего по цвету и спектральному классу. Чтобы проверить вывод, отделите сведения о температуре от данных о расстоянии и светимости.
Для понимания темы нужны понятия светимости, излучения нагретых тел, температуры и расстояния в парсеках. Связь яркости с расстоянием пригодится при изучении способов определять расстояния до звёзд и галактик. Спектральные классы и диаграмма Герцшпрунга—Рассела станут основой для дальнейшего изучения строения и эволюции звёзд.
Почему звёзды кажутся разными по яркости?
У звёзд различаются светимости: одни излучают больше энергии, чем другие. Кроме того, даже одинаково светящиеся звёзды будут выглядеть по-разному, если находятся на разных расстояниях от Земли.
Чем видимая звёздная величина отличается от абсолютной?
Видимая величина описывает, насколько яркой звезда кажется наблюдателю с Земли. Абсолютная величина показывает, какой была бы её видимая величина на условном расстоянии 10 парсек.
Почему у более яркой на вид звезды не обязательно больше светимость?
Яркость, которую мы наблюдаем, зависит и от светимости, и от расстояния. Близкая звезда с меньшей светимостью может казаться ярче далёкой, но более мощной.
Как по цвету звезды судят о её температуре?
Цвет связан с тем, на каких длинах волн звезда излучает сильнее всего. Голубоватые звёзды горячее, а красноватые — холоднее; точнее температуру оценивают по спектру.
Что можно узнать о звезде по её положению на диаграмме Герцшпрунга—Рассела?
Диаграмма сопоставляет светимость звезды с её температурой или спектральным классом. По положению на ней можно отличить, например, звёзды главной последовательности от гигантов и белых карликов.
§ 24. Звезды
