§ 80. Звезды

Определения и обозначения

Звезда — самосветящееся небесное тело, в недрах которого энергия выделяется в результате термоядерных реакций. В отличие от планеты, она излучает собственный свет, а не только отражает свет другого тела. Это определение помогает понять, почему звёзды служат источниками энергии и света в космосе.

Светимость — полная энергия, излучаемая звездой за единицу времени. Её обычно обозначают L и измеряют в ваттах; это характеристика самой звезды, а не того, насколько яркой она кажется с Земли. Светимость нужна для сравнения реальной мощности разных звёзд.

Видимая звёздная величина характеризует видимую с Земли яркость звезды; чем меньше её значение, тем ярче звезда. Это условная шкала, учитывающая световой поток, дошедший до наблюдателя, поэтому результат зависит и от расстояния. По ней удобно описывать, как звезда выглядит на небе.

Абсолютная звёздная величина — видимая звёздная величина, которую имела бы звезда, находясь на расстоянии 10 пк. Парсек (пк) — единица расстояния, используемая в астрономии. Такое условие позволяет сравнивать звёзды так, словно они удалены от нас одинаково, и оценивать их собственную яркость.

Как это устроено

В глубине звезды вещество сжато сильной гравитацией, а температура достигает миллионов градусов. При таких условиях ядра лёгких атомов могут сближаться и соединяться; в ходе термоядерных реакций часть массы превращается в энергию. Энергия проходит через внутренние слои звезды и выходит с поверхности, поэтому звезда излучает свет длительное время.

Свет звезды состоит из волн разных длин, а спектр показывает, как распределена энергия между ними. Положение максимума излучения помогает оценить температуру поверхности: более горячие звёзды излучают относительно сильнее на коротких волнах. В спектре также видны линии поглощения или излучения; каждый химический элемент оставляет характерный набор линий, поэтому по ним судят о составе и свойствах атмосферы звезды.

Поток света, который мы получаем, ослабевает с расстоянием: один и тот же свет распределяется по всё большей площади. Поэтому близкая звезда может казаться ярче далёкой, даже если излучает меньше энергии. Видимую величину связывают с тем, как звезда выглядит с Земли, а абсолютную — с её видимой величиной на условном расстоянии 10 пк; это позволяет отделить влияние расстояния от различий самих звёзд.

Масса задаёт силу притяжения внутри звезды и влияет на давление и температуру в её недрах. От условий в недрах зависит интенсивность термоядерных реакций, а температура поверхности определяет, сколько энергии излучается с каждого участка поверхности. Радиус показывает площадь этой поверхности: поэтому светимость связана одновременно с размером и температурой, что выражает закон Стефана — Больцмана L = 4πR²σT⁴. Звёзды различаются по массе, радиусу и температуре, а значит, и по светимости.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела сопоставляет светимость звёзд с их температурой или связанным с ней спектральным классом. Температура на диаграмме обычно убывает слева направо, а светимость растёт вверх. Большинство звёзд располагается вдоль главной последовательности; гиганты занимают область большой светимости, а белые карлики — малой. Такое распределение показывает, что светимость и температура связаны с размером звезды и позволяют выделять группы с разными свойствами.

Основные характеристики звёзд

Сначала определите, какая именно характеристика дана или требуется: например, звёздная величина описывает яркость, а светимость — мощность излучения. Способ определения помогает понять, какие дополнительные данные понадобятся, например расстояние или температура. Для сравнения звёзд учитывайте, измеряются ли их видимые характеристики или собственные.

Разбор задач

Задача 1. Параллакс звезды равен 0,1 угловой секунды. Найдите расстояние до неё в парсеках. Параллакс — угол, связанный с кажущимся смещением звезды при наблюдении с разных точек орбиты Земли; чем он меньше, тем дальше звезда. Для расчёта воспользуемся связью расстояния с параллаксом.

1. Записываем формулу: d = 1/p, где d измеряется в парсеках, а p — в угловых секундах.
2. Подставляем p = 0,1″: d = 1/0,1 = 10 пк.
3. Проверяем направление зависимости: параллакс меньше одной секунды, значит расстояние должно быть больше одного парсека.

Ответ: расстояние до звезды равно 10 пк.

Задача 2. У звёзд A и B абсолютные звёздные величины Mₐ = 2 и Mᵦ = 5. Сравните их светимости. Абсолютные величины относятся к одинаковому условному расстоянию, поэтому здесь не нужно отдельно учитывать удалённость звёзд. Поскольку шкала обратная, меньшая величина указывает на большую светимость.

1. Находим разность: Mᵦ − Mₐ = 5 − 2 = 3.
2. Разница в одну звёздную величину соответствует изменению светового потока примерно в 2,512 раза. Поэтому отношение светимостей Lₐ/Lᵦ = 10^(0,4·3) ≈ 15,8.
3. Проверяем смысл результата: у звезды A абсолютная величина меньше, следовательно, она должна быть значительно светимее.

Ответ: светимость звезды A примерно в 16 раз больше светимости звезды B.

Задача 3. Светимость звезды равна 100 L☉, а температура поверхности — 2T☉. Определите радиус в радиусах Солнца. Знак ☉ обозначает соответствующую величину Солнца. Чтобы избежать неизвестных постоянных, сравним звезду с Солнцем по закону Стефана — Больцмана.

1. Записываем отношение светимостей: L/L☉ = (R/R☉)²(T/T☉)⁴.
2. Выражаем радиус: R/R☉ = √[(L/L☉)/(T/T☉)⁴].
3. Подставляем данные: R/R☉ = √(100/2⁴) = √(100/16) = 2,5.

Ответ: радиус звезды равен 2,5 радиуса Солнца. Проверка показывает, что высокая температура сама по себе увеличивает светимость, поэтому для заданной светимости звезда может быть меньше, чем получилось бы при температуре Солнца.

Типичные ошибки

Ошибка — считать, что более яркая на небе звезда обязательно обладает большей светимостью. Её допускают, потому что наблюдатель непосредственно видит поток света, а не расстояние до источника. Проверка: выясните, сравниваются ли звёзды на одинаковом расстоянии; если нет, одной видимой яркости недостаточно.

Ошибка — путать видимую и абсолютную звёздные величины. Первая описывает, как звезда выглядит с Земли, а вторая задаёт, какой была бы её видимая величина на расстоянии 10 пк. Путаница возникает из-за похожих названий; проверяйте, учитывается ли расстояние и для какой цели приведена величина.

Ошибка — считать, что звёздная величина растёт вместе с яркостью. Такая мысль кажется естественной для обычных чисел, но у звёздной шкалы направление обратное: чем меньше величина, тем ярче объект. Сверьте вывод с примером: звезда величины 1 ярче звезды величины 3.

Ошибка — воспринимать диаграмму Герцшпрунга — Рассела как карту расположения звёзд на небе. Её оси показывают физические характеристики, а не координаты на небесной сфере. Чтобы проверить себя, посмотрите, подписаны ли на осях температура и светимость: по диаграмме определяют тип звезды, а не направление на неё.

Связь с другими темами

Для понимания звёзд понадобятся основы термодинамики: температура и давление объясняют условия в недрах и на поверхности. Закон всемирного тяготения помогает понять, почему вещество звезды сжимается и как масса влияет на её строение. Спектральный анализ света нужен, чтобы извлекать сведения о звезде по её излучению.

Понятие параллакса связывает наблюдения с расстоянием до звёзд, а законы излучения позволяют перейти от измеренного света к температуре, радиусу и светимости. Так астрономы используют физические законы для изучения объектов, недоступных прямому исследованию. Это пример того, как наблюдения и расчёты дополняют друг друга в астрофизике.

Сведения о характеристиках звёзд помогают изучать их эволюцию — изменение свойств со временем — и распределение звёзд в Галактике. Наблюдая их светимость, температуру и положение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, можно сравнивать звёздные группы и строить модели их развития. Эти знания также служат основой для вопросов космологии — науки о строении и развитии Вселенной.

Что запомнить

• Звезда излучает энергию благодаря процессам в её недрах.
• Светимость — собственная характеристика звезды, а видимая яркость зависит от расстояния до наблюдателя.
• Абсолютная звёздная величина позволяет сравнивать звёзды на одинаковом расстоянии.
• Температуру звезды определяют по её излучению и спектру.
• Радиус звезды можно связать с её светимостью и температурой.
• Диаграмма Герцшпрунга — Рассела показывает связь светимости и температуры звёзд.