§31. Звёзды

Определения и обозначения

Звезда — самосветящееся небесное тело, удерживаемое собственной гравитацией и состоящее преимущественно из горячей плазмы. Плазма — вещество, в котором часть атомов потеряла электроны. Это определение помогает отличать звезду от планеты: звезда сама излучает энергию, а не только отражает свет другого тела.

Светимость — полная энергия, излучаемая звездой за единицу времени; её обозначают L и измеряют в ваттах. Иначе говоря, светимость показывает мощность излучения звезды во всех направлениях. Она нужна, чтобы сравнивать собственную отдачу энергии звёзд, не смешивая её с тем, насколько яркими они кажутся с Земли.

Спектральный класс — характеристика звезды, связанная с температурой её поверхности, цветом и особенностями спектра. Спектр — распределение излучения по длинам волн; в нём можно увидеть, какие цвета преобладают и какие линии оставляют вещества в атмосфере. По спектральному классу астрономы оценивают температуру звезды и систематизируют наблюдаемые объекты.

Звёздная величина — логарифмическая мера видимого блеска звезды; различают видимую величину m и абсолютную величину M. Видимая величина описывает блеск с Земли, а абсолютная позволяет сравнить звёзды, условно поместив их на одинаковое расстояние — 10 парсеков (пк). Поскольку шкала устроена необычно, меньшая звездная величина означает более яркую звезду.

Как это устроено

Гравитация притягивает частицы вещества звезды друг к другу, поэтому без противодействующей силы звезда сжималась бы. При сжатии вещество уплотняется и нагревается, а горячий газ создаёт давление, направленное наружу. Когда давление уравновешивает тяжесть, устанавливается гидростатическое равновесие — баланс между сжимающей гравитацией и внутренним давлением. Благодаря этому звезда сохраняет устойчивый размер, хотя её вещество постоянно находится под действием сил.

Высокая температура и давление в недрах возникают из-за огромного сжатия вещества гравитацией. При таких условиях ядра лёгких атомов могут сближаться настолько, что начинают соединяться; этот процесс называют термоядерным синтезом. В результате образуются более тяжёлые ядра и выделяется энергия. Она поддерживает нагрев звезды, а нагрев, в свою очередь, помогает сохранять давление, противодействующее сжатию.

Энергия, выделившаяся в центральных областях, должна пройти через толщу звезды, прежде чем покинуть её. Вещество переносит её к поверхности излучением и движением горячих газовых потоков; соотношение этих способов зависит от строения звезды. У поверхности энергия испускается в виде электромагнитного излучения — от видимого света до других диапазонов. Излучение распространяется в пространстве и, удаляясь от звезды, распределяется по всё большей площади.

Светимость зависит от того, насколько велика излучающая поверхность и насколько горячая её поверхность. Для приближённо сферической звезды используется закон Стефана—Больцмана: L = 4πR²σT⁴, где R — радиус, T — температура поверхности, а σ — постоянная. Поэтому увеличение радиуса повышает светимость пропорционально R², а рост температуры — пропорционально T⁴. Температура также определяет цвет и особенности спектра: более горячие звёзды выглядят голубоватыми или белыми, более холодные — красноватыми.

Масса задаёт, насколько сильно звезда сжимается под действием собственной гравитации. У массивных звёзд в недрах обычно выше температура, поэтому ядерные реакции идут интенсивнее и светимость больше; при этом запас топлива расходуется быстрее. Значит, большая масса не обязательно означает более долгую жизнь звезды. По мере изменения запасов топлива меняются внутреннее строение и равновесие, поэтому звёзды проходят последовательные этапы эволюции, зависящие от их исходной массы.

Основные характеристики блеска и излучения звезды

Сначала определите, какое именно свойство нужно сравнить: собственную мощность, наблюдаемый блеск или яркость на стандартном расстоянии. Для m и M помните направление шкалы: чем число меньше, тем звезда ярче. При сравнении видимого блеска учитывайте расстояние, а для сравнения собственных свойств используйте светимость или абсолютную величину.

Разбор задач

Задача 1. Звезда находится на расстоянии 20 пк. Во сколько раз изменился бы её наблюдаемый поток излучения, если бы она оказалась на расстоянии 10 пк? Считаем, что светимость звезды не изменилась, а меняется только расстояние до наблюдателя. Поток излучения обратно пропорционален квадрату расстояния.

1. Запишем закон обратных квадратов: F ∝ 1/r², где F — поток, а r — расстояние.
2. Сравним потоки на расстояниях 10 и 20 пк: F₁₀/F₂₀ = (20/10)².
3. Вычислим отношение: 2² = 4. При уменьшении расстояния поток возрастает, поэтому делить нужно именно поток на 10 пк на поток на 20 пк.

Ответ: поток стал бы в 4 раза больше.

Задача 2. Радиус одной звезды в 2 раза больше радиуса Солнца, а температура поверхности в 2 раза выше. Во сколько раз больше её светимость? Сравним звезду с Солнцем по закону Стефана—Больцмана: L = 4πR²σT⁴. Постоянные в отношении сокращаются, но радиус и температура дают разные множители.

1. Запишем отношение светимостей: L/L☉ = (R/R☉)²(T/T☉)⁴.
2. Подставим данные: L/L☉ = 2² · 2⁴. Квадрат радиуса даёт множитель 4, а четвёртая степень температуры — 16.
3. Перемножим множители: 4 · 16 = 64. Проверка: радиус и температура оба увеличивают светимость, поэтому результат должен быть больше каждого отдельного множителя.

Ответ: светимость звезды в 64 раза больше солнечной.

Задача 3. Сравним звёзды с абсолютными звездными величинами −3 и +2. Нужно определить, какая из них светит ярче и во сколько раз. На шкале звездных величин меньшему числу соответствует больший блеск, а разность в пять величин означает стократное отношение блеска.

1. Найдём разность величин: +2 − (−3) = 5.
2. Сопоставим направление шкалы: значение −3 меньше, чем +2, следовательно, первая звезда ярче.
3. Разности в 5 величин соответствует отношение блеска 100. Так как сравниваются абсолютные величины, звёзды сопоставляются на одинаковом расстоянии.

Ответ: звезда с M = −3 светит в 100 раз ярче звезды с M = +2.

Типичные ошибки

Светимость часто смешивают с видимым блеском, потому что оба понятия связаны с количеством света. Но светимость — свойство самой звезды, а наблюдаемый поток уменьшается с расстоянием по закону обратных квадратов. Чтобы проверить себя, спросите: изменится ли характеристика, если ту же звезду мысленно перенести дальше? Светимость не изменится, а поток и видимый блеск изменятся.

Иногда считают, что более горячая звезда обязательно светит ярче любой более холодной. Это следует из зависимости T⁴, но в формуле светимости есть и радиус в квадрате, поэтому сравнивать только температуры недостаточно. Подставьте оба значения в L = 4πR²σT⁴: небольшой горячий объект может уступить по светимости очень большой звезде. Проверка себя — отдельно учесть вклад радиуса и температуры.

Звёздные величины могут сбивать с толку, потому что большая цифра кажется признаком большей яркости. На этой логарифмической шкале всё наоборот: чем меньше величина, тем звезда ярче. Ошибка возникает из-за привычки воспринимать числа как прямую меру яркости. При сравнении сначала вычтите значения и проверьте, у какой звезды величина меньше.

Спектральный класс порой принимают за указание на расстояние или размер звезды. Причина путаницы — попытка вывести все характеристики небесного тела из одной метки. В первую очередь спектральный класс связан с температурой поверхности и особенностями спектра, но сам по себе не сообщает расстояние или радиус. Чтобы проверить вывод, отделяйте спектральные данные от измерений расстояния и размера.

Связь с другими темами

Чтобы понять устройство звёзд, нужны закон всемирного тяготения и представления о строении атома: они объясняют сжатие вещества и возможность термоядерных реакций. Температура, виды электромагнитного излучения и законы теплового излучения помогают связать цвет звезды с её поверхностью. Закон обратных квадратов нужен для перехода от светимости к потоку на Земле, а логарифмическая шкала — для сравнения звездных величин. Эти знания пригодятся при изучении галактик, космологии, происхождения химических элементов и методов астрономических наблюдений.

Что запомнить

• Звезда удерживается собственной гравитацией и находится в состоянии гидростатического равновесия.
• Главный источник энергии звезды на длительном этапе её жизни — термоядерные реакции.
• Светимость — полная мощность излучения звезды, а видимый блеск зависит ещё и от расстояния.
• Светимость звезды пропорциональна квадрату её радиуса и четвёртой степени температуры поверхности.
• Цвет и спектральный класс звезды связаны с температурой её поверхности.
• Чем меньше звездная величина, тем ярче звезда.
• Масса звезды определяет основные особенности её эволюции.