"Физика. Базовый уровень", Андрюшечкин С.М.
Звёзды — раскалённые газовые тела, которые удерживаются собственной гравитацией и излучают энергию, полученную в термоядерных реакциях. Они различаются температурой, размером, светимостью и возрастом. По цвету и спектру астрономы оценивают температуру и состав звезды, а по её светимости и положению на диаграмме Герцшпрунга—Рассела судят о размерах и этапе эволюции. Эти знания помогают понять не только звёзды, но и развитие Солнца и других небесных систем.
Текст подготовлен нейронной сетью по теме параграфа и не заменяет учебник — важные факты и формулировки сверяйте с ним.
Звезда — небесное тело из раскалённого плазменного вещества, удерживаемого собственной гравитацией и излучающего энергию. Плазма — газ из заряженных частиц, в котором атомы частично или полностью потеряли электроны. Это определение помогает отличить звезду от планеты: звезда сама излучает энергию, а планета в основном отражает свет.
Светимость — полная мощность излучения звезды во всех направлениях. Её обозначают L и выражают в ваттах или сравнивают со светимостью Солнца L☉. Светимость описывает саму звезду, поэтому её используют, чтобы сопоставлять звёзды независимо от того, насколько далеко они находятся от Земли.
Абсолютная звёздная величина — видимая звёздная величина, которую имела бы звезда на расстоянии 10 пк. Парсек (пк) — единица расстояния в астрономии, равная примерно 3,26 светового года. Условие одного и того же расстояния позволяет сравнивать собственную яркость звёзд, а не влияние их удалённости.
Спектральный класс — группа звёзд с близкими спектрами и температурами поверхности. Класс обозначают буквой, например G или M; классы упорядочены от более горячих к более холодным. По нему удобно оценивать температуру звезды и сопоставлять её спектр со спектрами других звёзд.
Собственная гравитация притягивает частицы звезды к центру, поэтому без противодействия тело сжималось бы. При сжатии растут температура и давление раскалённого газа, а переносимая внутри энергия создаёт давление излучения. В устойчивой звезде эти воздействия приблизительно уравновешены: это равновесие позволяет ей долго сохранять размеры. Если баланс меняется, меняются и строение звезды, и её дальнейшая эволюция.
Энергию звезда получает в термоядерных реакциях в горячих и плотных недрах: лёгкие атомные ядра соединяются, а часть массы превращается в энергию. Энергия постепенно проходит через слои звезды и в конце концов уходит в пространство в виде излучения. Масса задаёт силу сжатия, поэтому влияет на давление и температуру внутри, а те — на скорость реакций. Из-за этого более массивные звёзды обычно расходуют топливо быстрее и проходят этапы эволюции иначе, чем маломассивные.
Температуру поверхности можно предварительно оценить по цвету: голубые звёзды горячее красных. Но для надёжного вывода изучают спектр — распределение излучения по длинам волн. В спектре видны линии, потому что атомы химических элементов поглощают или испускают свет только на определённых длинах волн. Сопоставляя расположение линий с лабораторными данными, определяют элементы, а их сочетание и общий вид спектра помогают уточнить температуру и спектральный класс.
Светимость и видимая яркость отвечают на разные вопросы. Светимость показывает, сколько энергии звезда излучает за единицу времени, а видимая яркость — какой поток света достигает наблюдателя. Свет распространяется по всё большей сфере: чем дальше звезда, тем большая площадь приходится на тот же поток энергии. Поэтому видимая яркость убывает обратно пропорционально квадрату расстояния, и далёкая мощная звезда может казаться тусклее близкой.
Диаграмма Герцшпрунга—Рассела сопоставляет температуру поверхности и светимость, поэтому позволяет увидеть группы звёзд и проследить изменения на разных этапах их жизни. Большинство звёзд находится на главной последовательности; отдельно располагаются гиганты и сверхгиганты, а также белые карлики. Положение не определяется только температурой: например, белый карлик может быть горячим, но тусклым из-за малого радиуса, а гигант — ярким благодаря огромному размеру. Масса во многом задаёт развитие звезды, а изменения температуры и светимости во времени перемещают её по диаграмме.
Как это устроено
| Спектральный класс | Цвет | Температура поверхности, К | Пример звезды |
|---|---|---|---|
| O | Голубые | Более 30 000 | Ригель |
| B | Голубовато-белые | 10 000–30 000 | Спика |
| A | Белые | 7 500–10 000 | Сириус |
| F | Желтовато-белые | 6 000–7 500 | Процион |
| G | Жёлтые | 5 000–6 000 | Солнце |
| K | Оранжевые | 3 500–5 000 | Арктур |
| M | Красные | Менее 3 500 | Бетельгейзе |
Чтобы оценить температуру, сначала найдите класс в таблице и сверьте указанный диапазон; например, Солнце относится к классу G. Цвет даёт наглядную подсказку, но классификацию устанавливают по спектру, а не только на глаз. Указанные значения ориентировочны и описывают типичные температуры звёзд класса.
Задача 1. Две звезды имеют одинаковую светимость, но одна находится в 3 раза дальше от Земли. Во сколько раз различается их видимая яркость? Поскольку светимости одинаковы, разница потока света определяется только расстоянием. Обозначим расстояния r и 3r, а яркости — b₁ и b₂.
Ответ: видимая яркость различается в 9 раз; дальше расположенная звезда кажется в 9 раз тусклее. Проверка: при увеличении расстояния в три раза поток должен уменьшиться сильнее, чем втрое, поскольку расстояние возводится в квадрат. Светимости при этом равны.
Задача 2. Радиус первой звезды в 2 раза больше радиуса второй, а температура её поверхности в 2 раза выше. Сравним их светимости. Для этого используем закон Стефана—Больцмана L = 4πR²σT⁴, где R — радиус, T — температура, σ — постоянная. При делении формул для двух звёзд постоянные сокращаются.
Ответ: первая звезда светимее второй в 64 раза. Радиус увеличивает светимость в четыре раза, а удвоение температуры — в шестнадцать раз. Поэтому нельзя сравнивать звёзды только по размеру или только по температуре.
Задача 3. По положению звезды на диаграмме Герцшпрунга—Рассела нужно определить её группу, оценить температуру и сделать вывод о стадии эволюции. Точные значения считывают по координатам точки: температура находится на горизонтальной оси, светимость — на вертикальной. Само расположение среди характерных областей позволяет распознать группу.
Ответ: конкретную группу и стадию можно назвать после считывания положения заданной точки. Проверяйте вывод по обеим координатам: одна только температура не позволяет различить, например, гиганта и белый карлик. Положение на диаграмме показывает свойства звезды и помогает понять этап её эволюции.
Светимость и видимую яркость иногда принимают за одну величину, потому что обе связаны с количеством света. Но светимость характеризует звезду, а наблюдаемая яркость зависит ещё и от расстояния. Проверка: если изменить расстояние, не меняя саму звезду, её светимость останется прежней, а яркость изменится как 1/r².
Температуру нередко определяют только по цвету: цвет действительно даёт подсказку, но без спектра вывод будет приблизительным. На видимое излучение могут влиять особенности спектра и условия наблюдения. Чтобы проверить оценку, сопоставьте спектральные линии и класс звезды, а не опирайтесь лишь на её кажущийся цвет.
Абсолютную звёздную величину путают с видимой, поскольку обе описывают яркость в звёздной шкале. Видимая величина относится к наблюдению с Земли, а абсолютная показывает, какой была бы видимая величина на расстоянии 10 пк. Самопроверка простая: спросите, задано ли реальное расстояние до звезды или используется условное расстояние сравнения.
Можно решить, что более крупная звезда обязательно горячее и ярче, но это неверно: светимость зависит от радиуса и температуры по формуле L = 4πR²σT⁴. Увеличение радиуса повышает светимость, однако температура у крупной звезды может быть невысокой. Подставьте обе характеристики в формулу и сравните их вклад — это надёжнее, чем делать вывод только по размеру.
Для понимания звёзд нужны закон всемирного тяготения, понятия энергии, мощности и температуры, а также знания об электромагнитном излучении. Объяснить работу звёзд помогают сведения о спектрах и термоядерных реакциях. Эти знания пригодятся при изучении Солнца, эволюции небесных тел и галактик, а также методов астрономических наблюдений. Так физические законы связывают свойства отдельных звёзд с устройством Вселенной.
Почему звёзды светят миллиарды лет и не остывают сразу?
В недрах звёзд идут термоядерные реакции, при которых лёгкие ядра соединяются и выделяется энергия. Она постепенно переносится к поверхности и излучается в пространство. Запас топлива и скорость его расходования зависят от массы звезды.
Почему красные звёзды холоднее белых или голубых?
Цвет связан с температурой поверхности: более горячая звезда сильнее излучает в коротковолновой части спектра и выглядит голубой или белой. У более холодных звёзд заметнее красная часть спектра. Это общее правило уточняют по спектру звезды.
Чем светимость отличается от видимой яркости?
Светимость показывает полную мощность излучения звезды и является её собственной характеристикой. Видимая яркость зависит ещё и от расстояния: при удалении вдвое поток света становится в четыре раза слабее.
Можно ли по спектру звезды определить её химический состав?
Да. Атомы разных элементов поглощают или излучают свет на характерных длинах волн, оставляя в спектре линии. Сравнивая их с известными спектральными линиями, определяют, какие элементы присутствуют в звезде.
Почему положение звезды на диаграмме Герцшпрунга—Рассела меняется со временем?
По мере расходования термоядерного топлива меняются строение и равновесие звезды, а значит, её температура поверхности и светимость. Поэтому звезда может перейти из одной области диаграммы в другую. Направление изменений зависит от её массы и стадии эволюции.
§ 25. Звёзды
