73. Строение и эволюция звёзд

Определения и обозначения

Звезда — самосветящееся небесное тело, в недрах которого энергия выделяется при термоядерных реакциях. Для понимания звезды важно учитывать не только её внешний вид, но и процессы внутри. Именно они поддерживают её излучение на протяжении длительного времени.

Светимость — полная энергия, которую звезда излучает за единицу времени; её часто сравнивают со светимостью Солнца. Это характеристика общей мощности излучения, а не того, насколько яркой звезда кажется с Земли. Светимость позволяет сравнивать звёзды независимо от расстояния до них.

Эффективная температура — температура поверхности звезды, определяющая цвет её излучения. По ней можно понять, насколько горячая внешняя область звезды, и сопоставить её с другими звёздами. Термин «эффективная» используют потому, что реальная поверхность звезды не является однородной и идеально простой.

Диаграмма Герцшпрунга—Рассела — график зависимости светимости звёзд от их температуры или спектрального класса. Спектральный класс определяют по особенностям спектра — разложения излучения по длинам волн. Диаграмма нужна, чтобы видеть группы звёзд и связывать их наблюдаемые свойства с этапами эволюции.

Как это устроено

В центре звезды вещество сжато под действием огромного веса внешних слоёв, поэтому там достигаются высокие температура и давление. В таких условиях ядра лёгких атомов могут сближаться и сливаться, образуя более тяжёлые ядра. При этом часть массы превращается в энергию, которая распространяется из недр к поверхности и поддерживает горячее состояние звезды. Если бы источник энергии иссяк, звезда постепенно теряла бы тепло и меняла своё состояние.

Гравитация действует на каждую часть звезды и стремится стянуть вещество к центру. Ей противостоит давление горячего газа, а также давление излучения, создаваемого переносимой энергией. Пока внутреннее давление компенсирует действие гравитации, размеры звезды остаются относительно устойчивыми. Изменение источника энергии или состояния вещества может нарушить баланс и запустить сжатие либо расширение.

Звезда излучает энергию разных длин волн, а соотношение этих волн зависит от температуры её поверхности. Поэтому горячая звезда выглядит голубоватой или белой, а более холодная — оранжевой или красной. Спектр помогает измерить температуру точнее, чем простая оценка цвета на глаз. Цвет сам по себе не показывает полную мощность излучения: для неё также важна площадь поверхности.

На диаграмме Герцшпрунга—Рассела по одной оси откладывают температуру или спектральный класс, а по другой — светимость. Большинство звёзд образует главную последовательность: на этом этапе в ядре идёт превращение водорода в гелий. Гиганты и сверхгиганты отличаются большой светимостью, тогда как белые карлики имеют малую светимость, несмотря на высокую температуру. Такое распределение помогает определить свойства звёзд и понять, как они меняются.

После того как водород в ядре исчерпан, прежний источник энергии ослабевает, и звезда перестраивает свои внутренние слои. Внешняя оболочка может расшириться, и звезда становится гигантом; дальнейший ход событий определяется её массой. Звёзды сравнительно небольшой массы в итоге оставляют плотный белый карлик, который постепенно остывает. У массивных звёзд возможен коллапс ядра и образование нейтронной звезды или чёрной дыры, если остаток достаточно массивен.

Основные группы звёзд и этапы их эволюции

Сначала определите по диаграмме температуру и светимость, а затем сопоставьте их с характерными областями таблицы. Так можно установить вероятную группу звезды, но не всегда точно определить её будущее: для этого нужна информация о массе и этапе развития.

Строки о нейтронных звёздах и чёрных дырах описывают прежде всего конечные остатки, а не обычные звёзды, излучающие как объекты главной последовательности. Сравнивая строки, проследите, как меняются размеры, свойства и источник энергии при эволюции.

Разбор задач

Задача 1. Сравните две звезды одинаковой температуры, если светимость одной из них в 100 раз больше светимости другой. Какая звезда имеет большую площадь поверхности?

1. При одинаковой температуре поверхность каждой звезды излучает примерно одинаковую мощность с единицы площади.
2. Следовательно, различие полной светимости связано с общей площадью поверхности звёзд: чем она больше, тем выше светимость.
3. Разделим светимости: L₁/L₂ = 100. При одинаковой температуре отношение площадей также равно 100.

Ответ: площадь поверхности более светящейся звезды в 100 раз больше. Здесь сравниваются именно площади, а не радиусы: площадь сферы пропорциональна квадрату радиуса, поэтому радиус этой звезды больше в 10 раз.

Задача 2. На диаграмме Герцшпрунга—Рассела отметьте горячую звезду малой светимости и холодную звезду большой светимости. Определите, к каким группам они могут относиться.

1. Сначала разделим признаки: температура задаёт положение по температурной оси, а светимость — по оси светимости.
2. Горячая звезда с малой светимостью находится в области белых карликов: высокая температура сочетается у них с небольшой площадью поверхности.
3. Холодная звезда с большой светимостью располагается среди красных гигантов или сверхгигантов, поскольку большая площадь поверхности компенсирует низкую температуру.

Ответ: первая звезда может быть белым карликом, вторая — красным гигантом или сверхгигантом. Сопоставлять нужно оба признака одновременно, а не только цвет или яркость.

Задача 3. Две звезды относятся к главной последовательности, но масса первой значительно больше. Сравните их предполагаемые темп расходования топлива и продолжительность жизни.

1. Большая масса создаёт в центре более сильное сжатие, поэтому температура и давление в ядре массивной звезды выше.
2. При более высоких температуре и давлении термоядерные реакции идут интенсивнее, и топливо расходуется быстрее.
3. Хотя массивная звезда располагает большим запасом вещества, её повышенный темп расходования топлива обычно преобладает.

Ответ: более массивная звезда быстрее расходует топливо и, как правило, живёт на главной последовательности меньше. Масса влияет не только на запас топлива, но и на скорость реакций в ядре.

Типичные ошибки

Ошибка: считать, что более яркая звезда обязательно горячее. Её могут принять за горячую, потому что светимость связывают только с температурой. Но светимость зависит также от площади поверхности: огромная холодная звезда способна излучать больше компактной горячей. Проверьте себя: сравните температуру и размеры, а не только общую светимость.

Ошибка: путать цвет звезды с её светимостью. Красный цвет иногда ошибочно принимают за признак тусклости, а голубой — за признак высокой яркости. Цвет в первую очередь связан с температурой поверхности, тогда как светимость учитывает и площадь. Для проверки отдельно определите температуру по цвету или спектру и светимость по полной мощности излучения.

Ошибка: считать, что все звёзды проходят одинаковую последовательность превращений. Упрощённые схемы могут создавать впечатление, что судьба у всех объектов одна. Однако дальнейшая эволюция прежде всего зависит от массы, поэтому конечные состояния различаются. Проверьте себя: прежде чем назвать остаток звезды, учтите её массу.

Ошибка: полагать, что звезда светит за счёт обычного горения. Такое представление возникает из-за сходства слов «гореть» и «светиться», но химическое горение не объясняет огромную энергию звёзд. Главный источник — термоядерные реакции в недрах. Проверка проста: речь должна идти о превращениях атомных ядер, а не о реакции вещества с кислородом.

Связь с другими темами

Для понимания звёзд нужны понятия гравитации, давления и температуры: они объясняют сжатие и внутреннее равновесие. Термоядерные реакции показывают, откуда берётся энергия, а изучение спектров и электромагнитного излучения позволяет оценивать температуру звезды. Сопоставляя эти знания, можно понять, почему звёзды разного цвета не обязательно обладают разной светимостью. Звёздная эволюция также связана с происхождением химических элементов и устройством галактик: звёзды создают и распространяют часть вещества, из которого формируются новые объекты.

Что запомнить

• Звезда удерживается в равновесии благодаря противодействию гравитации и внутреннего давления.
• Энергия звёзд образуется преимущественно в термоядерных реакциях.
• Цвет звезды связан с температурой её поверхности.
• Светимость зависит и от температуры, и от размеров звезды.
• На диаграмме Герцшпрунга—Рассела звёзды распределяются по группам.
• Масса звезды во многом определяет её эволюцию и конечное состояние.