§ 25. Звёзды

Определения и обозначения

Звёздная величина — мера видимого блеска звезды в специальной шкале. В ней меньшему числу соответствует более яркий объект: например, звезда с величиной 1 ярче звезды с величиной 2. Это исторически сложившийся порядок шкалы, поэтому число нельзя понимать как обычную оценку мощности. Звёздная величина помогает описывать наблюдаемую яркость единым способом.

Светимость — полная энергия, которую звезда излучает за единицу времени; её измеряют в ваттах. Это собственная характеристика звезды, не зависящая от того, насколько далеко она находится от Земли. Поэтому светимость не равна видимому блеску: мощная, но далёкая звезда может выглядеть тускло. Понятие светимости нужно, чтобы сравнивать реальную мощность излучения звёзд.

Абсолютная звёздная величина характеризует видимый блеск звезды, если бы она находилась на стандартном расстоянии 10 парсек. Чем меньше её абсолютная величина, тем ярче звезда была бы на этом расстоянии. Так влияние разной удалённости мысленно устраняют. Это позволяет сопоставлять звёзды не по тому, как они выглядят с Земли, а по их собственным свойствам.

Диаграмма Герцшпрунга—Рассела — график, на котором сопоставлены светимость звёзд и их температура или спектральный класс. Спектральный класс связан с особенностями излучения звезды и помогает определить её температуру. По положению точки на диаграмме можно сравнить светимость и температуру, а также отнести звезду к определённой группе. Так график превращает набор характеристик в наглядную картину разнообразия звёзд.

Как это устроено

Энергия звезды возникает в её недрах, где при высокой температуре и давлении идут термоядерные реакции. Выделившаяся энергия постепенно переносится наружу излучением и движением вещества, а у поверхности покидает звезду в виде электромагнитного излучения. Именно поэтому звезда светит не только видимым светом, но и излучением других диапазонов. Наблюдая спектр, астрономы получают сведения о свойствах звезды и её внешних слоёв.

Поверхность звезды излучает свет разных длин волн, но соотношение этих волн зависит от её температуры. У горячей звезды больше доля коротковолнового излучения, поэтому её цвет кажется голубоватым или белым. У более холодной звезды сильнее заметны длинноволновые красные оттенки. По цвету и спектру можно оценить температуру, хотя для точного вывода учитывают также особенности спектра.

Наблюдатель получает лишь часть излучения звезды, причём с расстоянием поток ослабевает: одна и та же энергия распределяется по всё большей площади. Для звезды, излучающей одинаково во всех направлениях, F = L/(4πr²), где F — поток у наблюдателя, L — светимость, r — расстояние. Поэтому при одинаковой светимости звезда вдвое дальше даёт в четыре раза меньший поток. Чтобы выяснить собственную мощность, нужно учитывать расстояние, а не судить только по блеску.

Масса влияет на условия в недрах звезды: чем она больше, тем сильнее давление и обычно выше скорость термоядерных реакций. Поэтому массивные звёзды, как правило, горячее и светят мощнее, но быстрее расходуют топливо. Менее массивные звёзды могут излучать слабее, зато их запасы топлива позволяют существовать гораздо дольше. Различие масс объясняет, почему звёзды неодинаковы по температуре, светимости и продолжительности жизни.

На диаграмме Герцшпрунга—Рассела звёзды располагаются не случайно: многие из них образуют полосу главной последовательности. Красные гиганты и сверхгиганты при сравнительно низкой температуре поверхности могут иметь большую светимость, потому что их размеры очень велики. Белые карлики, напротив, горячие, но из-за малых размеров имеют небольшую светимость. Сопоставляя положение звезды с этими группами, можно понять её свойства и предположить этап эволюции, хотя сама диаграмма не показывает течение времени.

Основные группы звёзд на диаграмме Герцшпрунга—Рассела

Сначала определите, где находится звезда на диаграмме: это подскажет её температуру и светимость. Затем сравните положение с характерными областями таблицы, учитывая, что температура сама по себе не определяет светимость. Например, горячий белый карлик может быть тусклым из-за малого размера. Таблица помогает увидеть, почему группы различаются не одной, а сразу несколькими характеристиками.

Разбор задач

Задача 1. Две звезды имеют одинаковую светимость, но одна находится вдвое дальше от наблюдателя. Во сколько раз различается их видимый блеск? Здесь под видимым блеском будем понимать поток света, получаемый наблюдателем. По закону обратных квадратов поток связан со светимостью и расстоянием формулой F = L/(4πr²). Удобнее сравнить потоки, не подставляя конкретных чисел.

1. Обозначим расстояние до ближней звезды через r, тогда до дальней оно равно 2r. Светимости одинаковы, поэтому в сравнении изменяется только расстояние.
2. Для ближней звезды поток пропорционален 1/r², а для дальней — 1/(2r)² = 1/(4r²). Значит, поток от дальней звезды составляет четверть потока от ближней.
3. Сравним потоки: ближняя звезда выглядит в четыре раза ярче дальней. Ответ: видимый блеск различается в 4 раза, ближняя звезда ярче.

Задача 2. Известны расстояния до двух звёзд и их видимый блеск. Как определить, какая светит мощнее? Сначала нельзя просто сравнить наблюдаемые потоки: более близкая звезда может казаться ярче при меньшей светимости. Нужно восстановить светимость для каждой звезды, используя расстояние. Если поток обозначен F, то из закона обратных квадратов следует L = 4πr²F.

1. Запишите для каждой звезды её поток F₁ или F₂ и расстояние r₁ или r₂. Если дан блеск в звёздных величинах, сначала переведите его в поток или используйте данные о потоках, если они приведены.
2. Рассчитайте величины, пропорциональные светимостям: L₁ = 4πr₁²F₁ и L₂ = 4πr₂²F₂. При сравнении можно сократить общий множитель 4π и сопоставить r₁²F₁ с r₂²F₂.
3. Больше светимость у той звезды, для которой произведение r²F получилось больше. Ответ: мощнее излучает звезда с большим восстановленным значением светимости, а не обязательно с большим видимым блеском.

Задача 3. По положению звезды на диаграмме Герцшпрунга—Рассела определите её температурную группу, светимость и возможный этап эволюции. Точных координат точки в условии нет, поэтому решение строится по области, в которой она расположена. Сначала читают температуру и светимость по осям диаграммы, а затем сопоставляют сочетание признаков с группами звёзд. Направление температурной оси нужно проверить по подписи: на многих диаграммах температура увеличивается слева направо наоборот.

1. Если точка попала на главную последовательность, определите температуру по оси и отметьте, что звезда находится в обычной для этой группы стадии термоядерного горения в недрах. Светимость уточните по вертикальному положению.
2. Если точка находится в области гигантов или сверхгигантов, сочетание большой светимости с низкой или умеренной температурой указывает на очень большой размер. Такая звезда может находиться на более позднем этапе эволюции.
3. Если точка расположена в области белых карликов, высокая температура сочетается с малой светимостью, что объясняется малым размером. Ответ формулируют по координатам: называют температурную группу, светимость и наиболее вероятную группу или этап.

Типичные ошибки

Ошибочно считать, что яркая на небе звезда обязательно обладает большой светимостью. Так думают, потому что наблюдатель непосредственно видит только получаемый поток и часто не учитывает расстояние. Проверьте себя: если расстояния различаются, сравните величины F и учтите зависимость F = L/(4πr²). Близкая звезда может выглядеть ярче более мощной далёкой звезды.

Звёздную величину иногда путают со светимостью, потому что оба понятия связаны с яркостью. Но величина — характеристика блеска в принятой шкале, а светимость — полная мощность излучения звезды. Чтобы проверить себя, спросите, зависит ли величина от положения наблюдателя: видимая величина зависит, а светимость — нет. Кроме того, в шкале звёздных величин меньшее число означает более яркий объект.

Большая температура не всегда означает большую светимость. Ошибка возникает, если забыть, что звёзды имеют разные размеры: горячая, но маленькая звезда может излучать меньше, чем огромный гигант. Проверьте вывод, сопоставив не только температуру, но и радиус или положение на диаграмме. Светимость определяется и температурой, и размером поверхности звезды.

Диаграмму Герцшпрунга—Рассела неверно читать как обычный график изменения характеристик одной звезды со временем. Такое впечатление может возникнуть потому, что группы на диаграмме связывают с эволюцией. Однако её оси показывают характеристики разных звёзд — температуру или спектральный класс и светимость. Чтобы проверить себя, посмотрите на подписи осей: времени среди них нет.

Связь с другими темами

Для понимания видимого блеска нужно знать закон обратных квадратов: поток излучения уменьшается с увеличением расстояния. Понятия температуры, спектра и электромагнитного излучения помогают объяснить цвет звезды и то, как по наблюдениям изучают её свойства. Далее эти знания пригодятся при изучении эволюции звёзд и источников энергии Солнца. Связь светимости с расстоянием также важна для астрономических методов определения удалённости небесных объектов.

Что запомнить

• Звёзды излучают энергию благодаря процессам в их недрах.
• Цвет звезды связан с температурой её поверхности.
• Видимый блеск зависит от светимости звезды и расстояния до неё.
• Светимость — полная мощность излучения звезды.
• Масса во многом определяет свойства и продолжительность жизни звезды.
• Диаграмма Герцшпрунга—Рассела помогает сравнивать звёзды и различать их группы.