Наше Солнце справедливо называют типичной звездой, но среди огромного многообразия мира звезд есть немало таких, которые значительно отличаются от него по физическим характеристикам. Поэтому более полное представление о звез­дах дает такое определение:

звезда — это пространственно обособленный гравитацион­но связанный непрозрачный для излучения космический объект, в котором в значительных масштабах происходили, происходят или будут происходить термоядерные реакции превращения водорода в гелий.

Солнце существует уже несколько миллиардов лет и мало изменилось за это время, поскольку в его недрах все еще про­исходят термоядерные реакции, в результате которых из четы­рех протонов (ядер водорода) образуется альфа-частица (ядро гелия, состоящее из двух протонов и двух нейтронов). Более массивные звезды расходуют запасы водорода значительно быстрее (за десятки миллионов лет). После того как водород израсходован, начинаются реакции между ядрами гелия с образованием устойчивого изотопа углерод-12 и другие реакции, продуктами которых являются кислород и тяжелые элементы (натрий, сера, магний и т.д.). Таким образом, в недрах звезд образуются ядра многих химических элементов, вплоть до железа.

У наиболее массивных звезд прекращение всех воз­можных термоядерных реакций сопровождается мощным взрывом, который наблюдается как вспышка сверхновой звезды.

Все элементы, которые входят в состав нашей планеты и всего живого на ней, образовались в результате термоядерных реакций, происходивших в звездах, поэтому звезды не только са­мые распространенные во Вселенной объекты, но и самые важ­ные для понимания происходящих в ней явлений и процессов. Именно термоядерные реакции являются характерной отличительной особенностью звезд от планет. Поэтому со­временное определение планеты формулируется так:

Планета — это космический объект, в котором за все время его существования не происходят никакие реакции термоядерного синтеза.

1. Годичный параллакс и расстояния до звезд

Мысли о том, что звёзды — это далекие солнца, высказывались еще в глубокой древности. Однако долгое время оставалось не­ясным, как далеко они находятся от Земли. Еще Аристотель по­нимал, что если Земля движется, то, наблюдая положение какой-либо звезды из двух диаметрально противоположных точек земной орбиты, можно заметить, что направление на звезду изменится (рис. 5.12). Это кажущееся (параллактическое) сме­щение звезды будет служить мерой расстояния до нее: чем оно больше, тем ближе к нам расположена звезда. Но не только самому Аристотелю, но даже значительно позднее Копернику не удалось обнаружить это смещение. Только в конце первой по­ловины XIX в., когда телескопы были оборудованы приспособ­лениями для точных угловых измерений, удалось измерить такое смещение у ближайших звезд.

Годичным параллаксом звезды р называют угол, под кото­рым со звезды можно было бы видеть большую полуось зем­ной орбиты (равную 1 а.е.), перпендикулярную направле­нию на звезду (рис. 5.13).

Расстояние до звезды

где а — большая полуось земной орбиты. Заменив синус малого угла величиной самого угла, выраженной в радианной мере, и приняв а — 1 а, е., получим следующую формулу для вычисле­ния расстояния до звезды в астрономических единицах:

В 1837 г. впервые были осуществлены надежные измере­ния годичного параллакса. Русский астроном Василий Яковле­вич Струве (1793 — 1864) провел эти измерения для ярчайшей звезды Северного полушария Веги (α Лиры), Почти одновре­менно в других странах определили параллаксы еще двух звезд, одной из которых была α Центавра. Эта звезда, которая с территории России не видна, оказалась ближайшей к нам. Даже у нее годичный параллакс составил всего 0,75″. Под та­ким углом невооруженному глазу видна проволочка толщиной 1 мм с расстояния 280 м, Поэтому неудивительно, что столь малые угловые смещения так долго не могли заметить.

Расстояние до ближайшей звезды, параллакс которой р = 0,75″, составляет

Единицами для измерения столь значительных расстояний являются парсек и световой год.

Парсек — это такое расстояние, на котором параллакс звезд равен 1″. Отсюда и название этой единицы: пар — от слова «параллакс», сек — от слова «секунда». Расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса. Например, поскольку параллакс а Центавра равен 0,75″, рас­стояние до нее равно 1,3 парсека.

Световой год — это такое расстояние, которое свет, рас­пространяясь со скоростью 300 000 км/с, проходит за год. От ближайшей звезды свет идет до Земли свыше четырех лет, тогда как от Солнца около восьми минут, а от Луны немно­гим более одной секунды.

1 пк (парсек) = 3,26 светового года = 206 265 а.е. = 3 · 10¹³ км.

К настоящему времени с помощью специального спутни­ка «Гиппаркос» измерены годичные параллаксы более 118 тыс. звезд с точностью 0,001″.

Таким образом, теперь измерением годичного параллак­са можно надежно определить расстояния до звезд, удален­ных от нас на 1000 пк, или 3000 св. лет. Расстояние до более далеких звезд определяется другими методами.

2. Видимая и абсолютная звездные величины. Светимость звезд

После того как астрономы получили возможность опреде­лять расстояния до звезд, выяснилось, что звезды, находя­щиеся на одинаковом расстоянии, могут отличаться по види­мой яркости (т. е. по блеску). Стало очевидно, что звезды имеют различную светимость. Солнце кажется самым яр­ким объектом на небе только потому, что оно находится го­раздо ближе всех остальных звезд.

Светимостью называется полная энергия, излучаемая звез­дой в единицу времени.

Она выражается в абсолютных единицах (ваттах) или в единицах светимости Солнца.

В астрономии принято сравнивать звезды по светимости, рассчитывая их блеск (звездную величину) для одного и того же стандартного расстояния — 10 пк.

Видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на расстоянии D₀ = 10 пк, получила название абсолютной звездной величины М.

Рассмотрим, как можно определить абсолютную звездную величину М, зная расстояние до звезды D (или параллакс — р) и ее видимую звездную величину m. Напомним, что блеск двух источников, звездные величины которых отличаются на еди­ницу, отличается в 2,512 раза. Для звезд, звездные величины которых равны m₁ и m₂ (соответственно), отношение их блесков I₁ и I₂ выражается соотношением:

I₁ : I₂ = D₀

Для видимой и абсолютной звездных величин одной и той же звезды отношение блесков будет выглядеть так:

I : I₀ = 2,512^{M –m}.

где I₀ — блеск этой звезды, если бы она находилась на рас­стоянии D₀ = 10 пк.

В то же время известно, что блеск звезды меняется обрат­но пропорционально квадрату расстояния до нее. Поэтому

I : I₀ = D₀² : D².

Следовательно,

2,512^{M –m} = D₀² : D².

Логарифмируя это выражение, находим

0,4(M – m) = lg 10² – lg D²,

или

М = m + 5 – 5lg D,

или

М = m + 5 – 5lg p.

Абсолютная звездная величина Солнца М_ʘ = 5^m. Иначе говоря, с расстояния 10 пк наше Солнце выглядело бы как звезда пятой звездной величины.

Зная абсолютную звездную величину звезды М, легко вы­числить ее светимость L. Считая светимость Солнца L_ʘ = 1, получаем:

L = 2,512^{5 — M},

или

lg L = 0,4(5 – M).

По светимости (мощности излучения) звезды значительно отличаются друг от друга: некоторые излучают энергию в не­сколько миллионов раз больше, чем Солнце, другие — в сотни тысяч раз меньше. Абсолютные звездные величины звезд наи­более высокой светимости (гигантов и сверхгигантов) достига­ют М = — 9^m, а звезды-карлики, обладающие наименьшей све­тимостью, имеют абсолютную звездную величину М = + 17^m.

3. Спектры, цвет и температура звезд

Всю информацию о звездах можно получить только на ос­нове исследования приходящего от них излучения. На­блюдая звезды, можно заметить, что они имеют различный цвет. Хорошо известно, что цвет любого нагретого тела, в частности звезды, зависит от его температуры. Более пол­ное представление об этой зависимости дает изучение звезд­ных спектров. Для большинства звезд это спектры поглоще­ния, в которых на фоне непрерывного спектра наблюдаются темные линии.

Температуру наружных слоев звезды, от которых прихо­дит излучение, определяют по распределению энергии в не­прерывном спектре (рис. 5.14). Длина волны, на которую приходится максимум излучения, зависит от температуры из­лучающего тела. По мере увеличения температуры положе­ние максимума смещается от красного к фиолетовому концу спектра. Количественно эта зависимость выражается зако­ном Вина:

где λ_max — длина волны (в см), на которую приходится макси­мум излучения, а Т — абсолютная температура.

Как оказалось, эта температура для различных типов звезд заключена в пределах от 2500 до 50 000 К. Изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосфе­рах звезд, что отражается в их спектрах. По ряду характер­ных особенностей спектров звезды разделены на спектраль­ные классы, которые обозначены латинскими буквами и рас­положены в порядке, соответствующем убыванию темпера­туры: О, В, A, F, G, К, М.

У наиболее холодных (красных) звезд класса М в спект­рах наблюдаются линии поглощения некоторых двухатомных молекул (например, оксидов титана, циркония и углерода). Примерами звезд, температура которых около 3000 К, явля­ются Антарес и Бетельгейзе.

В спектрах желтых звезд класса G с температурой около 6000 К, к которым относится и Солнце, преобладают линии металлов: железа, натрия, кальция и т.д. По температуре, спектру и цвету сходна с Солнцем звезда Капелла.

Для спектров белых звезд класса А, которые имеют температуру около 10 000 К (Вега, Денеб и Сириус), наи­более характерны линии водорода и множество слабых линий ионизованных металлов, В спектрах наиболее горячих звезд появляются линии нейтрального и ионизованного гелия.

Различия звездных спектров объясняются отнюдь не раз­нообразием их химического состава, а различием температуры и других физических условий в атмосферах звезд. Изуче­ние спектров показывает, что преобладают в составе звезд­ных атмосфер (и звезд в целом) водород и гелий. На долю всех остальных химических элементов приходится не более нескольких процентов.

Измерение положения спектральных линий позволяет не только получить информацию о химическом составе звезд, но и определить скорость их движения. Если источник излучения (звезда или любой другой объект) приближается к наблюдате­лю или удаляется от него со скоростью v, то наблюдатель будет регистрировать изменение длины волны принимаемого излу­чения. В случае уменьшения расстояния между наблюдателем и звездой длина волны уменьшается и соответствующая линия смещается к сине-фиолетовому концу спектра. При удалении звезды длина волны излучения увеличивается, а линия смеща­ется в красную его часть. Это явление получило название эффекта Доплера, согласно которому зависимость разности длин волн от скорости источника по лучу зрения v и скорости света с выражается следующей формулой:

где λ₀ —длина волны спектральной линии для неподвижного источника, а λ — длина волны в спектре движущегося источ­ника.

Эффект Доплера наблюдается в оптической и других об­ластях спектра и широко используется в астрономии.

 4. Диаграмма «спектр — Светимость»

Полученные данные о светимости и спектрах звезд уже в на­чало XX в. были сопоставлены двумя астрономами — Эйнар Герцшпрунгом (Голландия) и Генри Расселлом (США) — и представлены в виде диаграммы, которая получила назва­ние «диаграмма Герцшпрунга — Расселла», Если по горизон­тальной оси отложены спектральные классы (температура) звезд, а по вертикальной — их светимости (абсолютные звездные величины), то каждой звезде будет соответствовать определенная точка на этой диаграмме (рис. 5.15). В резуль­тате обнаруживается определенная закономерность в распо­ложении звезд на диаграмме — они не заполняют все ее по­ле, а образуют несколько групп, названных последователь­ностями. Наиболее многочисленной (примерно 90% всех звезд) оказалась главная последовательность, к числу звезд которой принадлежит наше Солнце (его положение отме­чено на диаграмме кружочком). Звезды этой последова­тельности отличаются друг от друга по светимости и тем­пературе, и взаимосвязь этих характеристик соблюдается весьма строго: самую высокую светимость имеют наиболее горячие звезды, а по мере уменьшения температуры све­тимость падает. Красные звезды малой светимости полу­чили название красных карликов. Вместе с тем на диаграмме существуют и другие последовательности, где подобная закономерность не соблюдается. Особенно заметно это сре­ди более холодных (красных) звезд: помимо звезд, принадле­жащих главной последовательности и потому имеющих ма­лую светимость, на диаграмме представлены звезды высокой светимости, которая практически не меняется при изменении их температуры. Такие звезды принадлежат двум последова­тельностям (гиганты и сверхгиганты), получившим эти на­звания вследствие своей светимости, которая значительно превосходит светимость Солнца. Особое место на диаграм­ме занимают горячие звезды малой светимости — белые карлики.

Лишь к концу XX в., когда объем знаний о физических процессах, происходящих в звездах, существенно увеличился и стали понятными пути их эволюции, удалось найти теоретиче­ское обоснование тем эмпирическим закономерностям, которые отражает диаграмма «спектр — светимость».

Пример решения задачи

Какова светимость звезды ξ Скорпиона, если ее звезд­ная величина 3^m, а расстояние до нее 7500 св. лет?

Вопросы.

1. Как определяют расстояния до звезд?
2. От чего зависит цвет звезды?
3. В чем главная причина различия спектров звезд?
4. От чета зависит светимость звезды?

Упражнение 18.

1. Во сколько раз Сириус ярче, чем Альдебаран? Солнце ярче, чем Сириус?
2. Одна звезда ярче другой в 16 раз. Чему равна разность их звездных величин?
3. Параллакс Веги 0,11″. Сколько времени идет свет от нее до Земли?
4. Сколько лет надо было бы лететь по направлению к созвездию Лиры со скоростью 30 км/с, чтобы Вега стала вдвое ближе?
5. Во сколько раз звезда 3,4 звездной величины слабее, чем Сириус, имеющий звездную величину -1,6? Чему равны абсолютные величины этих звезд, если расстояние до каждой составляет 3 пк?