Размеры и модели звёзд

Чтобы получить доступ к этому и другим видеоурокам комплекта, вам нужно добавить его в личный кабинет, приобрев в каталоге.

Получите невероятные возможности

Конспект урока “Размеры и модели звёзд”

Обнаружение физических двойных звёзд, то есть систем близко расположенных в пространстве звёзд, связанных силами тяготения и обращающихся около общего центра масс, позволило оценить их массы, используя третий обобщённый закон Кеплера.

Однако оставался нерешённым вопрос об определении размеров звёзд. Дело в том, что все звёзды расположены так далеко от нас, что за редким исключением даже в самые мощные телескопы они видны как точки. Лишь не так давно для некоторых очень крупных звёзд удалось получить изображения их дисков. На некоторых фотографиях иногда удаётся рассмотреть и пятна.

Для близких звёзд определить их линейный радиус можно по известным угловому радиусу и расстоянию до неё (или её годичному параллаксу):

Но в большинстве случаев линейные радиусы звёзд принято выражать в радиусах Солнца. Если учесть, что 1 а. е. в радиусах Солнца равна 149,6 · 10 6 км : 0,696 · 10 6 км = 215, то получим формулу для определения линейных радиусов звёзд в радиусах Солнца:

Для примера давайте с вами определим размер ε Ориона, если её угловой диаметр равен 0,00072”, а годичный параллакс —0,0024”.

Мы рассмотрели самый простой способ определения размеров звёзд. Но в большинстве случаев радиусы далёких звёзд приходится рассчитывать на основе данных об их светимости и температуре. Светимость звезды определяется по той же формуле, по которой можно найти светимость нашего Солнца:

Разделим первое уравнение на второе:

Теперь примем, что радиус Солнца и его светимость равны единице, и перепишем предыдущее уравнение с учётом этих условий:

Из полученного соотношения легко выразить линейный радиус звезды в линейных радиусах Солнца:

Давайте для примера рассчитаем радиус одной из самых больших из известных звёзд, если температура её фотосферы составляет порядка 3500 К, а светимость в 270 000 раз больше светимости. Солнца. Для простоты расчётов примем, что температура фотосферы Солнца равна 6000 К.

Чтобы понять, насколько она огромна, представьте, что если её разместить в центре Солнечной системы, то она закроет орбиту Сатурна. Свету, чтобы облететь один раз вокруг звезды, потребовалось бы около 8 часов. А сверхзвуковому самолёту при скорости в 4500 км/ч на это понадобилось бы около 220 лет.

Есть во Вселенной и маленькие звёзды. Так, размеры белых карликов сравнимы с размерами нашей планеты. А радиусы нейтронных звёзд достигают всего нескольких десятков километров. Например, у нейтронной звезды PSR J1614-2230, обнаруженной в 2006 году, радиус составляет всего 13 километров.

Но её масса в 1,97 раза больше массы Солнца. Давайте оценим плотность вещества этой звезды. Для простоты расчётов будем считать, что масса Солнца равна 2 ∙ 10 30 килограммам.

Для сравнения средняя плотность вещества в тяжёлых атомных ядрах составляет около 2,8 ∙ 10 17 кг/м 3 .

Расчёты средней плотности звёзд различных типов, проведённые на основе имеющихся данных об их массе и размерах, показывают, что она может значительно отличаться. Так, например, средняя плотность нашего гипергиганта из предыдущей задачи составляет всего около 10 –5 кг/м 3 , то есть она примерно в 100 000 раз меньше плотности воздуха при нормальных условиях.

В зависимости от массы и размеров звёзды различаются по внутреннему строению, хотя все они имеют примерно одинаковый химический состав.

Итак, взглянем на диаграмму спектр — светимости. Как мы помним, в верхней части главной последовательности располагаются горячие массивные звёзды. Возьмём, к примеру, звезду, масса которой примерно в 10 раз больше массы Солнца, а светимость превышает солнечную в 3000 раз.

Расчёты показывают, что в центре такой звезды располагается конвективное ядро, размером примерно в 0,2 радиуса звезды. Оставшуюся же часть звезды занимает лучистая оболочка, где перенос энергии осуществляется посредством излучения. Такая звезда примерно на 90 % состоит из водорода и на 9 % из гелия. Согласитесь, что такая звезда устроена достаточно просто. А основным источником её энергии является углеродный цикл, в котором происходит превращение водорода в гелий под действием трёх катализаторов: углерода, азота и кислорода.

Посмотрим теперь, что представляют собой звезды, расположенные на нижней части главной последовательности.

Ну, во-первых, у этих звёзд нет конвективного ядра, но есть внешняя конвективная зона. Она начинается на расстоянии примерно в 0,65 полного радиуса звезды и продолжается практически до самой её поверхности. Источником энергии таких звёзд является известный нам протон-протонный цикл.

Переместимся в верхний правый угол диаграммы. Как мы помним, здесь располагаются очень массивные звёзды. Для примера рассмотрим гиганта, радиус которого примерно в 20 раз больше радиуса Солнца. Пусть масса гиганта лишь слегка превышает массу Солнца (1,3М_⨀), а его светимость будет больше светимости Солнца в 230 раз.

При расчётах структуры такой звезды выяснилась удивительная вещь: в центре звезды нет водорода, он весь выгорел. Там находится маленькое ядро (0,001R), почти целиком состоящее из гелия. Как следствие, в ядре таких звёзд термоядерные реакции не идут, а его температура остаётся постоянной. Поэтому ядро называется изотермическим. Его окружает тонкий энерговыделяющий слой, в котором происходят термоядерные реакции углеродного цикла. Далее идёт слой, в котором энергия переносится излучением. Его толщина составляет примерно 1/5 радиуса звезды. А далее идут наружные слои гиганта, охваченные бурной конвекцией. Эти слои содержат около 70 % массы всей звезды. Но тогда мы приходим к удивительному выводу: маленькое ядро гиганта весит почти одну третью его часть. А чайная ложка вещества ядра весит почти тонну.

Возникает закономерный вопрос: неужели вещество ядра красного гиганта можно считать газом?

Ответ однозначен: «Да». Но газ этот особенный, и, чтобы объяснить все его свойства, мы должны рассмотреть строение белых карликов. Их светимость очень мала (иногда в тысячу раз меньше светимости Солнца). В то же время их масса сравнима с массой Солнца, а размеры — с размерами планет.

Это приводит к тому, что средняя плотность вещества белых карликов (10 5 —10 9 г/см³), что почти в миллион раз выше плотности звёзд главной последовательности. Но что же это такое? Быть может, вещество белых карликов — это жидкость или твёрдое тело?

Нет. Плотность жидкости или твёрдого тела не может превышать 20 г/см 3 . При такой плотности атомы вещества уже предельно тесно расположены друг к другу. Из этого следует, что внутри белого карлика нет атомов! А вещество представляет собой очень плотный ионизированный газ, состоящий из атомных ядер и отдельных электронов. Такой газ называется вырожденным электронным газом. Его давление определяется только плотностью и не зависит от температуры. Снаружи белый карлик покрыт тонкой оболочкой идеального газа.

На одном из прошлых уроков мы с вами говорили о том, что в 1995 году были открыты коричневые карлики, являющиеся промежуточным звеном между звёздами и планетами. Они обладают слишком малой массой, что не обеспечивает температуры, необходимой для протекания термоядерных реакций в его недрах. Про них говорят, что они ещё не звёзды, но уже и не планеты.

Понять, как связаны между собой различные типы звёзд, как они возникают и как происходит их эволюция, оказалось возможным только на основе изучения всей совокупности звёзд, образующих огромные звёздные системы — галактики. Но о них мы с вами поговорим в одном из следующих уроков.

Обманчивые точки на небе

«Одиссей» — корабль на котором мы будем исследовать звезды

Взглянув на ночное небо каждый из нас может поразиться бесчисленному количеству светящихся точек. Будто на черной небесной глазури рассыпали мириады различных по размеру, светимости и цвету жемчугов. Смотря на верх ночью кажется, что все звездочки одного размера, за исключением планет, естественно. Условимся, что мы имеем некий компактный космический корабль, внешне похожий на истребитель. Он будет оснащен двигателем будущего, которому для работы хватит обычных по объему баков самолета и имя мы ему дадим незамысловатое — «Одиссей».

Характеристика звезд

Для описания яркости звездных небесных тел используют величину и светимость. Понятие величины основывается еще на работах Гиппарха в 125 году до н.э. Он пронумеровал звездные группы, полагаясь на видимую яркость. Самые яркие – первая величина, и так до шестой. Однако расстояние между Землей и звездой способно влиять на видимый свет, поэтому сейчас добавляют описание фактической яркости – абсолютная величина. Ее вычисляют при помощи видимой величины, как если бы она составляла 32.6 световых лет от Земли. Современная шкала величин поднимается выше шести и опускается ниже единицы (видимая величина Сириуса достигает -1.46). Ниже можете изучить список самых ярких звезд на небе с позиции наблюдателя Земли.