Партнеры

Счетчики








Звезды

Звезды можно назвать самыми главными телами во Вселенной: ведь в них заключено более 90 процентов всего наблюдаемого нами вещества. Каждая звезда - это массивный газовый шар, излучающий собственный свет, в отличие от планет, которые светят отраженным солнечным светом. По своей природе звезды родственны Солнцу, ближайшей к Земле звезде.

Все звезды очень далеки от нас, и расстояние до каждой из них, кроме Солнца, во много раз превышает расстояние от Земли до любой из планет Солнечной системы. Прямой способ определения расстояний до сравнительно близких звезд основан на измерении их наблюдаемого смещения на фоне более далеких звезд, вызванного движением Земли вокруг Солнца (смотрите Параллакс). Если расстояние до звезд составляет сотни и более парсек, их параллактическое смещение становится незаметным. Тогда для определения расстояний до звезд используют другие, косвенные методы, требующие анализа звездных спектров.

Самая близкая к Солнечной системе звезда - Проксима Центавра - находится от нас на расстоянии примерно 1,3 парсек. Большинство звезд, хорошо заметных невооруженным глазом, удалено на десятки и сотни световых лет. Звезды различаются по массе, размерам, плотностям, светимостям и химическому составу. Рассмотрим эти характеристики подробнее.

Для определения масс звезд изучают движения звезд, входящих в пары и группы. В этих парах и группах звезды притягивают друг друга, двигаясь вокруг общего центра масс (смотрите Двойные звезды). Массы звезд в таком случае определяются на основании закона всемирного тяготения (смотрите Гравитация). Чаще всего масса звезды измеряется в единицах массы Солнца, которая составляет примерно 2·1030 килограммов. Массы почти всех звезд находятся в пределах от 0,1 до 50 масс Солнца.

Размеры звезд определяют как прямыми методами, с помощью оптических интерферометров, так и путем теоретических расчетов. Оказалось, что размеры большинства наблюдаемых звезд составляют сотни тысяч и миллионы километров. Диаметр Солнца, например, равен 1,392 миллион километров. Но встречаются и очень маленькие звезды - белые карлики и совсем крошечные нейтронные звезды диаметром 10-20 километров. Звезды с размерами во много раз больше, чем у Солнца, являются гигантами (Бетельгейзе, Арктур, Антарес). Но особенно велики очень редко встречающиеся звезды - красные сверхгиганты. Если бы некоторые из таких звезд оказались на месте Солнца, орбита Марса, а то и Юпитера очутились бы внутри них!

Таким образом, по размерам звезды отличаются друг от друга значительно больше, чем по массе. По этой причине чем меньше звезда, тем, как правило, выше плотность ее вещества, и наоборот. Вещество звезд-гигантов и сверхгигантов может иметь плотность меньшую, чем воздух в нормальных, земных условиях. Средняя плотность солнечного вещества в 1,4 раза больше плотности воды. Значительно плотнее Солнца белые карлики. 1 кубический сантиметр вещества звезды Сириус В имеет массу более 50 килограммов, а некоторые белые карлики еще в десятки раз плотнее. Но рекорд по плотности держат нейтронные звезды - их плотность такая же, как у атомных ядер, - 1014 граммов на сантиметр кубический. Такая плотность вещества может получиться, если весь земной шар сжать до размера в полкилометра!

Еще больше, чем по размерам, различаются звезды по светимости. Так называют мощность оптического излучения, то есть количество световой энергии, ежесекундно выделяемое звездой. Чаще всего светимость выражают в единицах светимости Солнца. Эта величина равна 3,8·1026 ватт. Для большинства наблюдаемых звезд она находится в пределах от нескольких тысячных долей до миллиона светимостей Солнца.

Химический состав звезд определяют, изучая их спектр (смотрите Спектральная классификация звезд). Оказалось, что вещество звезд содержит те же элементы, которые встречаются и на Земле. Почти во всех звездах более 98 процентов массы приходится на два самых легких элемента - водород и гелий, причем водорода примерно в 2,7 раза больше по массе, чем гелия. На долю всех остальных элементов приходится около 2 процентов массы вещества.

Звезды непрозрачны. Поэтому мы можем непосредственно определять химический состав только их поверхностных слоев, от которых к нам приходит свет. Однако теоретические расчеты позволяют предсказать содержание различных элементов и в недрах звезд.

По физическим свойствам вещества все известные звезды можно разделить на три категории: нормальные звезды, белые карлики и нейтронные звезды. К нормальным звездам относятся большинство наблюдаемых звезд, в том числе все те, которые можно увидеть невооруженным глазом или в небольшой телескоп. Они состоят из обычного по своим свойствам, так называемого идеального газа. Его давление прямо пропорционально температуре и обратно пропорционально объему, который газ занимает. Используя физические законы, которым подчиняется газ, астрономы рассчитывают плотность, давление и температуру в недрах звезд, что очень важно для понимания строения звезд и их развития.

В звездах с очень большой плотностью вещество уже не подчиняется законам идеального газа. Газ приобретает иные свойства и называется вырожденным. Из вырожденного газа состоят белые карлики, а также ядра некоторых звезд-гигантов.

Вещество нейтронных звезд обладает чудовищной плотностью, при которой не могут существовать даже атомные ядра. Оно состоит в основном из электрически нейтральных элементарных частиц нейтронов. Нейтроны в обычном состоянии входят, наряду с протонами, в состав атомных ядер.

Вещество любой звезды находится под действием силы гравитации, стремящейся сжать звезду. Однако звезды не сжимаются (по крайней мере, быстро), потому что гравитации препятствует сила давления звездного вещества. В нормальных звездах это давление обусловлено упругими свойствами горячего идеального газа. В белых карликах сжатию препятствует давление вырожденного газа. Оно почти не зависит от того, горячий газ или холодный. В нейтронных звездах гравитацию сдерживают ядерные силы, действующие между отдельными нейтронами.

Температура и тепловое давление газа в звездах поддерживаются внутренними источниками энергии. Если они иссякнут (а рано или поздно в каждой звезде это происходит), силы тяготения сожмут звезду в маленький плотный шар. В нормальных звездах энергия постоянно вырабатывается в центральной области, где плотность и температура газа достигают максимальных значений. Там происходят термоядерные реакции между протонами (ядрами атомов водорода), в результате которых самый легкий газ - водород превращается в более тяжелый гелий. При этом выделяется та энергия, которая позволяет звездам долго сохранять свою высокую температуру, но запасы водорода в звездах постепенно убывают. В Солнце, например, каждую секунду количество водорода уменьшается примерно на 600 миллионов тонн, и почти на столько же больше становится гелия. За секунду выделяется энергия, равная примерно 3,8·1026 джоулей, которую уносят электромагнитные волны. Несколько процентов этой энергии получают всепроникающие элементарные частицы - нейтрино, возникающие при ядерных реакциях. Они легко пронизывают звезду насквозь и улетают со скоростью света в межзвездное пространство.

В некоторых звездах - красных гигантах температура в центральной области настолько высока, что там начинает происходить реакция между ядрами гелия, в результате которой возникает более тяжелый элемент - углерод. Эта реакция также сопровождается выделением энергии. По современным научным представлениям большая часть элементов тяжелее гелия, существующих в природе, образовалась при термоядерных реакциях в недрах звезд или в реакциях, протекающих при взрывах сверхновых звезд.

Когда звезда очень молода и в ней еще не начались ядерные реакции, источником ее энергии может служить сжатие звездного вещества, то есть его уплотнение под действием собственной гравитации. При этом потенциальная энергия вещества уменьшается и переходит в тепловую.

Как и все тела в природе, звезды не остаются неизменными. Они рождаются, эволюционируют и, наконец, "умирают". Продолжительность жизни звезды зависит от ее массы. Звезды с массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного "топлива" и могут светить десятки миллиардов лет. Поэтому звезды небольших масс еще не успели состариться. Зато массивные звезды светят сравнительно недолго. Так, звезды с массой 15 масс Солнца растрачивают запасы своей энергии всего за 10 миллионов лет. Звезды, такие, как наше Солнце, могут жить примерно в тысячу раз дольше.

Почти всю свою жизнь звезда сохраняет температуру и размер практически постоянными. Но когда в центральной области весь водород оказывается превращенным в гелий, звезда начинает сравнительно быстро изменяться. Она увеличивается в размере, и, хотя температура ее поверхности при этом падает, излучаемая звездой энергия возрастает во много раз. Звезда становится красным гигантом. Температура в центральной области поднимается до 100 миллионов градусов, и в плотном гелиевом ядре такой звезды "загорается" реакция превращения гелия в углерод.

На определенном этапе развития красного гиганта может произойти "сброс" внешних слоев этой раздувшейся звезды, и тогда звезда будет находиться внутри газового кольца планетарной туманности (смотрите Туманности). Сама звезда после этого сожмется и превратится в медленно остывающий белый карлик. Такой путь развития ожидает и наше Солнце: через 6-7 миллиардов лет оно, пройдя стадию красного гиганта, станет белым карликом.

Звезды, у которых масса в 1,4 раза больше, чем у Солнца, не смогут в конце жизни остановить свое сжатие на стадии белого карлика. Мощные силы гравитации сожмут их до такой плотности, при которой произойдет "нейтронизация" вещества: взаимодействие электронов с протонами приведет к тому, что почти вся масса звезды будет заключена в нейтронах. Образуется нейтронная звезда. Наиболее массивные звезды могут превратиться в нейтронные, после того как они взорвутся как сверхновые (смотрите Сверхновые звезды). Расчеты показывают, что нейтронные звезды должны быть сильно намагничены. Быстро вращаясь вокруг оси, они могут рождать мощные потоки радиоволн. Открытые в 60-х годах 20 века импульсные источники радиоизлучения - пульсары и являются, по-видимому, такими вращающимися нейтронными звездами, возникшими после взрывов сверхновых.

Если масса звезды (или ее "остатка" после потери вещества) превышает 3-5 масс Солнца, то, начав сжиматься в конце своей активной жизни, она не сможет остановить своего сжатия даже на стадии нейтронной звезды. Конечным результатом такого безудержного гравитационного сжатия должно явиться образование черной дыры.

Энциклопедический словарь юного астронома, 1980 год