Двойные, переменные и нестационарные звезды

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

Светимостью называется полная энергия, излучаемая звездой в единицу времени.

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

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

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

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

I₁, : I₂ = 2,512^{m2 - m1}.

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

I : I₀ = 2,512^{М - 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 неё. Поэтому

Следовательно,

Логарифмируя это выражение, находим

0,4(M - m) = lg 10² - lg D²,

или

М = m + 5 - 5 lg D,

или

М = m + 5 + lg p.

Абсолютная звёздная величина Солнца Иначе говоря, с расстояния 10 пк наше Солнце выглядело бы как звезда пятой звёздной величины. Зная абсолютную звёздную величину звезды М, легко вычислить её светимость L. Считая светимость Солнца получаем:

L = 2,512^{5 - M},

или

lg L = 0,4(5 - M).

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

Спектры, цвет и температура звёзд

Всю информацию о звёздах можно получить только на основе исследования приходящего от них излучения. Наблюдая звёзды, 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 звёзд это спектры поглощения, в которых на фоне непрерывного спектра наблюдаются тёмные линии.

Температуру наружных слоев звезды, от которых приходит излучение, определяют по распределению энергии в непрерывном спектре (рис. 5.14), а также по интенсивности разных спектральных линий. 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 Ви́на:

48.1 Распределение энергии в непрерывном спектре Солнца и чёрного тела при различных температурах 48.2

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

Как оказалось, эта температура для различных типов звёзд заключена в пределах от 2500 до 50 000 К. Изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосферах звёзд, 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) звёзд класса М в спектрах наблюдаются линии поглощения некоторых двухатомных молекул (например, оксидов титана, циркония и углерода). Примерами звёзд, температура которых около 3000 К, являются Антарес и Бетельгейзе.

В спектрах жёлтых звёзд 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 звёзд 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 звёзд появляются линии нейтрального и ионизованного гелия.

Различия звёздных спектров объясняются отнюдь не разнообразием их химического состава, а различием температуры и других физических условий в атмосферах звёзд. Изучение спектров показывает, что преобладают в составе звёздных атмосфер (и звёзд 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 звёзд, 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 υ и скорости света с выражается следующей формулой:

48.3

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.

Диаграмма «спектр — светимость»
Полученные данные о светимости и спектрах звёзд уже в начале XX в. были сопоставлены двумя астрономами — Эйнаром 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 вертикальном — их светимости (абсолютные Диаграмма Герцшпрунга-Рассела звездные величины), то каждой звезде будет соответствовать определённая точка на этой диаграмме (рис. 5.15). В результате обнаруживается определённая закономерность в расположении звезд на диаграмме — они не заполняют все ее поле, а образуют несколько групп, названных последовательностями. Наиболее многочисленной (примерно 90% всех звёзд) оказалась главная последовательность, к числу звезд которой принадлежит наше Солнце (его положение отмечено на диаграмме кружочком). Звёзды этой последовательности отличаются друг от друга по светимости и температуре, и взаимосвязь этих характеристик соблюдается весьма строго: самую высокую светимость имеют наиболее горячие звёзды, а по мере уменьшения температуры светимость падает. Красные звёзды малой светимости получили название красных карликов. Вместе с тем на диаграмме существуют и другие последовательности, где подобная закономерность не соблюлается. Особенно заметно это среди более холодных (красных) звёзд: помимо звёзд, принадлежащих главной последовательности и потому имеющих малую светимость, на диаграмме представлены звёзды 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 звёзды малой светимости — белые карлики.

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

Пример решения задачи

49.2

Двойные звёзды. Определение массы звёзд

Оптические двойные звезды - это звезды, которые, хотя и видны вблизи, но находятся в пространстве далеко друг от друга.

Физическими двойными звёздами называются звезды, которые образуют единую систему и обращаются вокруг общего центра масс под действием взаимного тяготения

Когда число звёзд в системе, связанной взаимным тяготением, оказывается более двух, то их называют кратными.

Первым, кто доказал, что такие звёзды действительно существуют, был известный английский астроном Вильям Гершель (1738—1822).Множество двойных звёзд открыл и исследовал В. Я. Струве.

Уильям Гершель В.Струве

В настоящее время известно уже более 70 тыс. этих объектов.

В зависимости от того, каким способом можно обнаружить двойственность звезды, их называют по-разному. Если она заметна при непосредственных наблюдениях в телескоп, то это визуально-двойная звезда. Если же об этом можно судить только по спектру, то это спектрально-двойная звезда.

Большинство спектрально-двойных звёзд имеют периоды обращения порядка нескольких суток, располагаясь друг от друга на расстоянии 5—7 млн км. Самый короткий из известных периодов составляет всего 2,6ч.

У спектрально-двойных звёзд наблюдается смещение (или раздвоение) линий в спектре, которое происходит вследствие эффекта Доплера. Оно меняется с периодом, равным периоду обращения пары. Если яркости и спектры звёзд, составляющих пару, сходны, то в спектре наблюдается периодическое раздвоение линий (рис. 5.16, а).Если одна из звёзд настолько слаба, что её линии не видны, то будет наблюдаться периодическое смещение линий более яркой звезды (рис. 5.16, б).

50.4

Для наблюдателя, который находится в плоскости орбиты спектрально-двойной звезды, ее компоненты будут поочередно загораживать, «затмевать» друг друга. Такие звезды называют затменно-двойными или алголями — по названию наиболее известной звезды этого типа β Персея.

В течение 2 суток 11 часов её яркость остаётся постоянной, но затем за 5 часов она ослабевает от 2,3 до 3,5 звёздной величины, а за следующие 5 часов её прежняя яркость восстанавливается (рис. 5.17).

50.3

Рекордсменом является s Возничего, в системе которой при периоде 27 лет затмение продолжается 2 года.

Близкое расположение компонентов приводит к тому, что газы из атмосферы одной звезды перетекают на другую. Иногда эти процессы принимают катастрофический характер, и наблюдается вспышка новой звезды.

Методы изучения спектрально-двойных и затменно-переменных звёзд в настоящее время используются также для поиска планет, обращающихся вокруг других звёзд (экзопланет). К концу 2009 г. было подтверждено открытие около 400 экзопланет, которые составили 340 планетных систем. В их числе было 42 системы, содержавшие не менее двух планет, а одна — не менее 5. Большинство этих планет оказались газовыми гигантами типа Юпитера и Сатурна.

Размеры звёзд. Плотность их вещества

В большинстве случаев размеры звёзд приходится рассчитывать на основе данных об их светимости и температуре. Светимость звезды рассчитывается по той же формуле, что и светимость Солнца:

L = 4πR2σT⁴.

51.3

Звезды самой большой светимости (сверхгиганты) действительно оказались очень большими. Красные сверхгиганты Антарес и Бетельгейзе в сотни раз больше Солнца по диаметру (рис. 5.20). Зато диаметр красных карликов, относящихся к главной последовательности, в несколько раз меньше солнечного. Самыми маленькими звёздами являются белые карлики, диаметр которых составляет несколько тысяч километров (рис. 5.21).

Расчёты средней плотности звёзд различных типов, проведённые на основе имеющихся данных об их массе и размерах, показывают, что она может значительно отличаться от средней плотности Солнца. Так, средняя плотность некоторых сверхгигантов составляет всего 10^-3 кг/м³, что в 1000 раз меньше плотности воздуха при нормальных условиях. Другой крайностью является плотность белых карликов — около 10⁹ кг/м³.

Полный текст учебника->

Модели звёзд

В зависимости от массы и размеров звёзды различаются по внутреннему строению, хотя все имеют примерно одинаковый химический состав (95—98% их массы составляют водород и гелий).

Звезды главной последовательности, температура которых такая же, как у Солнца, или ниже, похожи на него по внутреннему строению. Среди множества звёзд этого типа есть и такие, которые по многим своим характеристикам являются «двойниками» Солнца. Наиболее яркой из них является β Гончих Псов. У более горячих звёзд главной последовательности внешняя конвективная зона отсутствует. В этих звёздах конвекция происходит в ядре протяжённостью до 1/4 их радиуса, окружённом лучистой оболочкой (рис. 5.22).

Гиганты и сверхгиганты имеют очень маленькое ядро (его радиус около 0,001 доли радиуса звезды). Термоядерные реакции происходят в окружающем его тонком слое; далее на протяжении около 0,1 радиуса звезды происходит передача энергии излучением. Практически весь остальной объём (9/10 радиуса) составляет протяжённая конвективная зона. Белые карлики состоят из вырожденного газа, давление которого определяется лишь его плотностью и не зависит от температуры. Равновесие такой «экзотическом» звезды, масса которой равна солнечной, наступает лишь тогда, когда она сожмётся до размеров, примерно равных размерам Земли. Внутри белого карлика температура достигает 10 млн К и практически не меняется; только в тонкой оболочке из «обычного» вещества она резко падает до 10 000 К.

В 1996 г. были открыты космические тела, которые являются промежуточным звеном между звёздами и планетами. Они получили название «коричневые карлики», поскольку излучают слабо и только в инфракрасном диапазоне. Коричневые карлики обладают слишком малой массой, что не обеспечивает температуры, необходимой для протекания термоядерной реакции превращения водорода в гелии. Гравитационное сжатие их массы достаточно лишь для того, чтобы достигнутая температура обеспечила в течение короткого (по космическим меркам) времени превращение дейтерия (тяжёлого изотопа водорода) в гелий. Масса коричневых карликов составляет всего лишь 0,01—0,07 массы Солнца.

Полный текст учебника->

Пример решения задачи

1. Период обращения двойной звезды 100 лет. Большая полуось видимой орбиты а = 2,0", а параллакс р = 0,05". Определите сумму масс и массы звёзд в отдельности, если они отстоят от центра масс на расстояниях, относящихся как 1:4.

52.2

Переменные звезды

Физически переменные звезды - это звезды, у которых светимость меняется в результате различных процессов, происходящих на самой звезде

Пульсирующие переменные (цефеиды)

Как правило, у цефеид эта амплитуда не превышает 1,5 звёздной величины, зато периоды изменения светимости весьма различны: от десятков минут до нескольких десятков суток, причём этот период у них долгие годы сохраняется постоянным.

53.1

Изменение светимости переменной звезды сопровождается изменениями температуры и лучевой скорости (рис. 5.24). Эти данные показывают, что причиной всему является пульсация наружных слоёв звезды. Они периодически то расширяются, то сжимаются. При сжатии звезда нагревается и становится ярче, при расширении её светимость уменьшается. По сути дела, цефеида — это природная автоколебательная система, «сферический маятник», который имеет собственную частоту (период)колебаний.

53.2

53.3 Ещё в начале XX в. было замечено: чем ярче цефеида, тем продолжительнее период изменения её светимости. Зависимость «период — светимость», существующая у цефеид (рис. 5.25), используется для определения расстояний в астрономии. Получив из наблюдений период изменения светимости цефеиды, можно узнать её светимость, вычислить абсолютную звездную величину М, а сравнив ее с видимои звездной величиной m, вычислить расстояние до звезды по формуле:

lg D = 0,2(m - M) + l.

Звёзды, пульсация которых происходит с периодом, большим, чем у цефеид, называются долгопериодическими.

У некоторых звезд, светимость которых долгое время оставалась практически постоянной, она вдруг неожиданно падает, а через некоторое время опять восстанавливается на прежнем уровне (рис. 5.26). Поскольку в атмосферах таких звёзд наблюдается повышенное содержание углерода, принято считать, что причиной уменьшения светимости является образование гигантских облаков сажи, поглощающих свет.

Новые и сверхновые звёзды

Начиная с глубокой древности, в исторических летописях разных народов неоднократно отмечены случаи появления звёзд, видимых невооружённым глазом на том месте, где их прежде не было. Особенно удивительными были эти «новые» звёзды, когда они становились столь яркими, что могли наблюдаться даже днём. Затем их свет постепенно, в течение нескольких месяцев ослабевал настолько, что звезду уже нельзя было видеть невооружённым глазом. Например, в китайских и японских хрониках сохранились сведения о «звезде-гостье», которая вспыхнула в созвездии Тельца в 1054 г. и в течение трех недель была видна днем, а через год совершенно «исчезла». В 1572 г. учитель Кеплера Тихо Браге наблюдал в созвездии Кассиопеи новую звезду, которая была ярче Венеры. В 1604 г. уже сам Кеплер наблюдал новую звезду в созвездии Змееносца.В настоящее время различают новые и сверхновые вспыхивающие звёзды. Такие неожиданные вспышки наблюдаются у звёзд, которые до этого долгое время оставались слабыми и не привлекали к себе внимание астрономов.

54.1 У новых звёзд светимость возрастает на 12—13 звёздных величин и выделяется энергия до 10³⁹ Дж. Звезда приобретает максимальную яркость всего за несколько суток, а ослабление до первоначального значения светимости может длиться годами (рис. 5.27)

В 1954 г. было обнаружено, что одна из новых звёзд (DQ Геркулеса) является двойной с периодом обращения всего 4 ч 39 мин. Один из компонентов — белый карлик, а другой — красная звезда главной последовательности. Из-за их близкого расположения на белый карлик перетекает газ из атмосферы красного карлика. По мере накопления водорода плотность и температура внешних слоёв белого карлика возрастает, создаются условия для начала термоядерных реакций превращения водорода в гелий. Они происходят настолько быстро, что приобретают характер взрыва. При этом внешние слои звезды, составляющие небольшую часть её массы, расширяются и выбрасываются в космическое пространство. Их свечение и наблюдается как вспышка новой звезды. Такое явление может повторяться с тесными двойными звёздами неоднократно: у одних через тысячи, у других с изменением светимости на 4—5 звёздных величин через несколько десятков лет.

Подробнее->

Домашнее задание:

1)Изучить материал.

2) Вопросы к зачету по теме " Солнце и звезды":

Из каких химических элементов состоит Солнце и каково их соотношение?
Каков источник энергии излучения солнца? Какие изменения происходят при этом?
Какой слой Солнца является основным источником видимого излучения?
Каково внутреннее строение Солнца? Назовите слои его атмосферы.
В каких пределах изменяется температура Солнца от центра до фотосферы?
Какими способами осуществляется перенос энергии из недр Солнца наружу?
Чем объясняется наблюдаемая на Солнце грануляция?
Какие проявления Солнечной активности наблюдаются в различных слоях атмосферы Солнца? С чем связана причина этих явлений?
Чем объясняется понижение температуры в области солнечных пятен?
Какие явления на Земле связаны с солнечной активностью?
Как определяют расстояния до звезд?-
От чего зависит цвет звезды?
В чем главная причина различия спектров звезд?
От чего зависит светимость звезды?
Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звезд?
Во сколько раз отличаются размеры и плотности звезд-сверхгигантов и карликов?
Каковы (примерно) размеры самых маленьких звезд?
Перечислите известные Вам типы переменых звезд.
Перечислите конечные стадии эволюции звезд?
В чем причина изменения блеска цефеид?
Почему цефеиды называют "Маяками вселенной"?
Что такое пульсары?
Может ли Солнце вспыхнуть, как новая или сверхновая звезда? Почему?
Во сколько раз отличаются размеры и плотности звезд-карликов и звезд-сверхгигантов?
Каковы размеры самых маленьких звезд?
Звезда какого класса холодней F или B? Ответ поясните.
В чем отличие видимой и абсолютной звезных величин?
Сколько времени (в годах) свет идет от звезды, если ее параллакс равен 0.7"
Чему равен годичный параллакс звезды, если свет от нее идет 75 год/года/лет
Сколько земных лет будет лететь до звезды космический корабль со скоростью 90 км/с, если расстояние до нее 8 парсек?