Важнейшие закономерности в мире звезд. Эволюция звезд
Важнейшие закономерности в мире звезд. Эволюция звезд
Мы видели, что существуют и одиночные, и двойные, и кратные звезды, сменные звезды разных типов, новые и надновые, сверхгиганты и карлики, зрении разнообразнейший размеров, світностей, температур и плотностей. Не создают ли они хаос физических характеристик? Оказывается, ни. Обобщая добытые данные о звездах, установили ряд закономерностей между ними.
Сопоставляя известные массы и светимости звезд, убеждаемся, что с увеличением массы быстро возрастает светимость звезд: L » m3,9. За этой так называемой зависимостью «масса - светимость» можно определить массу одиночной звезды, знавая ее светимость (белые карлики этой зависимости не подлежат).
Для наиболее распространенных типов звезд исполняется формула
L » R5,2, где R - радиус звезды. Во всех случаях берется полная светимость. Эти формулы показывают, что включенные к ним физические характеристики звезд взаимосвязанные.
Чрезвычайно большой интерес представляет сопоставление светимости звезд с их температурой и цветом. Эта зависимость представлена на : диаграмме «цвет - светимость» (К - С) (диаграмма Герцшпрунга - Рессела, см. задний форзац). На этой диаграмме по оси ординат откладывают логарифмы світностей или абсолютные звездные величины М, а по оси абсцисс - спектральные классы, или соответствующие им логарифмы температур, или величину, которая характеризует цвет. Точки, которые отвечают звездам с известными характеристиками, размещаются на диаграмме не хаотически, а вдоль некоторых линий - последовательностей. Большинство их размещается вдоль преклонной линии, которая идет слева сверху вправо вниз. В этом направлении уменьшаются одновременно светимости, радиусы и температуры звезд. Это главная последовательность. На ней. стрелкой обозначено положения Солнца как звезды - желтого карлика. Параллельно главной последовательности размещается последовательность субкарликів, которые на одну звездную величину более слабые, чем звезды главной последовательности с такой самой температурой. Вверху параллельно осы абсцисс размещенная последовательность сверхгигантов. В них цвет и температура разные, а светимость почти одинаковая.
От середины главной последовательности вправо вверх отходит последовательность красных гигантов. В конце концов, внизу содержатся белые карлики с разными температурами. Бело-голубую последовательность представляют звезды, которые вспыхивают как новые, и другие типы горячих зір.
Принадлежность звезды к той или другой последовательности можно распознать за некоторыми деталями в ее спектре.
Как видим, в природе не существует произвольных комбинаций массы, светимости, температуры и радиуса. За теорией место звезды на диаграмме К - С определяется прежде всего ее массой и возрастом, ведь диаграмма отображает эволюцию зір.
Чем масивніша звезда, тем высшая температура в ее недрах и тем быстрее «выгорает» водород, превращаясь в гелий. Голубые звезды, которые принадлежат к главной последовательности, «сжигают» водород за 106-107 лет, а такие, как Солнце, лишь за 10'° лет. Внутренней энергии Солнца хватит еще на миллиарды років.
С выгоранием водорода в центре звезды ее эволюция ускоряется. Звезда превращается в красный гигант. В плотном и горячем ядре в красных гигантах происходит реакция синтеза углерода из гелия. С уменьшением запасов гелия эта реакция прекращается. Звезда сжимается, переходит в стан белого, чрезвычайно густого карлика. Имея небольшую поверхность (и потому тратя мало энергии), белый карлик может светить очень продолжительное время. Так происходит эволюция Солнца и зрение, масса которых не превышает его массу.
В звездной Вселенной происходят не только медленные изменения, а и быстрые, даже катастрофические. Например, за время порядка года обычная на вид звезда вспыхивает как надновая и приблизительно за то самое время ее яркость спадает. Вследствие этого она, наверное, превращается в крохотную звезду, размером близко 10-20 км, которая состоит из нейтронов и оборачивается с периодом порядка секунды и быстрее (нейтронную звезду). ее плотность возрастает к плотности атомных ядер (1016 кг/м3) и она становится могущественным излучателем радио- и рентгеновских лучей, которые, как и ее свет, пульсируют с периодом обращения звезды. Примером такого пульсара, как их называют, есть слабая звездочка в центре Крабрподібної радіотуманності, которые расширяется. Остатков вспышек надновых звезд в виде пульсаров и радіотуманностей, наподобие Крабо-подібної, известно уже много.
Нейтронные звезды - это конечная стадия эволюции звезд с ненамного большей, чем у Солнца, массой.
Вернуться назад