Світ зірок
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.
Рассмотренные процессы, протекающие внутри Солнца, типичны для недр многих звезд. Солнце является типичной звездой, средней по большинству параметров (массе, светимости, возрасту и т. д.). Изучение многообразия звезд помогает лучше понять физику Солнца и особенно его происхождение и эволюцию. В то же время явления и процессы, протекающие на Солнце, доступны нам для несравненно более детального исследования, чем происходящие на звездах, и поэтому наблюдения Солнца чрезвычайно полезны для физики звезд.
Видимый блеск звезды определяется двумя факторами: ее истинной светимостью и расстоянием. Для, характеристики истинной светимости пользуются понятием «абсолютная звездная величина», которая равна блеску звезды, если бы та находилась от нас на расстоянии в 10 пк. В табл. 4 приводятся видимые и абсолютные звездные величины нескольких хорошо известных звезд.
С расстояния 10 пк Ригель засиял бы примерно в 10 раз ярче Венеры (—4,2m), Полярная была бы, как Венера при максимальном блеске, ярчайший сейчас Сириус стал бы довольно заурядной звездой первой величины, а Солнце же оказалось бы вблизи предела видимости невооруженным глазом.
Основные сведения о физических условиях и химическом составе звезд дает изучение их спектров. Вид спектра звезды определяется в первую очередь ее температурой, а во вторую — давлением и плотностью ее фотосферы (далее следует учитывать такие параметры, как магнитное поле, аномалии химического состава, осевое вращение и т. д.). У наиболее холодных красных звезд, класса М, температура фотосферы составляет около 3000 К, к ним относятся Бетельгейзе (а Ориона) и Антарес (а Скорпиона). В их фотосферах могут существовать простейшие молекулы, и широкие полосы поглощения молекул, в первую очередь окиси титана, являются наиболее характерными деталями спектров этих звезд. Наряду с молекулярными полосами в спектрах много линий металлов, присутствуют линии ионизованного кальция К и Н (длины волн соответственно 393,4 и 396,8 нм).
По мере повышения температуры число молекул уменьшается, и молекулярные полосы исчезают. Солнце принадлежит к спектральному классу G. В его спектре огромное количество линий (их зарегистрировано около 30 000), принадлежащих нейтральным и ионизованным металлам. Самые сильные — это линии Н и К ионизованного кальция. Весьма сильны также (но значительно слабее Н и К) линии бальмеровской серии водорода, которые в классах М и К практически не заметны. Но ведь водород является наиболее обильным элементом на Солнце и в фотосферах подавляющего большинства звезд, в том числе и холодных (классов Ми К). Между тем в спектрах звезд класса G, К и М водородные линии не являются доминирующими. Почему?
Для этого вернемся к рис. 5, показывающему схему уровней возбуждения атома водорода. При относительно невысоких температурах большая часть атомов водорода не возбуждена, их электроны находятся на основном уровне. Линии же серии Лаймана, возникающие при переходах с основного уровня, все лежат в далекой ультрафиолетовой (УФ) области и не наблюдаются с поверхности Земли (вследствие поглощения атмосферой). На втором же уровне, не говоря о более высоких, находится совершенно ничтожная доля атомов водорода (для солнечной фотосферы эта доля равна 4,2•10-9). А линии Н и К возникают при переходе электрона с основного (нижнего) уровня иона кальция. Поэтому, хотя вообще атомов кальция на Солнце в 500 000′ раз меньше, чем водорода, поглощающих ионов кальция оказывается больше, чем атомов водорода, возбужденных до второго уровня. Этим и объясняется большая интенсивность линий Н и К.
С дальнейшим ростом температуры линии металлов становятся все менее интенсивными, так как все большее число их атомов оказывается ионизованным. Интенсивность водородных линий увеличивается. Линии Н и К еще сильны в, спектре звезд класса F (например, у Проциона), но уже слабее водородных, которые становятся преобладающими у звезд этого класса и следующего за ним класса А, где их интенсивность максимальна (Вега, Сириус).
Еще более высокая температура звезд последующих классов, В и О, обусловливает практически полное исчезновение в их спектрах линий нейтральных и однократно ионизованных металлов: атомы железа, магния и т. д. претерпевают вторую ионизацию. Дважды ионизованным оказывается и кальций, поэтому совсем исчезают линии Н и К.
Зато появляются линии гелия. В спектрах более холодных звезд их нет по той же причине, по которой в классах К и G слабы линии водорода: наблюдаемые (с поверхности Земли) линии гелия возникают при переходах с достаточно высоких уровней возбуждения. А при низких температурах возбужденных атомов гелия, по сути дела, нет. Однако главной отличительной чертой является уменьшение интенсивности водородных линий с ростом температуры при Т>12 тыс. К. Хотя относительная населенность второго уровня продолжает увеличиваться, но уже возникает сильная ионизация, которая тоже растет с температурой. У самых горячих звезд водородные линии слабы, интенсивны линии нейтрального и ионизованного гелия, присутствуют линии трижды ионизованных кремния и углерода, дважды ионизованного азота и т. д.
Таким образом, имеется следующая последовательность спектральных классов: О (температура звезд 30— 50 тыс. К), В (15-30 тыс. К), А (10-12 тыс. К), F (7-8 тыс. К), G (5-6 тыс. К), К (4000 К), М (2000-3000 К). Детальная классификация предусматривает подклассы вида АО, A1, A2 и т. д.
Здесь все время говорилось о силе или об интенсивности линий поглощения. Сила линий характеризуется тем количеством энергии, которое они изымают из спектра. Существует понятие «эквивалентная ширина линии» _ протяженность участка непрерывного спектра с интенсивностью, которую он имел бы, если бы линия поглощения отсутствовала, и содержащий столько энергии, сколько ее изымает линия (рис. 6). Спектральные классы как раз и устанавливаются на основании относительной интенсивности линий разных элементов (например, у звезд класса А водородные линии сильнее всех остальных).
Фотометрический профиль линии поглощения
Однако если у звезды а Андромеды (класса А, а точнее, подкласса А2) эквивалентная ширина синей водородной линии (обозначаемой Ну) составляет 1,91 нм, то у звезды Денеб (того же подкласса) эта линия, будучи самой сильной в спектре, имеет эквивалентную ширину всего лишь 0,29 нм. Оказывается, эквивалентные ширины линий при данной температуре зависят от светимости звезды, т. е. внутри одного и того же спектрального класса — от радиуса. Чем меньше радиус и, следовательно, чем больше плотность в фотосфере звезды, тем большими будут эквивалентные ширины линий, и наоборот. Звезда а Андромеды — карлик, а Денеб (а Лебедя) по сравнению с ней (и с Солнцем) — гигант. Таким образом, изучение спектров вместе с некоторыми другими методами позволяет определять не только температуры, но и светимости звезд, характеризуемые их абсолютными величинами.
Сопоставим теперь спектральные классы и абсолютные величины звезд. Спектральные классы будем откладывать по оси абсцисс, а абсолютные величины (обозначаются через М) — по оси ординат. Получим диаграмму, изображенную на рис. 7. Она называется диаграммой Герцшпрунга—Рессела (сокращенно диаграммой Г—Р). Большинство точек располагается на ней вдоль «криволинейной» диагонали, идущей из левого верхнего в правый нижний угол — так называемой главной последовательности. Лет 35 назад было введено понятие класса светимости применительно к разным группам звезд на диаграмме Г—Р. Римской цифрой V, поставленной после обозначения спектрального подкласса, отмечаются звезды главной последовательности (например, Солнце классифицируется как G2V), цифрой IV — субгиганты, III — гиганты. Сверхгиганты максимальной светимости обозначаются Iа, несколько более слабые — Ib и т. д.
Диаграмма Герцшпрунга – Рессела
Диаграмма Г—Р, вообще говоря, не может служить аргументом в пользу большего или меньшего обилия звезд на тех или иных последовательностях диаграммы. В самом деле, различие в светимостях, например, у белых карликов и у сверхгигантов Iа, а также у звезд, находящихся на противоположных концах главной последовательности, достигает 20m, т. е. в 100 миллионов раз. Естественно, звезды большей светимости обнаруживаются и доступны изучению с больших расстояний, чем слабые звезды. Тем не менее имеются убедительные свидетельства в пользу того, что большинство звезд относится к главной последовательности. И объясняется это обстоятельство в конечном счете различными источниками звездной энергии, связанными с различием внутреннего строения и химического состава звезд, меняющимися в процессе их эволюции.