Меню

Плотность звезд главной последовательности таблица



Плотность звезд главной последовательности таблица

Звезды видны на ночном небе как точечные светящиеся объекты. Основными характеристиками звезд являются масса, химический состав вещества звезды и её возраст. Массы звезд находятся в интервале от 0.08 до 100 масс Солнца.
Звезда − это горячий газовый шар, разогреваемый за счет ядерной энергии и удерживаемый силами гравитации. Основную информацию о звездах дает испускаемый ими свет и электромагнитное излучение в других областях спектра. Светимость звезды − полная энергия, испускаемая звездой в единицу времени. Светимость звезды может быть вычислена по энергии, достигающей Земли, если известно расстояние до звезды. Звезды должны изменяться со временем, так как они излучают энергию в окружающее пространство. Во Вселенной постоянно рождаются новые и умирают старые звезды. Информация о звездной эволюции может быть получена из диаграммы Герцшпрунга-Рассела, представляющей собой зависимость светимости звезды от температуры её поверхности (рис. 22). Звезды излучает энергию, вырабатываемую в её глубинных слоях. По мере движения к периферии звезды длина волны излучения увеличивается. Время достижения фотоном из центра звезды её поверхности может исчисляться десятками и сотнями тысяч лет.

Pис. 22. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Линия показывает начальные положения звезд с различными массами на главной последовательности.

На диаграмме Герцшпрунга-Рассела звезды распределены неравномерно. Около 90% звезд сконцентрировано в узкой полосе, пересекающей диаграмму по диагонали. Эту полосу называют главной последовательностью. Её верхний конец расположен в области ярких голубых звезд. Различие в заселенности звезд, находящихся на главной последовательности и областей, примыкающих к главной последовательности, составляет несколько порядков величины. Причина в том, что на главной последовательности находятся звезды на стадии горения водорода, которая составляет основную часть времени жизни звезды. Солнце находится на главной последовательности. Его положение указано на рис. 22.
Следующие по населенности области после главной последовательности − белые карлики, красные гиганты и красные сверхгиганты. Красные гиганты и сверхгиганты − это в основном звезды на стадии горения гелия и более тяжелых ядер.
В левой нижней части диаграммы (рис. 22) − вторая по численности группа звезд − белые карлики. В правом верхнем углу диаграммы группируются звезды с высокой светимостью, но низкой температурой поверхности − красные гиганты и сверхгиганты. Этот тип звезд встречается реже. Названия “гиганты” и “карлики” связаны с размерами звезд. Белые карлики не подчиняются зависимости масса-светимость, характерной для звезд главной последовательности. При одной и той же массе они имеют значительно меньшую светимость, чем звезды главной последовательности.
Звезда находится на главной последовательности на определенном этапе эволюции и становится гигантом или белым карликом на другом. Большинство звезд находится на главной последовательности потому, что это наиболее длительная по времени фаза эволюции звезды.
В таблице 12 приведены основные характеристики Солнца. Пределы изменения таких характеристик звезд как масса (M), светимость (L), радиус (R) и температура поверхности (T) даны в таблице 13.

Основные характеристики Солнца

Солнечный ветер − непрерывный поток плазмы солнечной короны в межпланетное пространство. Солнечный ветер в основном составляют протоны и электроны и немного ядер 4 He. За год в результате солнечного ветра Солнце теряет 2·10 -14 своей массы.


Рис. 23. Солнечный ветер.

Пределы изменения характеристик различных звезд

Рис. 24. Соотношение масса-светимость

Для звезд главной последовательности зависимость масса-светимость показана на рис. 24 и имеет вид L

M n , где n = 1.6 для звезд малой массы (M ≤ M ) и n = 5.4 для звезд большой массы (M ≥ M ). Это означает, что перемещение вдоль главной последовательности от звезд меньшей массы к звездам большей массы приводит к увеличению их светимости.
Измеряя длину волны в максимуме излучения черного тела, можно определить его температуру. Черное тело с температурой 3 К имеет максимум спектрального распределения на частоте 3·10 11 Гц. Черное тело с температурой 6000 К излучает зеленый свет. Температуре 10 6 К соответствует излучение в рентгеновском диапазоне. В таблице 14 приведены интервалы длин волн, соответствующие различным цветам, наблюдаемым в оптическом диапазоне.

Источник

Плотность звезд главной последовательности таблица

Главная последовательность (ГП) — наиболее населенная область на диаграмме Гецшпрунга — Рессела (ГР). Основная масса звезд на диаграмме ГР расположена вдоль диагонали на полосе, идущей от правого нижнего угла диаграммы в левый верхний угол. Эта полоса и называется главной последовательностью.

Нижний правый угол занят холодными звездами с малой светимостью и малой массой, начиная со звезд порядка 0.08 солнечной массы, а верхний левый угол занимают горячие звезды, имеющие массу порядка 60-100 солнечных масс и большую светимость (вопрос об устойчивости звезд с массами больше 60-120Мsun остается открытым, хотя, по-видимому, в последнее время имеются наблюдения таких звезд).

Фаза эволюции, соответствующая главной последовательности, связана с выделением энергии в процессе превращения водорода в гелий, и так как все звезды ГП имеют один источник энергии, то положение звезды на диаграмме ГР определяется ее массой и в малой степени химическим составом.

Основное время жизни звезда проводит на главной последовательности и поэтому главная последовательность — наиболее населенная группа на диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат на ней).

Главная последовательность

Основные соотношения, справедливые для звезд главной последовательности

  • Радиус, R(см.) Радиус фотосферы звезды
  • Светимость, L (эрг/c) Полное электромагнитное излучение звезды в единицу времени
  • Эффективная температура, Teff (К) Такая температура фотосферы, которая обеспечит полную светимость звезды по Планковскому закону чернотельного излучения.

Светимость звезды пропорциональна ее эффективной температуре и площади поверхности.

Зависимость масса-светимость для главной последовательности

Для звезд главной последовательности существует апроксимационное соотношение, известное как зависимость масса-светимость. Это соотношение было выведено из наблюдательного определения масс и светимостей звезд главной последовательности, но оно также подтверждается расчетами звездных моделей для звезд ГП. Светимость звезды грубо пропорциональна ее массе в степени 3.5 или 4:

Таким образом, звезда в два раза массивней Солнца имеет светимость в 11 раз большую, чем Солнце. Наиболее массивные звезды главной последовательности примерно в 60 раз массивней Солнца. Это соответствует светимости почти в миллион раз больше солнечной.

Для наиболее массивных звезд L

M.

Время жизни на главной последовательности

Звезды проводят большую часть своей жизни на главной последовательности. В общем, более массивные звезды живут более быстрой жизнью, чем менее массивные. Казалось бы, что звезды, имеющие большее количество водорода для горения должны были бы расходовать его дольше, но это не так, потому что они используют свои ресурсы быстрее.

Оценим время жизни звезды на ГП. Упрощенно, оно равно отношению энергии, которая может быть излучена к выделению звездой энергии в единицу времени (это светимость L).

Энергия, излучаемая звездой за время t, равна произведению светимости на это время:

Согласно уравнению Эйнштейна:

Комбинируя эти два выражения, получаем:

учитывая закон масса-светимость, получаем:

или в солнечных единицах:

Таким образом, если расчетное время жизни Солнца на главной последовательности составляет 10 10 лет, то звезда в 10 раз массивней Солнца будет жить в 1000 раз меньше т.е. 10 7 лет. Так как для наиболее массивных звезд L

M, то по мере увеличения их массы время жизни перестает увеличиваться и стремится к величине

3.5 млн. лет, что очень мало по космическим масштабам.

Источник

Звезды: анализ таблиц

В этой статье мы научимся определять принадлежность звезды к тому или иному звездному классу по ее абсолютной звездной величине и по температуре. Для того, чтобы решать эти и подобные им задания, советую выучить приблизительные диапазоны температур звезд разных классов. Всю диаграмму не надо учить, а вот температуры представлять себе необходимо.

Задача Рассмотрите таблицу, содержащую сведения о ярких звездах.

Выберите два утверждения, которые соответствуют характеристикам звезд, и укажите их номера.

1) Температура поверхности и радиус Бетельгейзе говорят о том, что эта звезда относится к красным сверхгигантам.

Читайте также:  Русская футбольная лига таблица

2) Температура на поверхности Проциона в 2 раза ниже, чем на поверхности Солнца.

3) Звезды Кастор и Капелла находятся на одинаковом расстоянии от Земли и, следовательно, относятся к одному созвездию.

4) Звезда Вега относится к белым звездам спектрального класса А.

5) Так как массы звезд Вега и Капелла одинаковы, то они относятся к одному и тому же спектральному классу.

1) Бетельгейзе – один из самых известных красных сверхгигантов. Она поистине огромна и видна невооруженным глазом. Звезда имеет красный цвет. Утверждение верно. Проверим еще раз:

Поскольку принадлежность звезды к тому или иному классу можно определить по ее абсолютной звездной величине, то давайте определим эту величину для Бетельгейзе.

\[M=5-2,5\lg \frac <L_z data-lazy-src=

Светимость, в свою очередь, может быть найдена по данным таблицы с помощью формулы

\[L_z=4\pi r^2\sigma T^4\]

\sigma– постоянная Стефана-Больцмана.

Отнесем к светимостям Солнца:

По классификации на картинке ниже у сверхгигантов звездные величины варьируются от -5 до -10. Поэтому утверждение верно: Бетельгейзе относится к сверхгигантам.

2) Температура на поверхности Солнца – 6000 К. Утверждение неверно.

3) Расстояние не говорит о принадлежности звезд к одному созвездию. Для того, чтобы звезды принадлежали к одному созвездию, надо чтобы были близки их координаты – то есть между ними были бы малые угловые расстояния.

4) Звезда Вега, действительно, относится к белым звездам спектрального класса А. Для того, чтобы судить об этом, придется, видимо, выучить некоторую информацию из диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Например, диапазоны температур звезд разных спектральных классов. Сами классы запомнить легко по первым буквам фразы: «Oh, be a fine girl, kiss me». Утверждение верно.

5) Масса не является признаком, по которому звезду относят к тому или иному классу. Главный при этом признак – температура, которая определяет и цвет звезды.

Задача Используя таблицу, содержащую сведения о ярких звездах, выполните задание.

Выберите два утверждения, которые соответствуют характеристикам звезд.

1) Звезда Альдебаран является сверхгигантом.

2) Звезды Альдебаран и Эльнат имеют одинаковую массу, значит, они относятся к одному и тому же спектральному классу.

3) Звезда Бетельгейзе относится к красным звездам спектрального класса М.

4) Звезды Альдебаран и Эльнат относятся к одному созвездию, значит, находятся на одинаковом расстоянии от Солнца.

5) Температура на поверхности Солнца больше, чем температура на поверхности звезды Капелла.

1) Поскольку принадлежность звезды к тому или иному классу можно определить по ее абсолютной звездной величине, то давайте определим эту величину для Альдебарана.

\[M=5-2,5\lg \frac <L_z data-lazy-src=

Светимость, в свою очередь, может быть найдена по данным таблицы с помощью формулы

\[L_z=4\pi r^2\sigma T^4\]

\sigma– постоянная Стефана-Больцмана.

Отнесем к светимостям Солнца:

По классификации на картинке выше у сверхгигантов звездные величины варьируются от -5 до -10. Поэтому утверждение неверно: Альдебаран относится к гигантам.

2) Масса не является признаком, по которому звезду относят к тому или иному классу. Главный при этом признак – температура, которая определяет и цвет звезды.

3) Утверждение верно. При решении смотрим на температуру и диаграмму Герцшпрунга-Рассела.

4) Звезды Альдебаран и Эльнат относятся к одному созвездию, значит, находятся на одинаковом расстоянии от Солнца – нет, ответ поясняет рисунок:

5) Температура на поверхности Солнца – 6000 К. Утверждение верно.

Задача Используя таблицу, содержащую сведения о ярких звездах, выполните задание.

Выберите два утверждения, которые соответствуют характеристикам звезд.

1) Звезды Денеб и Садр относятся к одному созвездию, значит, находятся на одинаковом расстоянии от Солнца.

2) Звезда Ригель является сверхгигантом.

3) Температура на поверхности Солнца в 2 раза ниже, чем на поверхности Альдебарана.

4) Звезда Ригель относится к красным звездам спектрального класса М.

5) Звезды Садр и Ригель относятся к различным спектральным классам.

1) Утверждение неверно. См. рисунок.

2) Звезда Ригель является сверхгигантом – это нам придется посчитать.

Абсолютная звездная величина звезды может быть найдена так:

\[M=5-2,5\lg \frac <L_z data-lazy-src=

Светимость, в свою очередь, может быть найдена по данным таблицы с помощью формулы

\[L_z=4\pi r^2\sigma T^4\]

\sigma– постоянная Стефана-Больцмана.

Отнесем к светимостям Солнца:

По классификации на картинке выше у сверхгигантов звездные величины варьируются от -5 до -10. Поэтому утверждение верно: Ригель относится к сверхгигантам.

3) Температура на поверхности Солнца в 2 раза ниже, чем на поверхности Альдебарана – неверно, температура поверхности Солнца 6000 К.

4) Звезда Ригель относится к красным звездам спектрального класса М – это противоречит утверждению 2, неверно.

5) Звезды Садр и Ригель относятся к различным спектральным классам – судя по температуре, да. Смотрим диаграмму Герцшпрунга-Рассела, а к экзамену примерные диапазоны температур звезд разных классов придется выучить.

Задача Первая звезда излучает в 100 раз больше энергии, чем вторая. Они расположены на небе так близко друг от друга, что видны как одна звезда с видимой звёздной величиной, равной 5.

Исходя из этого условия, выберите два верных утверждения.

1) Если вторая звезда расположена в 10 раз ближе к нам, чем первая, то их видимые звёздные величины равны.

2) Если звёзды расположены на одном расстоянии, то блеск первой равен 5 звёздным величинам, а второй – 0 звёздных величин.

3) Если эти звезды расположены в пространстве рядом друг с другом, то вторая звезда такая тусклая, что не видна невооружённым глазом, даже если бы этому не препятствовала яркая первая.

4) Первая звезда – белый сверхгигант, а вторая – красный сверхгигант.

5) Первая звезда обязательно горячее второй.

1) Если вторая звезда расположена в 10 раз ближе к нам, чем первая, то световой поток от нее больше в 10^2=100раз, чем от первой. Увеличение светового потока в 100 раз уменьшает видимую звездную величину на 5 единиц. Верно.

2) Это не так. Так как суммарный блеск всегда больше, чем блеск компонентов, то у второй звезды звездная величина обязана быть больше 5: с ее ростом блеск падает.

3) Звезды со звездными величинами более 6 не видны невооруженным глазом – верно.

4) О том, к какому звездному классу относятся звезды, невозможно судить, глядя на них невооруженным глазом. Не верно.

5) Первая звезда обязательно горячее второй – необязательно. Например, светимость Бетельгейзе, у которой температура 3100 К (57720 в светимостях Солнца), больше, чем светимость звезды Эльнат (523 в светимостях Солнца), при том, что температура Эльнат 14000 К и она относится совсем к другому классу, нежели Бетельгейзе. Утверждение неверно.

Задача Используя таблицу, содержащую сведения о ярких звездах, выполните задание.

Выберите два утверждения, которые соответствуют характеристикам звезд.

1) Звезды Арктур и Шедар относятся к одному спектральному классу К.

2) Звезды Сегин и Шедар относятся к одному созвездию, значит, находятся на одинаковом расстоянии от Солнца.

3) Звезда 107 Рыб не является сверхгигантом.

4) Звезда Сегин относится к спектральному классу В.

5) Звезда Неккар является белым карликом.

1)Определим абсолютную звездную величину Арктура

\[M=5-2,5\lg \frac <L_z data-lazy-src=

Светимость, в свою очередь, может быть найдена по данным таблицы с помощью формулы

\[L_z=4\pi r^2\sigma T^4\]

\sigma– постоянная Стефана-Больцмана.

Источник

Плотность звезд главной последовательности таблица

Главная последовательность (ГП) — наиболее населенная область на диаграмме Гецшпрунга — Рессела (ГР). Основная масса звезд на диаграмме ГР расположена вдоль диагонали на полосе, идущей от правого нижнего угла диаграммы в левый верхний угол. Эта полоса и называется главной последовательностью.

Нижний правый угол занят холодными звездами с малой светимостью и малой массой, начиная со звезд порядка 0.08 солнечной массы, а верхний левый угол занимают горячие звезды, имеющие массу порядка 60-100 солнечных масс и большую светимость (вопрос об устойчивости звезд с массами больше 60-120Мsun остается открытым, хотя, по-видимому, в последнее время имеются наблюдения таких звезд).

Читайте также:  Свойства таблицы и ее настройка

Фаза эволюции, соответствующая главной последовательности, связана с выделением энергии в процессе превращения водорода в гелий, и так как все звезды ГП имеют один источник энергии, то положение звезды на диаграмме ГР определяется ее массой и в малой степени химическим составом.

Основное время жизни звезда проводит на главной последовательности и поэтому главная последовательность — наиболее населенная группа на диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат на ней).

Главная последовательность

Основные соотношения, справедливые для звезд главной последовательности

  • Радиус, R(см.) Радиус фотосферы звезды
  • Светимость, L (эрг/c) Полное электромагнитное излучение звезды в единицу времени
  • Эффективная температура, Teff (К) Такая температура фотосферы, которая обеспечит полную светимость звезды по Планковскому закону чернотельного излучения.

Светимость звезды пропорциональна ее эффективной температуре и площади поверхности.

Зависимость масса-светимость для главной последовательности

Для звезд главной последовательности существует апроксимационное соотношение, известное как зависимость масса-светимость. Это соотношение было выведено из наблюдательного определения масс и светимостей звезд главной последовательности, но оно также подтверждается расчетами звездных моделей для звезд ГП. Светимость звезды грубо пропорциональна ее массе в степени 3.5 или 4:

Таким образом, звезда в два раза массивней Солнца имеет светимость в 11 раз большую, чем Солнце. Наиболее массивные звезды главной последовательности примерно в 60 раз массивней Солнца. Это соответствует светимости почти в миллион раз больше солнечной.

Для наиболее массивных звезд L

M.

Время жизни на главной последовательности

Звезды проводят большую часть своей жизни на главной последовательности. В общем, более массивные звезды живут более быстрой жизнью, чем менее массивные. Казалось бы, что звезды, имеющие большее количество водорода для горения должны были бы расходовать его дольше, но это не так, потому что они используют свои ресурсы быстрее.

Оценим время жизни звезды на ГП. Упрощенно, оно равно отношению энергии, которая может быть излучена к выделению звездой энергии в единицу времени (это светимость L).

Энергия, излучаемая звездой за время t, равна произведению светимости на это время:

Согласно уравнению Эйнштейна:

Комбинируя эти два выражения, получаем:

учитывая закон масса-светимость, получаем:

или в солнечных единицах:

Таким образом, если расчетное время жизни Солнца на главной последовательности составляет 10 10 лет, то звезда в 10 раз массивней Солнца будет жить в 1000 раз меньше т.е. 107 лет. Так как для наиболее массивных звезд L

M, то по мере увеличения их массы время жизни перестает увеличиваться и стремится к величине

3.5 млн. лет, что очень мало по космическим масштабам.

Источник

Плотность звезд главной последовательности таблица

§ 23. М ассы и размеры звёзд

1. Двойные звёзды. Определение массы звёзд

С реди звёзд, которые видны на небе рядом, различают оптические двойные и физические двойные звёзды. В первом случае такие две звезды хотя и видны вблизи, но находятся в пространстве далеко друг от друга. Если же в результате наблюдений выясняется, что они образуют единую систему и обращаются вокруг общего центра масс под действием взаимного тяготения, то они называются физическими двойными звёздами .

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. В настоящее время известно уже более 70 тыс. этих объектов. Когда число звёзд в системе, связанной взаимным тяготением, оказывается более двух, то их называют кратными . В настоящее время считается, что большинство звёзд (более 70%) образуют системы большей или меньшей кратности. 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.

Редким примером двойной звезды, оба компонента которой различимы даже невооружённым глазом, являются Мицар и Алькор в созвездии Большой Медведицы. Среди ярчайших звёзд также были обнаружены двойные: Сириус, Капелла, Кастор и др. Более того, оказалось, что во многих случаях каждая из звёзд такой пары сама состоит из нескольких звёзд. Так, Мицар и Капелла имеют в своём составе четыре компонента, а Кастор — шесть. Выяснилось, что α Центавра является тройной звездой, одна из которых расположена ближе всего к нам и получила название Проксима (в переводе с греческого «ближайшая»).

У двойных звёзд, каждый компонент которых можно наблюдать в отдельности, периоды обращения вокруг общего центра масс обычно бывают от нескольких лет до нескольких сотен или даже тысяч лет. Их орбиты сравнимы по размерам с орбитами планет-гигантов. 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 2,6 ч.

Несмотря на многочисленность двойных звёзд, достаточно надёжно определены орбиты лишь примерно для сотни из них. При известном расстоянии до этих систем использование третьего закона Кеплера позволяет определить их массу. Сравнивая движение спутника звезды с движением Земли вокруг Солнца, можно написать:

= ,

где m 1 и m 2 — массы компонентов звёздной пары; M 1 и M 2 — массы Солнца и Земли; T 1 — период обращения звёзд; T 2 — период обращения Земли; A — большая полуось орбиты двойной звезды; a — большая полуось земной орбиты. Выражая период обращения в двойной системе T в годах (периодах обращения Земли), большую полуось орбиты A в а. е. (расстояниях между Солнцем и Землёй), получаем суммарную массу системы в массах Солнца:

m 1 + m 2 = A 3 : .

Чтобы определить массу каждой звезды, надо изучить движение каждой из них и вычислить их расстояния A 1 и A 2 ( A = A 1 + A 2 ) от общего центра масс. Тогда мы получим второе уравнение:

m 1 : m 2 = A 2 : A 1 .

Решая систему двух уравнений, можно вычислить массу каждой звезды.

У спектрально-двойных звёзд наблюдается смещение (или раздвоение) линий в спектре, которое происходит вследствие эффекта Доплера Напомним, что, согласно этому эффекту, при увеличении расстояния между звездой и наблюдателем длина волны принимаемого излучения увеличивается, поэтому спектральные линии смещаются к красному концу спектра. При уменьшении расстояния длина волны уменьшается, а линии смещаются к фиолетовому концу спектра. . 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 ). Пусть компоненты A и B занимают положения A 2 или B 2 , когда один движется по направлению к наблюдателю, а другой — от него. Спектральные линии приближающейся звезды сместятся к фиолетовому концу спектра, а удаляющейся — к красному. Линии в спектре будут раздвоены. В положениях A 1 и B 1 оба компонента движутся перпендикулярно лучу зрения, и раздвоения линий не наблюдается. Если одна из звёзд настолько слаба, что её линии не видны, то будет наблюдаться периодическое смещение линий более яркой звезды (рис. 5.16, б ).

Рис. 5.16. Раздвоение линий в спектре двойной звезды

Для наблюдателя, который находится в плоскости орбиты спектрально-двойной звезды, её компоненты будут поочерёдно загораживать, «затмевать» друг друга. Такие звёзды называют затменно-двойными или алголями — по названию наиболее известной звезды этого типа β Персея. Её арабское название «эль гуль» (дьявол) постепенно превратилось в Алголь. Возможно, что ещё древние арабы заметили странное поведение этой звезды: 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).

Рис. 5.17. Схема затмений и кривая блеска Алголя

В настоящее время известно более 5 тыс. затменно-двойных звёзд. Их изучение позволяет определить не только характеристики орбиты, но также получить некоторые сведения о самих звёздах. Продолжительность затмения даёт возможность судить о размерах звезды. Рекордсменом здесь является ε Возничего, в системе которой при периоде 27 лет затмение продолжается 2 года. Когда во время затмения свет одной звезды проходит через атмосферу другой, можно детально исследовать строение и состав этой атмосферы. Форма кривой блеска некоторых звёзд свидетельствует о том, что их форма существенно отличается от сферической (рис. 5.18). 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 .

Читайте также:  Вид его критерии и структуры таблица

Рис. 5.18. Кривая блеска несферической двойной звезды

Определение масс звёзд на основе исследований двойных звёзд показало, что они заключены в пределах от 0,03 до 60 масс Солнца. При этом большинство из них имеют массу от 0,3 до 3 масс Солнца. Очень большие массы встречаются крайне редко.

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.

Теперь усилия учёных направлены на поиски планет, которые по своим размерам и массе похожи на Землю и находятся недалеко от звёзд, что обеспечило бы на поверхности планеты условия, необходимые для существования жизни. С этой целью был запущен КА «Кеплер», на котором установлен фотометр, чувствительность которого составляет 10 –5 . Он позволяет заметить ослабление потока света от звезды, вызванное прохождением планет по её диску, всего лишь на одну стотысячную его долю. «Кеплер» исследовал свыше 52 тыс. звёзд в небольшой области неба между созвездиями Лебедя и Лиры. За 2 года работы было найдено более 2300 звёзд, у которых подозревается наличие планет. В 246 случаях это могут быть планеты, которые по размерам сравнимы с Землёй. Ещё не для всех заподозренных случаев получено окончательное подтверждение наличия планет. Однако даже эти предварительные результаты позволяют надеяться, что число экзопланет в нашей Галактике окажется больше, чем считалось ранее. Об этом говорит и открытие 2016 г.: планета с массой всего в 1,3 массы Земли была открыта у ближайшей к Солнцу звезды — Проксимы Центавра.

2. Размеры звёзд. Плотность их вещества

Рис. 5.19. Пятна на диске Бетельгейзе

К сожалению, звёзды расположены так далеко от нас, что за редким исключением они даже в самые мощные телескопы видны как точки. Лишь в последние годы для некоторых самых крупных из них удалось получить изображение в виде диска, на котором обнаруживаются пятна (рис. 5.19).

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 = 4 π R 2 σ T 4 .

Отношение светимостей звезды и Солнца будет равно:

= .

Приняв, что R ☉ = 1 и L ☉ = 1, получаем выражение для вычисления радиуса звезды (в радиусах Солнца):

R = .

Результаты этих вычислений достаточно хорошо согласуются с данными непосредственных измерений с помощью интерферометра размеров наиболее крупных звёзд, расстояния до которых невелики.

Рис. 5.20. Солнце в сравнении с гигантами и сверхгигантами

Рис. 5.21. Размеры звёзд-карликов

Звёзды 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/м 3 , что в 1000 раз меньше плотности воздуха при нормальных условиях. Другой крайностью является плотность белых карликов — около 10 9 кг/м 3 .

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).

Звёзды 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).

Рис. 5.22. Внутреннее строение звёзд различных классов

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 «экзотической» 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. Именно это излучение было обнаружено приборами, установленными на борту искусственных спутников. Коричневые карлики обладают слишком малой массой, что не обеспечивает температуры, необходимой для протекания термоядерной реакции превращения водорода в гелий. 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. Про них можно сказать, что они ещё не звёзды, но уже 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 .

П РимеР РешениЯ задаЧи

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

=

Так как A 1 : A 2 = m 2 : m 1 , то = и m 1 = 4 m 2 .

По третьему закону Кеплера

m 1 + m 2 = A 3 : T 2 или 4 m 2 + m 2 = A 3 : T 2 ,

т. е. 5 m 2 = A 3 : T 2 .

A = ,

A = = 40 а. е.;

m 2 = = 1,28; m 1 = 4 • 1,28 = 5,12.

Ответ : m 1 = 5,12 массы Солнца, m 2 = 1,28 массы Солнца.

2. Во сколько раз Арктур больше Солнца, если светимость Арктура равна 100, а температура 4500 К?

= = 10 • = 18.

— ?

Ответ : радиус Арктура больше радиуса Солнца в 18 раз.

В опросы 1. Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звёзд? 2. Во сколько раз отличаются размеры и плотности звёзд-сверхгигантов и карликов? 3. Каковы размеры самых маленьких звёзд?

У пражнение 19 1. Определите сумму масс двойной звезды Капелла, если большая полуось её орбиты равна 0,85 а. е., а период обращения 0,285 года. 2. Во сколько раз светимость Ригеля больше светимости Солнца, если его параллакс равен 0,003 ʺ , а видимая звёздная величина 0,34? 3. Какова средняя плотность красного сверхгиганта, если его диаметр в 300 раз больше солнечного, а масса в 30 раз больше массы Солнца?

Источник

Adblock
detector