Классы
Предметы

Солнце и звёзды

Этот видеоурок доступен по абонементу
Подробнее об абонементе, платных и бесплатных уроках

У вас уже есть абонемент? Войти

Оплатить абонементот 150 руб. в месяц
У вас уже есть абонемент? Войти
Солнце и звёзды

На уроке мы изучим строение внутренних и внешних слоев Солнца, узнаем, как внутри Солнца выделяется и передается энергия, и обсудим вопрос его происхождения и перспектив. Солнце – это одна из множества звезд во Вселенной. Мы изучим, какие бывают звезды, чем они отличаются между собой, как они образуются и преобразуются со временем.

Солнце – ближайшая к нам звезда. Внутреннее строение

Что мы увидим на небе, в большей степени зависит от Солнца – для Земли это основной источник освещения. Ночью, когда Солнца не видно, становятся видны другие источники света – звезды (поэтому иногда метафорически говорят: «Из-за Солнца не видно звезд»). Речь идет именно об источниках в том смысле, что они излучают, а не отражают свет, поэтому Луна и планеты не в счет.

Естественно, мы разделяем Солнце и звезды. Но оказывается, они имеют похожую природу. Солнце – это такая же звезда, как остальные, только для нас она выделяется тем, что находится ближе других звезд. Так что объединяющее выражение «Солнце и другие звезды» тоже будет правильным. И это замечательно, что у нас сравнительно близко есть «образец», на примере которого мы можем разобраться со свойствами звезд, которые от нас очень далеко.

Среди видимых звезд Солнце не обладает уникальными характеристиками. По размеру, расстоянию от центра галактики, по массе, составу, возрасту и т. п. это скорее средняя звезда.

Если вам понадобится какая-то из основных характеристик Солнца, вы всегда можете найти ее в справочниках. Некоторые характеристики вы видите в таблице 1. Размеры и масса для наглядности приведены в сравнении с Землей, с остальными числами можно разобраться, и мы о них будем говорить дальше. Обратите внимание: период обращения указан с пометкой «на экваторе». Солнце – газовый шар, и в этом случае на экваторе и ближе к полюсам возможна разница в скоростях вращения.

Табл. 1. Основные характеристики Солнца

Каково внутреннее строение Солнца?

Есть слой толщиной 200–300 км, который мы можем видеть. Видимую поверхность Солнца назвали фотосферой (рис. 1). Ниже плотность газа настолько велика, что он непрозрачен. Свойства солнечной атмосферы выше фотосферы можно изучать различными методами, но о том, что происходит ниже, ученые узнают только по результатам математического моделирования.

Рис. 1. Строение Солнца

В фотосфере Солнца плотность приблизительна такая, как в атмосфере Земли (рис. 2). Глубже давление, плотность и температура вещества возрастают, и в центре Солнца плотность в 160 раз больше плотности воды (а ведь там в основном водород и гелий!). На рис. 2 вы видите, как изменяется плотность и температура с глубиной.

Рис. 2ю Плотность и температура во внутренних слоях Солнца

В отличие от газовых гигантов Солнечной системы, Юпитера и Сатурна, которые внутри жидкие, Солнце всюду можно описать моделью газа, т. к. при температурах в миллионы кельвинов разрушаются любые молекулярные связи и все атомы свободно движутся. Газ на Солнце ионизирован, т. е. является плазмой.

Солнце является стабильной звездой, оно не сжимается и не расширяется. Это означает, что гравитационные силы, стремящиеся сжать эту звезду, уравновешиваются давлением внутри нее.

Если бы температура внутри Солнца была меньше 15 миллионов К (рис. 4), давление внутри него не смогло бы предотвратить гравитационный коллапс.

Кроме того, изучая физическую историю Земли, ученые видят, что мощность излучения Солнца практически не менялась в течение миллиардов лет. Из этого следует, что внутри Солнца имеется источник энергии. Обеспечить мощность солнечного излучения () в течение миллиардов лет может только термоядерный синтез, который, как и у других звезд, происходит в ядре (центральной области) светила (рис. 3). Тепло (то есть энергия), как мы знаем из термодинамики, передается от горячего центра к менее нагретой поверхности (фотосфере).

Вблизи ядра передача энергии происходит фотонами через зону лучистого переноса (рис. 3). Далее к поверхности энергия передается конвекцией, огромные (в сотни километров) «пузыри» горячего газа поднимаются к поверхности, где охлаждаются и вновь погружаются вниз.

Почему есть разные зоны с разными механизмами переноса – об этом подробнее в ответвлении.


 

Перенос энергии к поверхности Солнца

Зону, где происходят ядерные реакции, выделили как ядро, и выше его границы начинается зона лучистого переноса. Почему здесь преобладает этот механизм передачи энергии?

Распространение излучения, которое происходит в прозрачных средах, здесь невозможно, потому что при такой плотности и при таком сжатии газа он не пропускает свет. Конвекция в этой зоне тоже невозможна, так как водород здесь сжат настолько плотно, что атомы не могут меняться местами, вещество не может перемешиваться (а это необходимое условие для конвекции). К тому же для конвекции нужна разность температур, которая в зоне лучистого переноса недостаточна: сжатый ионизированный водород обладает высокой теплопроводностью. Поэтому испускаемым квантам энергии некуда больше деться, кроме как поглотиться соседними атомами. Возбужденное состояние атома нестабильно, поэтому он переизлучает энергию – так она распространяется. Медленно, но более быстрые механизмы здесь невозможны.

Что же меняется ближе к поверхности Солнца? На некоторой глубине давление и плотность вещества становятся достаточными, чтобы вещество могло смешиваться, атомы уже не так сильно прижаты друг к другу. Это и считается границей зоны лучистого переноса. Хотя переизлучение энергии от атома к атому никуда не исчезает, энергия намного быстрее передается посредством конвекции, здесь она становится основным механизмом, поэтому эту зону и назвали зоной конвекции. Для прямого излучения вещество по-прежнему непрозрачно.

Ту область, еще ближе к поверхности, где становится возможно распространение излучения, где фотоны как бы «вырываются на свободу» из непрозрачного вещества, назвали фотосферой.


Казалось бы, в зоне лучистого переноса энергия движется быстрее (со скоростью света), чем в конвективной зоне. Но это не так, в зоне лучистого переноса, где очень велика плотность, в частности оптическая, фотон может пройти лишь расстояние порядка сантиметра, он затем поглощается атомом и излучается, возможно, в другом направлении и с другой частотой. И опять, пройдя сантиметр, поглощается и излучается и так далее, т. е. фотон движется как человек в толпе. Фотоны мы привыкли ассоциировать с видимым излучением, поэтому правильнее говорить, что движется квант энергии: в ядре образуются высокоэнергичные γ-кванты, а фотосферы достигают фотоны, с меньшей энергией. Путь от ядра до фотосферы энергия проходит, по разным оценкам, от сотен тысяч до десятков миллионов лет! Свет, который поступает к нам сейчас, мог зародиться в центре Солнца до возникновения человека как вида.

Конвективная зона толщиной около 200 000 км доступна для наблюдения со стороны фотосферы, мы видим поверхность непрозрачного вещества, вот как она выглядит в телескопе (рис. 5).

Рис. 5 – Видимая поверхность Солнца

Фотосфера при большом увеличении выглядит гранулированной, на рис. 5 вы можете оценить размеры этих гранул.

Светлые гранулы – это и есть верхушки восходящих потоков, горячие газовые «пузыри», поднимающиеся из глубины Солнца. Темные участки – это «охладившийся» газ, погружающийся внутрь. Процесс появления и исчезновения гранулы длится 5–10 минут.

С тем, как энергия распространяется, разобрались, но откуда она берется? Обсудим источник солнечной энергии.

Производство энергии на Солнце происходит за счет превращения водорода в гелий в процессе, который называется ядерным синтезом – слиянием двух или более ядер в одно более тяжелое ядро.

Чтобы два ядра водорода (два протона) могли слиться, они должны сблизиться на расстояния порядка их размера (10-15 м), но уже на расстоянии, в 10 раз большем (10-14 м), сила электростатического отталкивания протонов равна 2 Н – для протонов с их мизерной массой это огромная сила. Поэтому сблизиться настолько, чтобы попасть в область действия сильного взаимодействия (это оно удерживает протоны и нейтроны в ядрах), могут только протоны, имеющие огромную скорость. Это то условие, которое трудно обеспечить в промышленных масштабах, чтобы осуществить контролируемую реакцию. В центре же большинства звезд температура 10–20 млн K, при такой температуре средняя скорость частиц составляет сотни километров в секунду и самые энергичные из них могут преодолеть электростатическое отталкивание.

Если масса полученного в реакции синтеза тяжелого ядра меньше суммы масс сливающихся ядер на величину , то в результате реакции синтеза выделится энергия . Реакцию превращения водорода в гелий в общем виде можно записать так: . С реакцией, расписанной поэтапно, вы можете ознакомиться в ответвлении.


 

Этапы синтеза гелия

Из четырех ядер водорода (то есть протонов) образуется ядро гелия, которое состоит из двух протонов и двух нейтронов. То есть должны связаться четыре частицы, при этом два протона должны преобразоваться в нейтроны. Понятно, что, скорее всего, это должно происходить поэтапно.

Так и есть, на рис. 6 приведена схема, на которой эти этапы видны.

Рис. 6. Этапы синтеза гелия

Сначала происходит слияние двух протонов, которые образуют ядро дейтерия (изотопа водорода), этот процесс обозначен буквой А на рис. 6. При этом испускается позитрон, который быстро аннигилирует с электроном с выделением энергии (рис. 6, B). На следующем этапе (рис. 6, C) образовавшееся ядро поглощает еще один протон, образуя ядро гелия-3. А при столкновении двух таких ядер (рис. 6, D) образуется стабильное ядро гелия-4 с выделением двух протонов, готовых участвовать в следующих реакциях:


Звезды типа Солнца каждую секунду теряют миллионы тонн своей массы. Энергия, соответствующая этой массе, уносится квантами излучения и нейтрино. При этом сотни миллионов тонн водорода ежесекундно превращаются в гелий. Солнце каждую секунду теряет 4 млн тонн своей массы, что эквивалентно взрыву миллиарда 100-мегатонных водородных бомб в секунду!

Скорость превращения водорода в гелий определяют по количеству испускаемых Солнцем нейтрино. Подсчет числа солнечных нейтрино очень труден, так как они не имеют заряда, их масса ничтожна (еще даже не измерена), а проникающая способность не имеет себе равных. Нейтрино проходят, почти не поглощаясь, 700 000 км внутри Солнца, насквозь всю Землю; не принося нам никакого вреда, круглые сутки пролетают сквозь наши тела (и ночью тоже, ведь Землей мы от них не «заслоняемся»). Аналогично они проходят через любые детекторы частиц. Только мизерная часть достигших Земли нейтрино фиксируется детекторами в специальных измерительных устройствах, которые размещают глубоко под водой или в глубоких шахтах. На такие большие глубины не могут проникать другие частицы, поэтому все, что там фиксируется, – это нейтрино.

В звездах, имеющих в центре более высокую температуру, чем Солнце, могут идти и другие реакции синтеза, например слияние ядер гелия в ядра углерода. В самых горячих звездах может происходить даже синтез ядер железа, а более тяжелые элементы образуются только при взрывах массивных звезд.

Внешние слои Солнца

Естественно, у газового шара не может быть строгой границы и четкой поверхности. Над фотосферой, которую мы уже обсудили, располагается область, которую назвали внешней атмосферой (рис. 7) по аналогии с газовой оболочкой планет.

Газ над фотосферой прозрачен для света. В солнечной атмосфере выделяют два слоя: нижний, толщиной в несколько тысяч км, – хромосфера; верхний, простирающийся на десятки радиусов Солнца, – корона. Эти слои видны при полном солнечном затмении. Хромосфера (chromo – греч. «цвет») видна как кольцо красного цвета вокруг Солнца. Цвет в основном определяется яркой красной линией водорода (656 нм) в спектре излучения. По этому спектру было определено, что температура хромосферы меняется от 2500 K на уровне фотосферы до 50 000 K на высоте 2000 км.

Рис. 7. Солнечная атмосфера

Выше 2000 км начинается корона. Спектр излучения короны отличается, в нем нет спектральных линий водорода и других элементов, встречающихся в спектрах фотосферы и хромосферы. Зато в спектре короны обнаружены линии лишенных многих электронов атомов железа, никеля и др. Чтобы так «раздеть» атомы от электронов, температура короны должна достигать 1–2 млн K. Именно такая температура в солнечной короне. Причина резкого повышения температуры атмосферы, начиная с высоты 2000 км, точно не известна, но все предлагаемые гипотезы считают, что это определяется действием магнитного поля Солнца на ионизированный газ (плазму). Плотность газа в короне очень низка, и поэтому суммарная энергия содержащихся там атомов сравнительно невелика. В основании короны  содержит всего  атомов, сравните с  в фотосфере Солнца и с  в атмосфере Земли на уровне моря.

Как и на Земле, магнитное поле Солнца возникает за счет вращения электропроводящего материала во внутренней его части. С тем отличием, что в Земле это расплавленное железо, а в Солнце – ионизированный газ. В магнитном поле заряженные частицы движутся по спирали вокруг силовых линий магнитной индукции. Почему заряженные частицы именно так движутся в магнитном поле? Ответить на этот вопрос вы сможете, вспомнив уроки физики, на которых мы изучали действие магнитного поля на движущиеся частицы с силой Лоренца.

Солнечная атмосфера производит поток заряженных частиц, в основном протонов (ядер водорода) и электронов, который называют солнечным ветром. Частицы движутся со скоростью порядка 400 км/с. Солнечный ветер возникает потому, что при высокой температуре в короне атомы газов движутся со скоростями, большими первой космической скорости для Солнца, т. е. гравитация не может их удержать. Солнечный ветер был открыт по его действию на хвосты комет. На предыдущих уроках мы рассматривали, что он отклоняет газовые кометные хвосты в направлении от Солнца. Газ солнечного ветра очень разрежен, но, поскольку поверхность Солнца огромна, солнечный ветер уносит 10 миллионов тонн вещества в год. Хотя, конечно, по сравнению с массой Солнца это совсем немного.

На Земле солнечный ветер вызывает полярные сияния (рис. 8), заряженные частицы космического излучения направляются магнитным полем в области магнитных полюсов.

Рис. 8. Образование полярных сияний

Разные слои Солнца, в частности внешние, постоянно пребывают в динамике: там распространяется энергия, происходит смешивание вещества, протекают потоки. Естественно, могут возникать неоднородности и нарушения динамического равновесия. Мы их видим как солнечные пятна, протуберанцы и вспышки.

Солнечное пятно (рис. 9) – это большая темная область фотосферы, которая сохраняется в течение нескольких дней. Наблюдения движения темных пятен доказали вращение Солнца вокруг собственной оси и различие периодов вращения на экваторе и вблизи полюсов Солнца. Температура солнечного пятна порядка 4500 K, и оно кажется темным только в сравнении с обычными участками фотосферы, где температура 6000 K. Считается, что снижение температуры в темном пятне вызывается резкой флуктуацией магнитного поля (оно становится в тысячи раз мощнее), которая локально препятствует нормальной конвекции – поднятию раскаленного газа к поверхности.

Рис. 9. Солнечное пятно

Резкое повышение напряженности магнитного поля (как в области солнечного пятна) может объясняться циклонами на Солнце (рис. 10), подобными циклонам в земной атмосфере. Солнечный циклон затягивает газ, а в него вморожено магнитное поле (что значит этот термин – подробнее в ответвлении). Таким образом, при затягивании газа в циклон в центре циклона магнитное поле увеличивается, что охлаждает газ и увеличивает силу циклона и т. д. по нарастающей.

Солнечные пятна часто возникают парами (рис. 10). В этом случае магнитные поля в них имеют разную полярность и магнитные силовые линии образуют арку: выходя из одного пятна, уходят вглубь Солнца в другом пятне.

Рис. 10. Магнитные петли в атмосфере Солнца


 

Вмороженность магнитного поля

При попадании движущейся частицы в магнитное поле частица начинает двигаться по винтовой траектории, как бы нанизанной на силовую линию магнитного поля (рис. 11).

Чем мощнее магнитное поле, тем теснее частица связывается с магнитной силовой линией и практически движется вдоль нее (так как бóльшими силами создается бóльшее центростремительное ускорение).

Рис. 11. Связь заряженных частиц и магнитного поля

Связь между заряженными частицами и полем может быть настолько сильной, что движение содержащего заряды газа как бы тянет за собой магнитное поле. Оно становится связанным с потоком ионизированного газа, как с намагниченным веществом. И наоборот, движение магнитного поля увлекает заряженные частицы. Это назвали вмороженным магнитным полем.


Протуберанцами (рис. 12) назвали мощные факелы светящегося газа, выбрасываемые из нижних слоев хромосферы в корону. Они вызываются флуктуациями магнитного поля в прозрачном и менее плотном горячем газе над видимой поверхностью Солнца. Протуберанцы возникают в тех областях атмосферы, куда магнитное поле уменьшает приток тепла. Эти области становятся холоднее, и, следовательно, давление газа в них становится меньше, чем в окружении. Горячий газ как бы запечатывает в протуберанце более холодный газ. Протуберанец, захваченный в такую магнитную ловушку, может сохраняться несколько недель.

Рис. 12. Протуберанец

Если протуберанец вызван магнитным полем пары связанных солнечных пятен, то поток газа в протуберанце направлен по магнитной арке от одного пятна к другому.

Вспышки на Солнце (рис. 13) – это краткие (в минуты или часы) очень яркие выбросы горячего газа в хромосферу. Спектр излучения вспышки от радиоволн до ультрафиолета, а яркость в тысячу раз больше обычной. Процесс возникновения вспышек на Солнце пока понятен не полностью, но считается, что и он зависит от флуктуаций магнитного поля.

Снимок на рис. 13 сделан космическим телескопом в ультрафиолетовом свете.

Рис. 13. Вспышки на Солнце. Фотография в ультрафиолетовом спектре

Иногда вспышки бывают настолько интенсивными, что раскаленные газы выбрасываются в корону и далее. Если поток газов направлен в сторону Земли, то через несколько дней он достигает ее и вызывает особенно яркие полярные сияния. Такие солнечные вспышки вызывают магнитные бури на Земле, деформируя ее магнитное поле (снова эффект вмороженности), создают радиопомехи, могут испортить электронные приборы.

Эти явления наблюдаются то чаще, то реже – в этом попытались уловить закономерность.

Наблюдения показали, что среднее количество солнечных пятен меняется год от года с периодом приблизительно 11 лет, этот процесс называется солнечным циклом. С тем же периодом меняется количество вспышек, протуберанцев на Солнце, интенсивность полярных сияний на Земле. Поэтому солнечный цикл логично называть также циклом солнечной активности.

Сложно сказать, почему период именно такой, но повлиять мы на это не можем. А вот солнечная активность оказывает влияние на климат и погоду на Земле. Это влияние не является определяющим, так как другие факторы (парниковый эффект, извержения вулканов, разрушение озонового слоя и т. п.) оказывают больший эффект на климат. Тем не менее солнечный ветер, интенсивность которого напрямую связана с солнечной активностью, меняет распределение температуры в верхних слоях атмосферы Земли. Это, в свою очередь, меняет атмосферную циркуляцию и, следовательно, время и место возникновения циклонов, выпадения осадков.

Физическая природа звезд

Большинство звезд очень похожи на Солнце, поэтому для них характерно многое из того, что мы говорили о нашем светиле. Например, они состоят в основном из водорода и гелия, имеют сравнимые массы. Но есть и сильно отличающиеся от Солнца звезды. Так, небольшая доля звезд имеет массы, в 30 и более раз превышающие массу Солнца, или, наоборот, массы менее 10 % солнечной. Более того, и при сравнимых с Солнцем массах некоторые звезды отличаются от него размерами и, следовательно, плотностью. Среди них есть гиганты, радиус которых больше радиуса орбиты Земли, и карлики размером с Землю при массе, близкой к солнечной.

Рассмотрим, чем они похожи и чем друг от друга отличаются.

Чтобы сравнивать звезды, нам нужно их описывать с помощью физических величин. Некоторые мы перечислили: это массы, размеры, еще важны характеристики излучения. Важно также, на каком расстоянии от нас находится звезда.

К настоящему времени с достаточной точностью могут быть определены расстояния до миллиарда звезд. Это делается специальными спутниками, измеряющими параллаксы звезд. На уроке, посвященном небесной механике, мы говорили о звездном параллаксе.

Параллакс звезды (рис. 14) – это половина углового смещения звезды за полгода или угол, под которым со звезды можно было бы увидеть радиус орбиты Земли. В астрономии есть единица длины парсек – это расстояние, с которого радиус орбиты Земли виден под углом 1 угловая секунда, т. е. равен . . Ближайшая к Земле после Солнца звезда (Проксима Центавра) находится на расстоянии 1,3 парсека.

Рис. 14. Звездный параллакс

Вы уже знаете из предыдущих уроков, что такое звездные величины, светимости звезд, их спектральные классы. По спектру излучения звезды можно определить ее температуру. Как это сделать – подробнее в ответвлении.


 

Определение термодинамических параметров звезды по оптическим

Температуры звезд определяют по их цвету, используя закон Вина. Температура объекта, максимум излучения которого приходится на длину волны λmax, равна . Коэффициент подобран так, что если λmax выразить в нм, то температура будет в кельвинах.

Для примера рассмотрим две звезды созвездия Орион: Бетельгейзе (α Ориона) и Ригель (β Ориона). Эти звезды отличаются цветом: Бетельгейзе имеет красноватый цвет, а Ригель – голубоватый.

На рис. 15 вы видите графики относительной яркости поверхностей (фотосфер) этих звезд и видимый диапазон спектра излучения абсолютно черного тела при температурах, определенных по закону Вина.

Рис. 15. Спектры светимости двух звезд (Ригеля и Бетельгейзе) и расчет их температур по закону Вина

Зная температуру (T) и светимость (L) звезды, можно оценить ее радиус, используя закон Стефана – Больцмана:

т. е. полная мощность излучения звезды L равна произведению мощности излучения с единицы площади  (где σ – постоянная Стефана – Больцмана) на площадь поверхности .


С помощью телескопа с высокой разрешающей способностью размеры очень больших звезд можно определить непосредственно. Чтобы определить угловые размеры меньших звезд, используют пару телескопов, отстающих друг от друга на большое расстояние. Компьютерная обработка полученных одновременно с двух телескопов снимков позволяет реконструировать изображение звезды.

Все звезды разбили на спектральные классы O, B, A, F, G, K, M, различающиеся температурой и цветом, классификацию вы видите в табл. 2.

Табл. 2. Спектральные классы звезд

Связь между светимостью и спектральном классом звезды отмечают на диаграмме Герцшпрунга – Рассела (или H-R), названной по именам астрономов, которые первые построили такие диаграммы (рис. 16).

Рис. 16. Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

Большая часть (90 %) звезд располагается на диаграмме в области главной последовательности (диагональная прямая), выше располагаются звезды с высокой светимостью – гиганты и сверхгиганты, а ниже звезды низкой светимости – карлики. На приведенной H-R диаграмме видно (рис. 16), что рассмотренные нами в ответвлении звезды созвездия Орион являются сверхгигантами: Бетельгейзе – красным сверхгигантом, а Ригель – голубым.

Рассмотрим, чем отличается внутреннее строение звезд разных групп в классификации.

 

Звезды главной последовательности

У всех звезд главной последовательности источником энергии являются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода. Эффективность этих реакций зависит от температуры. При этом чем больше масса звезды, тем выше температура в ее ядре и тем выше темп выделения энергии. Поэтому главная последовательность является и последовательностью масс звезд, т. е. звезды с массой, большей массы Солнца, расположены в главной последовательности выше, а менее массивные звезды – ниже.

Строение звезд с массами, сравнимыми с массой Солнца, такое же, как у Солнца. У более массивных звезд скорость выделения энергии в термоядерных реакциях так велика, что лучистый перенос не успевает уносить энергию к поверхности и происходит конвективный перенос. У значительно меньших по массе звезд главной последовательности зоны конвективного переноса нет, а у гигантов, напротив, отсутствует зона лучистого переноса и конвективная зона начинается практически в центре звезды.

 

Красные гиганты и сверхгиганты

Красные гиганты – это звезды с радиусами, в десятки раз большими солнечного, и со светимостью, большей светимости Солнца в десятки и сотни раз. Они светят красным светом, т. е. обычно имеют температуру поверхности менее 5000 K. Светимость сверхгигантов в  раз больше светимости Солнца, а размеры больше в сотни раз. Пример сверхгиганта – звезда Бетельгейзе. Масса этой звезды в 15 раз больше солнечной, а радиус превышает радиус Солнца в 1000 раз, поэтому средняя плотность Бетельгейзе всего , т. е. в миллион раз меньше плотности воздуха.

Особенностью этих огромных звезд (рис. 17) является слоистое устройство центральной ее части, где идут ядерные реакции. В самом центре, несмотря на высокую температуру, ядерные реакции не идут, они протекают в окружающих центральное ядро слоях.

Рис. 17. Строение красного гиганта

В самых внешних слоях при температуре около 15 млн K из водорода образуется гелий. Глубже, где температура выше, из гелия образуется углерод, далее из углерода – кремний. В самых глубоких слоях образуется железо. Таким образом, в центральной части красных гигантов и сверхгигантов наряду с производством энергии образуются химические элементы вплоть до железа. Элементы тяжелее железа образуются по-другому, их образование требует затрат энергии.

 

Белые карлики

По свои размерам (в тысячи и десятки тысяч км) белые карлики сравнимы с Землей, но их массы ближе к массе Солнца. Поэтому их средняя плотность – сотни . При такой плотности нарушена атомная структура вещества: электроны не связаны с ядрами.

Примером белого карлика является Сириус B (звезда, образующая двойную звезду с Сириусом). Температура поверхности Сириуса B – 25 000 K, диаметр немного больше земного, масса равна солнечной, а плотность больше 100 кг/см3. Попробуйте представить, сколько весит чайная ложка такого вещества.

В белых карликах термоядерные реакции не протекают, они светят за счет запасов тепловой энергии. Через миллиарды лет эти запасы иссякнут, белые карлики остынут и перестанут светиться.

Двойные звезды, нейтронные звезды, черные дыры. Новые и сверхновые звезды

Рассмотрим еще некоторые объекты, которые не подходят под классификацию звезд по диаграмме Герцшпрунга – Рассела (рис. 16), но которые обнаружены и до некоторой степени изучены.

Следующую группу звезд выделили не по их строению и характеристикам излучения, а по механике движения и взаимодействия.

Большой интерес у астрономов вызывают двойные звезды, т. е. системы, состоящие из двух звезд, вращающихся вокруг общего центра тяжести. Наблюдения за такими системами позволяют определить эллиптические орбиты, по которым они вращаются, а по параметрам орбит найти массы обеих звезд. На сегодняшний день это единственный прямой, то есть соответствующий законам механики, метод определения масс звезд.

Существуют системы, состоящие из большего числа звезд. Так, тройными являются Полярная звезда и ближайшая к Земле Проксима Центавра.

 

Нейтронные звезды

В 1967 году с помощью радиотелескопов были обнаружены странные объекты (их назвали пульсары), которые испускали строго периодические импульсы радиоволн. Периоды этих импульсов заключены в пределах от нескольких секунд до 1 мс. Вскоре было доказано, что периодическое радиоизлучение пульсаров создают нейтронные звезды с сильным магнитным полем. Период импульсов равен периоду собственного вращения нейтронной звезды. Так быстро может вращаться только небольшой объект, и действительно, размеры нейтронных звезд около 10 км. Массы нейтронных звезд сравнимы с массой Солнца, следовательно, их плотности колоссальны. Нейтронными такие звезды называют потому, что они состоят из плотно упакованных нейтронов.

 

Черные дыры

Преодолеть притяжение небесного тела массой М и радиусом R может только объект, обладающий скоростью не меньше второй космической . Оказывается, существуют объекты с такими массами и радиусами, что даже скорость света меньше их второй космической скорости.

Получается, если тело массой M имеет радиус , где c – скорость света, то ни один сигнал не покинет это тело и мы его не сможем увидеть. Такие тела назвали черными дырами, а указанный радиус – гравитационным радиусом.

В настоящее время обнаружены черные дыры в составе двойных звездных систем. В такой системе по размеру орбиты и периоду вращения мы можем определить массу, даже не видя объект.

Так в созвездии Лебедя наблюдается двойная система: одна звезда – обычная излучающая видимый свет звезда, а другая невидимая звезда, излучающая рентгеновский свет, является черной дырой с массой десяти Солнц и размером 30 км. Рентгеновское излучение испускает не сама черная дыра (!), а нагретый до миллионов K газовый диск, вращающийся вокруг черной дыры. Этот диск состоит из вещества светящейся звезды, которое черная дыра своим притяжением вытягивает из нее.

Мы до этого говорили о характеристиках звезд как бы в статике. Многие звезды можно так рассматривать. Например, то, что мы сказали о строении Солнца, о его размерах, характеристиках излучения, актуально на протяжении тысяч и миллионов лет. Но есть звезды, параметры которых изменяются сравнительно быстро, и как раз это изменение интересно.

Такие объекты называют новыми и сверхновыми звездами. Давайте разбираться в определениях.

Новые звезды на самом деле не новые, а такие, которые за несколько дней увеличивают свою светимость в несколько тысяч раз. Вспышки на небе новых звезд – редкое событие (раз в несколько лет). Например, в августе 1975 г. в созвездии Лебедя вспыхнула очень яркая новая, несколько дней она была в числе ярчайших в созвездии, а затем ее светимость постепенно уменьшилась во много тысяч раз.

Изучение новых звезд до и после вспышки установило, что они являются двойными звездами, одна из которых большая с малой плотностью (гигант), а другая – маленькая с большой плотностью (белый карлик). Причина вспышки – перетекание вещества звезды-гиганта на белый карлик (рис. 18). По мере накопления вещества в оболочке белого карлика происходит нагревание звезды до такой температуры, при которой происходит термоядерный взрыв. Этот взрыв наблюдается как вспышка новой. При взрыве часть вещества (оболочка белого карлика) навсегда покидает звезду. Через много лет весь процесс может повториться с новой порцией вещества гиганта.

Рис. 18. Перетекание вещества в системе из двух звезд

Очень редко (раз в несколько сотен лет) в нашей Галактике наблюдаются взрывы звезд значительно большей мощности, чем вспышки новых звезд. При таких взрывах появляется необычайно яркая звезда там, где никаких звезд ранее не наблюдали, и высокая яркость сохраняется в течения ряда ночей, иногда эту звезду можно видеть и днем. Такие явления назвали вспышками сверхновых звезд (или просто сверхновых).

За последнюю тысячу лет известно пять вспышек сверхновых (последняя была в 1667 г.). Сверхновую, вспыхнувшую в 1572 году в созвездии Кассиопеи, наблюдал Тихо Браге. Эта сверхновая была яркой, как Венера, и светила 16 месяцев. Сверхновую в 1604 г. наблюдали Галилей и Кеплер.

С помощью телескопов за год обнаруживается несколько десятков вспышек сверхновых, но не в нашей галактике. При этом даже в огромных галактиках, содержащих сотни миллиардов звезд, сверхновые вспыхивают лишь раз в несколько десятилетий. При взрыве сверхновой в течение нескольких недель может выделиться такая энергия, какую Солнце излучает за миллиарды лет! Одна сверхновая звезда в максимуме своей светимости излучает больше света, чем вся остальная галактика.

Существует два основных типа сверхновых звезд, образующихся по-разному. В одном случае это термоядерный взрыв белого карлика, но более мощный, чем при вспышке новой. Во втором случае взрыв происходит в результате затухания звезды-гиганта. При истощении запасов ядерного топлива и снижении температуры внутри звезды давления в центре оказывается недостаточно для того, чтобы удержать массу вышележащих слоев. Звезда резко сжимается (коллапсирует), а затем взрывается. После взрыва может остаться компактный объект (нейтронная звезда или черная дыра).

Сброшенное при взрыве вещество сверхновой образует быстро расширяющуюся газовую оболочку. Это газовое облако, являющееся следом взрыва сверхновой, обычно наблюдается как туманность (рис. 19).

Рис. 19. Туманность

Например, Крабовидная туманность, находящаяся в созвездии Тельца, образовалась в результате взрыва сверхновой, который наблюдался в 1054 г. и о котором сохранились записи в китайских и японских летописях. Эту звезду можно было видеть даже днем, за несколько недель ее свечение ослабело, и она исчезла. Сейчас на месте этой сверхновой наблюдается только газовое облако, в центре которого слабенькая звездочка – нейтронная звезда (пульсар).

Эволюция звезд

За все время существования цивилизации на небе не исчезло и не появилось ни одной видимой звезды, если не считать кратковременных вспышек новых и сверхновых звезд. Но это не означает, что звезды неизменны. В них происходят необратимые процессы, такие как выгорание термоядерного топлива. Меняется температура, светимость, химический состав звезда, она постепенно «стареет» (рис. 20). Процесс этот медленный, старение может длиться миллиарды лет. Поэтому мы не в состоянии проследить старение конкретной звезды. Но поскольку звезды имеют разные возрасты, массы, светимости, т.е. находятся на разных стадиях своего существования, астрономы по наблюдениям берутся рассчитывать и предсказывать эволюцию звезд. Разумеется, говоря об эволюции звезд, мы имеем в виду нечто отличное от биологической эволюции, в которой возникают новые виды. В астрономии под эволюцией звезды понимают ее жизненный цикл, в течение которого звезда последовательно переходит от одной стадии к другой, качественно отличной от предыдущей.

Рис. 20. Жизненный цикл Солнца

В настоящее время относительно эволюции звезд известны следующие факты.

  1. Процесс старения звезды происходит неравномерно. 90 % своей жизни звезды остаются практически неизменными, находясь на главной последовательности. Все это время в недрах звезд энергия выделяется за счет превращения водорода в гелий.
  2. Чем больше масса звезды, тем быстрее происходит ее эволюция и тем короче время ее существования на главной последовательности, которое зависит от запаса энергии и скорости ее расходования. Для звезд, похожих на Солнце, начальное содержание водорода пропорционально массе звезды M, а скорость его расхода пропорциональна светимости L, тогда время существования звезды . Для большинства этих звезд светимость пропорциональна M4, а время существования . Из-за этого звезды размером с Солнце живут 10–13 млрд лет, а самые массивные – всего несколько миллионов лет.
  3. Когда запасы энергии в центре звезды подходят к концу, ее размеры и светимость начинают расти, а температура атмосферы уменьшается. Звезда начинает превращаться в огромную красноватую звезду высокой светимости и очень низкой плотности (красный гигант или сверхгигант). В недрах такой звезды образуется небольшое по размеру плотное гелиевое ядро. Когда температура в нем повышается до ста миллионов кельвинов, начинается реакция слияния ядер гелия и образования углерода. Этот процесс сопровождается выделением большого количества энергии. При этом в слое газа вокруг гелиевого ядра температура несколько ниже, но достаточна для того, чтобы там продолжалась реакция превращения водорода в гелий. По мере выгорания гелия, в ядре начинаются реакции синтеза углерода и т. д.

В звездах малой массы (менее 0,08 массы Солнца) вообще термоядерные реакции не возникают. Они медленно остывают и становятся похожими скорее на планеты-гиганты Солнечной системы, а не на звезды. Их называют коричневыми карликами. Обнаружить их очень трудно из-за слабой светимости. 

Более массивные звезды (но меньшие Солнца) после исчерпания главного ядерного топлива проходят стадию красного гиганта и сбрасывают часть своей массы. Оболочка звезды постепенно рассеивается в пространстве, а ядро продолжает существовать. Его дальнейшая судьба зависит от массы.

Звезды примерно такой же массы, как Солнце, после стадии красного гиганта и сброса небольшой части вещества сжимаются до размеров планет. Они таким образом превращаются в вырожденные звезды – белые карлики, которые медленно остывают и через миллиарды лет превращаются в очень плотные и холодные шары.

Если звезда обладает начальной массой, в несколько раз большей массы Солнца, то она в итоге тоже превращается в белого карлика, но быстрее, чем Солнце (так как в больших звездах быстрее выгорает топливо).

В звездах наибольших масс (не менее 10 солнечных) после сброса вещества остается очень массивное ядро. После исчерпания термоядерного топлива оно сжимается под действием собственного веса и взрывается как сверхновая звезда. Остаток звезды, если он имеет массу менее трех солнечных, превращается в нейтронную звезду. Если же масса остатка была больше, то он превращается в черную дыру.

Мы рассмотрели разные варианты эволюции звезд и увидели среди них тот, который, возможно, ожидает наше Солнце (рис. 20). Это стадия красного гиганта и вырождение до белого карлика. Произойдет это, по расчетам, примерно через 8 млрд лет. Этого времени достаточно, чтобы человечество тысячи раз проделало свой эволюционный путь, который оно прошло к сегодняшнему моменту. Так что для нас эти прогнозы представляют теоретический интерес, близкий к научному любопытству.

 

Список литературы

  1. Левитан Е. П. Астрономия. 11 класс: учеб. пособие для общеобразоват. организаций : базовый уровень. – М.: Просвещение, 2018.
  2. Воронцов-Вельяминов Б.А., Страут Е.К. Астрономия 10-11, базовый уровень. – М.: Дрофа, 2019.

 

Дополнительные рекомендованные ссылки на ресурсы сети Интернет

  1. Интернет-портал GSpace
  2. Интернет-портал Astronet
  3. Интернет-портал Astronet 
  4. Интернет-портал Astronet 
  5. Интернет-портал Astronet
  6. Интернет-портал Astronet

 

Домашнее задание

  1. Каковы особенности переноса энергии в разных областях внутри Солнца?
  2. В каких звездах происходит формирование ядер тяжелых химических элементов?
  3. Перечислите этапы эволюции звезд, подобных Солнцу.