Ядерные реакции в звездах. Время излучения звезд за счет гравитационного сжатия не превышает 5·10 9 лет для всех звезд в наблюдаемом интервале масс. Процесс гравитационного сжатия звезды с повышением температуры будет продолжаться до тех пор пока температура в центре звезды не поднимется до 10 7 K. Гравитационное сжатие будет остановлено начавшейся ядерной реакцией горения водорода. Масса ядра водорода составляет 1.0073 атомных единиц массы (а.е.м.), масса ядра гелия 4.0015 а.е.м. При образовании одного ядра гелия путем слияния четырех ядер водорода дефект массы составляет ΔM = 0.0277 а.е.м., что соответствует высвободившейся энергии
ΔE = c 2 ΔM = 4.1·10 -5 эрг.
Если считать, что Солнце состоит только из водорода и в результате ядерной реакции 4p → 4 He (рис.14) происходит полное сгорание водорода и превращение его в гелий, полная выделившаяся при этом энергия составляет E ядерн = 1.3·10 52 эрг. Учитывая светимость Солнца (L = 4·10 33 эрг/с), получим, что при современном темпе сгорания водорода за счет ядерного источника Солнце способно излучать 100 млрд лет
(T ядерн) = 1.3·10 52 эрг/ 4·10 33 эрг/c ≈ 3·10 18 с = 10 11 лет.
На самом деле горение водорода с образованием гелия
происходит в ограниченной центральной области Солнца. В результате потери
энергии на излучение ежесекундно масса Солнца уменьшается на 4.3 млн тонн.
При сгорании водорода температура ядра звезды остается
относительно постоянной и составляет примерно 10 7 K. Звезда находится
в состоянии квазистатического равновесия, при котором энергия, высвобождаемая в
термоядерных реакциях, компенсирует потери энергии на излучение с поверхности
звезды. Звезда будет устойчива, когда уравновешиваются противодействующие
эффекты гравитации и стремления горячих газов к расширению.
Рассмотрим, что будет происходить со звездой, если
температура внутри неё внезапно начнет увеличиваться или уменьшаться. Если
температура в центре звезды начнет увеличиваться, то там будет вырабатываться
больше энергии, чем излучается с поверхности. При этом давление внутри звезды
повышается и она начнет расширяться. Увеличение размеров звезды приведет к тому,
что скорость протекания термоядерных реакций уменьшится и температура в центре
звезды начнет падать. И, наоборот, если поверхность звезды охлаждается быстрее,
чем вырабатывается энергия в звезде, то звезда начнет сжиматься и скорость
протекания ядерных реакций увеличивается. Процесс стабилизации температуры
звезды на этой стадии её эволюции происходит таким образом, что вырабатываемая в
результате термоядерных реакций энергия, излучается без каких-либо резких
изменений.
В стадии квазистатического равновесия в каждой точке звезды
вес внешних слоев уравновешивается газовым и световым давлением. Таким образом,
начавшаяся термоядерная реакция сразу же прекращает дальнейшее сжатие звезды и
она обретает стабильные размеры и светимость, которые для звезды с массой Солнца
практически не меняются в течение нескольких млрд лет. Время достижения главной
последовательности и время жизни на главной последовательности для звезд
различной массы приведены в табл. 7.
Таблица 7
Время достижения главной последовательности и время жизни на главной последовательности звезд различной массы
Время достижения главной |
Время жизни на главной |
|
| 15 | ||
| 9 | ||
| 5 | ||
| 3 | ||
| 2.25 | ||
| 1.5 | ||
| 1.25 | ||
| 1.0 | ||
| 0.5 |
Передача энергии из глубины звезды, где вещество
существует в виде горячей плазмы, во внешние слои происходит благодаря двум
основным механизмам:
1. В результате конвективного движения более горячее вещество
из центральной части звезды, расширяясь, перемещается во внешние менее плотные
слои.
2. Фотоны, испускаемые атомами, находящимися в возбужденном
состоянии, поглощаются другими атомами и вновь излучаются. Такой процесс
происходит многократно. При этом энергии фотонов уменьшаются за счет каскадных
переходов и существенно возрастает время их диффузии во внешние слои. Так,
например, в случае Солнца время диффузии с переизлучением квантов,
образовавшихся в центре Солнца, к периферии составляет ~ 60 млн лет.
Какой из этих двух механизмов важнее, зависит от условий
внутри звезды. В звездах малой массы в центре звезды преобладает перенос энергии
за счет излучения, а в оболочке происходит конвективный процесс. В очень
массивных звездах в сердцевине преобладает конвекция, а на периферии -
излучение. Так в случае звезд с M > 2M на стадии CNO - цикла основной механизм передачи энергии
в центре - конвекция. По мере уменьшения давления увеличивается длина свободного
пробега фотона и основную роль начинает играть механизм передачи энергии за счет
излучения.
Из-за не очень сильной температурной зависимости pp-цикла
ядро Солнца лучистое. Во внутренней области Солнца при температурах 10 6
- 10 7 K атомы водорода и гелия ионизованы. Во внешних областях, где
температура падает до 10 4
- 10 5 K, атомы уже могут находиться в нейтральном состоянии.
Происходит изменение механизма передачи энергии. Атом водорода может эффективно
поглощать фотоны, переходя в ионизованное состояние, и вновь излучать их,
становясь нейтральным. Поэтому увеличивается вероятность захвата фотонов и
возрастает роль конвективного механизма передачи энергии. Конвекция вещества
внутри звезды играет существенную роль в протекании ядерных реакций, так как
происходит эффективное перемешивание слоев звезды, имеющих различный химический
состав.
Ядерные реакции, протекающие в звездах при сверхвысоких
температурах, имеют ряд особенностей. В обычных условиях заряженная частица,
обладающая достаточной энергией для того, чтобы произошла ядерная реакция,
двигаясь в среде, быстро теряет свою энергию на возбуждение и ионизацию атомов
среды. Потеряв энергию, заряженная частица не в состоянии преодолеть кулоновский
барьер. Поэтому даже для достаточно энергичных заряженных частиц эффективность
ядерного взаимодействия оказывается низкой из-за потерь энергии на ионизацию.
При высоких температурах звездная материя ионизована и
поэтому потери энергии на ионизацию и возбуждение атомов отсутствуют.
Следующая особенность протекания реакций в звездах
обусловлена распределением ядер по скоростям. Если звезда имеет температуру
около 10 7 K, то средняя энергия ядер E ср
= 3/2 kT ~ 1 кэВ мала по сравнению с высотой кулоновского барьера даже для самых
легких ядер (~ 10 3 кэВ). Однако, в системе, находящейся в
термодинамическом равновесии, имеются ядра, энергия которых значительно
превосходит E ср
(число их можно оценить, исходя из распределения Максвелла). Это, наряду с
эффектом квантовомеханического туннелирования для основной части ядер, имеющих
энергию ниже высоты кулоновского барьера, приводит к тому, что реакции в звездах
могут протекать при значительно более низких температурах.
Произведение максвелловского распределения n(E) на
скорость протекания ядерной реакции, пропорциональную её эффективному сечению
σ(E), имеет максимум, отвечающий ядрам, с наибольшей вероятностью вступающим в
ядерную реакцию (рис.11).
Этот максимум для многих термоядерных реакций лежит в районе
E 0 >
10 kT. Скорость протекания термоядерной реакции r aA
в звездах (число актов реакции слияния в единицу времени в единице объема) между
частицами a и A описывается выражением:
где ρ a , ρ A - плотности частиц a и A, вступающих во взаимодействие; w aA - зависящая от температуры вероятность реакции. Последняя равна произведению эффективного сечения реакции σ aA и относительной скорости v взаимодействующих частиц, усредненному по максвелловскому распределению:
.
Эта величина называется удельной скоростью термоядерной реакции (она
совпадает с r aA
при
ρ a =
ρ A = 1) и определяется из соотношения
где n(v) - распределение по относительным скоростям частиц a и A.
Эффективная энергия ядерных реакций E 0
в звездах зависит от температуры T, зарядов частиц, вступающих во
взаимодействие, и приведенной массы этих частиц следующим образом:
| (9) |
Здесь заряды выражены в единицах элементарного заряда; T в единицах 10 9 К; М - в а.е.м. (1 а.е.м. = 935.5 МэВ/c 2 ≈ 1/66· 10 -24 г). При малых энергиях столкновения и предположении, что частица и мишень окажутся в пределах действия ядерных сил, для σ aA (E) можно использовать следующее выражение
σ aA (E) = 2 ·P(E),
где - длина волны де Бройля налетающей частицы ( 2 ~ 1/E), а P(E) - фактор кулоновской проницаемости Гамова:
Сечения многих термоядерных реакций определены вплоть до
довольно низких энергий ~ (5 - 10) кэВ. На основе этих данных получены функции S(E).
Удельная скорость ядерной реакции как функция температуры T
(а также вид функции S(E)) существенно зависит от того, есть ли резонанс вблизи
энергии сталкивающихся частиц или нет. Для нерезонансной реакции:
Таким образом, для вычисления скорости ядерной реакции в
звездах необходимо, помимо плотностей сталкивающихся частиц, знать:
1) распределение температуры внутри звезды;
2) эффективные сечения реакций вплоть до достаточно низких
энергий взаимодействующих частиц, соответствующих температуре ~ 10 7
K. Эта температура отвечает кинетической энергии ~ 1 кэВ.
В звездах реакции между двумя ядрами происходят при их
сближении до расстояний ~ 10 -13
см в результате туннелирования через кулоновский барьер. Для энергий
столкновения ниже кулоновского барьера сечение ядерной реакции падает по
экспоненциальному закону. Поэтому для надежных оценок скорости ядерных реакций в
звездах необходимы измерения сечений ядерных реакций при энергии ниже
кулоновского барьера, что является достаточно сложной экспериментальной задачей.
Так, например, в настоящее время для имеющих важное значение ядерных реакций в
звездах 7 Be(p,γ), 25 Mg(p,γ),
12 C(α,γ) сечения
реакций измерены вплоть до энергий 120 кэВ, 190 кэВ и 1 МэВ, соответственно.
Предел со стороны низких энергий определяется величиной космического фона. В то
же время сечения для указанных реакций должны быть известны до энергии 19 кэВ,
39 кэВ и 300 кэВ, соответственно. Таким образом, в настоящее время единственная
возможность для оценки величины сечения - это экстраполяция к низким энергиям.
Однако, как показывает сравнение измеренных сечений с ранее полученными путем
экстраполяции, отличие экспериментальных и экстраполированных значений достигает
десятков и сотен раз. Необходимые для ядерной астрофизики результаты могут быть
получены на сильноточных ускорителях, работающих при энергиях несколько десятков
и сотен кэВ и расположенных в низкофоновых условиях (например, по аналогии с
нейтринными измерениями, глубоко под Землей).
Определенные трудности при оценке сечений реакций,
протекающих в звездах, возникают также при учете эффекта экранирования. Должны
быть учтены два основных эффекта прежде, чем использовать экспериментальные
результаты, полученные на ускорителях, применительно к звездному веществу.
Лабораторное экранирование.
В случае экспериментов на ускорителе сталкиваются не голые ядра, а ядра-мишени и
налетающие ядра, имеющие электронные оболочки, т. е. сталкивается атом с
ионизованным атомом, в то время как в звездах атомы полностью ионизованы.
Наличие электронной оболочки сильно искажает кулоновское поле, что существенно
при низких звездных энергиях сталкивающихся частиц.
Экранирование в астрофизической плазме.
В
ядерной реакции, происходящей в звездной среде, необходимо учесть эффекты
поляризации ионизованной звездной материи. Окружающие сталкивающиеся ядра
электроны и соседние ионы приводят к изменению кулоновского поля сталкивающихся
частиц. Так, расчеты показывают, что в углеродной плазме при плотностях ~10 9 г/см 3
и температурах ~ 10 9
K сечение взаимодействия может измениться на фактор 10 10 благодаря
влиянию окружающих частиц.
Чем больше заряды ядер, вступающих во взаимодействие, тем
выше должна быть температура звездного вещества для того, чтобы реакция могла
осуществляться. Таким образом, на начальной стадии звездной эволюции в ядерную
реакцию могут вступать лишь легкие ядра - водород, гелий. Затем, по мере
эволюции химического состава звезды, увеличения её внутренней температуры, в
ядерные реакции будут вовлекаться все более тяжелые ядра. Этот процесс будет
продолжаться до тех пор, пока вещество в центре звезды не превратится в
элементы, близкие к железу (A ~ 60). Это обусловлено тем, что удельная энергия
связи ядер имеет максимум в районе A ~ 60 (см. рис. 3). Получение более тяжелых
ядер за счет реакций синтеза происходит с поглощением энергии, а значит и
снижения внутренней температуры звезды.
Зная массу, радиус и светимость звезды, можно оценить
зависимость давления, плотности и температуры от радиуса звезды. Важную роль в
таких расчетах играет химический состав звездного вещества. Обусловлено это
следующими причинами.
1. Химический состав в значительной степени определяет
прозрачность вещества и, следовательно, скорость, с которой выделяемая в центре
звезды энергия будет достигать поверхности.
2. Количество энергии, вырабатываемое в центре звезды, и
температура, при которой будут происходить ядерные реакции, зависит от состава
ядер, вступающих во взаимодействие.
Если у звезды нет недостатка в ядерном горючем, то чем более
тяжелые ядра сгорают в ядерных реакциях, тем большее количество энергии будет
выделяться в единицу времени и тем больше будет её светимость. Железная звезда
должна светить примерно в 100 раз более ярко, чем водородная. В звезде, имеющей
массу и радиус Солнца и состоящей из чистого водорода, температура в центральной
части должна составлять около 10 7 K. Чисто гелиевый состав приводит к
температуре порядка 10 8 K. Температура в центре звезды, состоящей из
железа, достигает примерно 10 9 K.
Чтобы построить модель данной звезды, обычно задаются
относительным содержанием водорода, гелия и других химических элементов,
полученным из анализа звездной атмосферы. Используя законы тяготения, газовые
законы и законы излучения, с учетом различных ядерных реакций, рассчитывают
зависимость давления, температуры и плотности от расстояния до центра звезды. На
рис.12 в качестве примера показано распределение температуры и плотности для
Солнца. В большей части объема Солнца плотность вещества меньше 1 г/см 3 ,
а температура выше миллиона градусов по Кельвину.
Особенности зависимости распространенности элементов от
массового числа A наиболее просто объяснить, предположив, что источником
большинства ядер является определенная последовательность ядерных реакций,
протекающих в недрах звезд.
Эти реакции обычно классифицируют следующим образом.
Диаграмма «спектр - светимость»
Как и Солнце, звезды освещают Землю, но из-за огромного расстояния до них освещенность, которую они создают на Земле, на много порядков меньше солнечной. По этой причине и возникают технические проблемы при измерениях освещенности от звезд. Астрономы строят гигантские телескопы, чтобы уловить слабые излучения звезд. Чем больше диаметр объектива телескопа, тем более слабые звезды можно с его помощью исследовать. Измерения показали, что, например, Полярная звезда создает освещенность на поверхности Земли Е = 3,8 10 -9 Вт/м 2 , что в 370 млрд раз меньше освещенности, создаваемой Солнцем. Расстояние до Полярной звезды составляет 200 пк, или около 650 св. лет (r = б 10 18 м). Поэтому светимость Полярной звезды L п = 4πr 2 Е = 4 3,14 х (6 10 18 м) 2 3,8 10 -9 Вт/м 2 = 9,1 10 29 Вт = 4600 L Как видим, несмотря на малую видимую яркость этой звезды, ее светимость в 4600 раз превышает солнечную.
Измерения показали, что среди звезд встречаются звезды в сотни тысяч раз более мощные, чем Солнце, и звезды со светимостями в десятки тысяч раз меньшими, чем у Солнца.
Измерения температур поверхности звезд показали, что температура поверхности звезды определяет ее видимый цвет и наличие спектральных линий поглощения тех или иных химических элементов в ее спектре. Так, Сириус сияет белым цветом и его температура равна почти 10 000 К. Звезда Бетельгейзе (α Ориона) имеет красный цвет и температуру поверхности около 3500 К. Солнце желтого цвета имеет температуру 6000 К. По температуре, по цвету и виду спектра все звезды разбили на спектральные классы, которые обозначаются буквами О, В, A, F, G, К, М. Спектральная классификация звезд приведена ниже в таблице.
Имеется еще одна интересная связь между спектральным классом звезды и ее светимостью, которая представляется в виде диаграммы «спектр - светимость (в светимостях Солнца)» (ее еще называют диаграммой Герцшпрунга-Рессела в честь двух астрономов - Э. Герцшпрунга и Г. Рессела, построивших ее). На диаграмме четко выделяются четыре группы звезд.
Главная последовательность
На нее ложатся параметры большинства звезд. К звездам главной последовательности относится и наше Солнце. Плотности звезд главной последовательности сравнимы с солнечной плотностью.
Красные гиганты
К этой группе в основном относятся звезды красного цвета с радиусами, в десятки раз превышающими солнечный, например звезда Арктур (α Волопаса), радиус которой превышает солнечный в 25 раз, а светимость - в 140 раз.
Сверхгиганты
Это звезды со светимостями, в десятки и сотни тысяч раз превышающими солнечную. Радиусы этих звезд в сотни раз превышают радиус Солнца. К сверхгигантам красного цвета относится Бетельгейзе (а Ориона). При массе примерно в 15 раз больше солнечной ее радиус превышает солнечный почти в 1000 раз. Средняя плотность этой звезды составляет всего 2 10 -11 кг/м 3 , что более чем в 1 000 000 раз меньше плотности воздуха.
Белые карлики
Это группа звезд в основном белого цвета со светимостями в сотни и тысячи раз меньше солнечной. Они расположены слева внизу диаграммы. Эти звезды имеют радиусы почти в сто раз меньше солнечного и по размерам сравнимы с планетами. Примером белого карлика служит звезда Сириус В - спутник Сириуса. При массе, почти равной солнечной, и размере, в 2,5 раза большем, чем размер Земли, эта звезда имеет гигантскую среднюю плотность - ρ = 3 10 8 кг/м 3 .
Чтобы понять, чем объясняются наблюдаемые отличия звезд разных групп, вспомним связь между светимостью, температурой и радиусом звезды, которую мы использовали для определения температуры Солнца.
Сравним две звезды спектрального класса К, одна - главной последовательности (ГП), другая - красный гигант (КГ). У них одинаковая температура - Т = 4500 К, а светимости отличаются в тысячу раз:
т. е. красные гиганты в десятки раз больше по размерам, чем звезды главной последовательности.
Массы звезд удалось измерить только у звезд, входящих в состав двойных систем. И они определялись по параметрам орбит звезд и периоду их обращения вокруг друг друга с использованием третьего обобщенного закона Кеплера. Оказалось, что массы всех звезд лежат в пределах
0,05М ≤ М ≤ 100М
Для звезд главной последовательности имеется связь между массой звезды и ее светимостью: чем больше масса звезды, тем больше ее светимость.
Так, звезда спектрального класса В имеет массу около М ≈ 20М и ее светимость почти в 100 000 раз больше солнечной.
Источник энергии Солнца и звезд
По современным представлениям, источником энергии, поддерживающим излучения Солнца и звезд, служит ядерная энергия, которая выделяется при термоядерных реакциях образования (синтеза) ядер атомов гелия из ядер атомов водорода. При реакции синтеза из четырех ядер атомов водорода (четырех протонов) образуется ядро атома гелия, при этом выделяется энергия ΔЕ = 4,8 10 -12 Дж, называемая энергией связи , две элементарные частицы нейтрино и два позитрона (4Н Не + 2е + + 2ν + ΔЕ).
Для протекания ядерных реакций необходима температура выше нескольких миллионов кельвинов, при которой участвующие в реакции протоны с одинаковыми зарядами смогли бы получить достаточную энергию для взаимного сближения, преодоления электрических сил отталкивания и слияния в одно новое ядро. В результате термоядерных реакций синтеза из водорода массой 1 кг образуется гелий массой 0,99 кг, дефект масс Δm = 0,01 кг и выделяется энергия q = Δmc 2 = 9 10 14 Дж.
Теперь можно оценить, на сколько времени хватит у Солнца запасов водорода, чтобы поддерживать наблюдаемое свечение Солнца, т. е. время жизни Солнца. Запас ядерной энергии Е = M q = 2 10 30 9 10 14 = 1,8 10 45 Дж. Если поделить этот запас ядерной энергии на светимость Солнца L , то мы получим время жизни Солнца:
Если учесть, что Солнце состоит по крайней мере на 70% из водорода и ядерные реакции протекают только в центре, в солнечном ядре, масса которого составляет около 0,1М и где температура достаточно высокая для протекания термоядерных реакций, то время жизни Солнца и звезд, похожих на Солнце, составит t ≈ 10 10 лет
Звезды – это, пожалуй, самое интересное, что есть в астрономии. Кроме того, их внутреннее строение и эволюцию мы понимаем лучше, чем что-либо в космосе (во всяком случае, нам так кажется). С планетами дело обстоит не очень хорошо, потому что их внутренности очень трудно исследовать – мы видим только то, что на поверхности. А что касается звезд, то большинство из нас уверено, что они устроены просто.
В начале прошлого века один молодой астрофизик высказался на семинаре у Эддингтона в том духе, что проще звезд ничего нет. На что более опытный астрофизик ответил: «Ну да, если Вас рассматривать с расстояния в миллиарды километров, то Вы тоже покажетесь простым».
На самом деле звезды не так просты, как кажутся. Но все-таки их свойства исследованы наиболее полно. Тому есть две причины. Во-первых, мы умеем численно моделировать звезды, потому что, как нам кажется, они сделаны из идеального газа. Точнее, из плазмы, которая ведет себя как идеальный газ, уравнение состояния которого довольно простое. С планетами так не получится. Во-вторых, иногда нам удается заглянуть в недра звезд, хотя пока это касается в основном Солнца.
К счастью, у нас в стране было и остается много хороших астрофизиков, специалистов по звездам. Связано это в основном с тем, что были хорошие физики, которые делали ядерное оружие, а звезды представляют собой природные ядерные реакторы. И когда оружие было сделано, многие физики, в том числе и сибирские, переключились на исследование звезд, потому что объекты в чем-то подобные. И они написали хорошие книги на эту тему.
Посоветую вам две книжки, которые до сих пор, на мой взгляд, остаются лучшими из тех, что на русском языке. «Физика звезд», автор которой – известный физик и талантливый преподаватель Самуил Аронович Каплан, написана почти сорок лет назад, но основы с тех пор не изменились. А современные сведения о физике звезд – в книге «Звезды» из серии «Астрономия и астрофизика», которую мы с коллегами сделали. Она пользуется таким интересом у читателей, что уже тремя изданиями вышла. Есть и другие книги, но в этих двух содержится практически исчерпывающая информация для тех, кто знакомится с предметом.
Такие разные звезды
Если мы посмотрим на звездное небо, то заметим, что звезды имеют разную яркость (видимый блеск) и разный цве. Понятно, что блеск может быть делом случая, поскольку одна звезда ближе, другая – дальше, по нему трудно сказать, какова звезда на самом деле. А вот цвет нам о многом рассказывает, потому что чем выше температура тела, тем дальше в голубую область сдвигается максимум в спектре излучения. Казалось бы, мы можем просто на глаз оценить температуру звезды: красная – холодная, голубая – горячая. Как правило, это действительно так и есть. Но иногда возникают и ошибки, связанные с тем, что между звездой и нами есть какая-то среда. Иногда она очень прозрачная, а иногда не очень. Всем известен пример с Солнцем: высоко над горизонтом оно белое (мы его называем желтым, но для глаза оно почти белое, потому что его свет нас ослепляет), но Солнце краснеет, когда восходит или заходит за горизонт. Очевидно, что не у самого Солнца меняется температура поверхности, а среда изменяет видимый цвет, и об этом надо помнить. К сожалению, для астрономов это большая проблема – угадать, насколько изменился цвет, т.е. видимая (цветовая) температура звезды, за счет того, что ее свет прошел сквозь межзвездный газ, атмосферу нашей планеты и прочие поглощающие среды.
Спектр звездного света – характеристика намного более надежная, потому что его трудно сильно исказить. Все, что мы знаем сегодня о звездах, мы прочитали в их спектрах. Исследование звездного спектра – это огромная, тщательно отработанная область астрофизики.
Интересно, что менее двухсот лет назад один известный философ, Огюст Конт, сказал: «мы уже многое узнали о природе, но есть такое, что мы не узнаем никогда – это химический состав звезд, потому как их вещество никогда не попадет к нам в руки». Действительно, в руки к нам вряд ли оно когда-нибудь попадет, но прошло буквально 15-20 лет и люди изобрели спектральный анализ, благодаря которому о химическом составе, как минимум, поверхности звезд мы узнали практически все. Так что никогда не говори «никогда». Напротив, всегда найдется способ сделать то, во что ты поначалу не веришь.
Но прежде чем говорить о спектре, посмотрим еще раз на цвет звезды. Мы уже знаем, что максимум интенсивности в спектре с увеличением температуры смещается в голубую область, и это надо использовать. И астрономы научились это использовать, потому что снять полный спектр – дело очень затратное. Нужен большой телескоп, длительное время наблюдения, чтобы накопить достаточно света на разных длинах волн – и при этом получить результат лишь для одной исследуемой звезды. А цвет можно очень просто измерять, причем делать это для многих звезд одновременно. И для массового статистического анализа мы просто фотографируем их два-три раза через разные светофильтры с широким окном пропускания.
Обычно двух фильтров – Blue (B) и Visual (V) – уже достаточно, чтобы в первом приближении определить температуру поверхности звезды. Например, есть у нас три звезды, у которых разные температуры поверхности, цвет у всех разный. Если одна из них будет типа Солнца (температура около 6 тыс. градусов), то на обоих снимках она будет примерно одинаковой яркости. Однако свет более холодной звезды будет сильнее гаситься B-фильтром, сквозь него будет мало длинноволнового света проходить, поэтому она будет казаться нам «слабенькой» звездочкой. А с более горячей звездой дело будет обстоять прямо противоположным образом.
Но бывает мало двух фильтров. Всегда можно ошибиться, как с Солнцем на горизонте. Астрономы обычно 3 окна пропускания используют: Visual, Blue, и третье – Ultraviolet, на границе прозрачности атмосферы. Три снимка уже вполне точно говорят нам о том, в какой мере межзвездная среда ослабляет свет каждой звезды, и какова собственная температура поверхности звезды. Для массовой классификации звезд такая 3-х полосная фотометрия – пока единственный способ, позволивший изучить более миллиарда звезд.
Вселенская паспортизация звезд
Но спектр, конечно, гораздо полнее характеризует звезду. Спектр представляет собой «паспорт» звезды, потому что спектральные линии говорят нам об очень многом. К словам «спектральные линии» мы все привыкли, представляем, что это такое (слайд 08 – спектры химических элементов в видимой области). По горизонтальной оси – длина волны, связанная с тем, на какой частоте излучается свет. Но каково происхождение формы линий, почему они выглядят как прямые вертикальные черточки, а не кружочки, треугольники или какие-нибудь загогулинки?
Спектральная линия – это монохроматическое изображение входной щели спектрографа. Если бы я сделал щель в виде крестика, то получился бы набор крестиков разного цвета. О таких простых вещах физик на третьем курсе, по-моему, должен задумываться. Или, как в армии, сказали «линия» – значит линия? Отнюдь не всегда это линия, потому что в спектрографе не обязательно используется входная щель, хотя, как правило, входное отверстие – это вертикальная прямоугольная щель, так удобнее.
В схеме любого спектрографа всегда есть диспергирующий элемент; в этом качестве может выступать призма или дифракционная решетка. Звезда – облачко горячего газа – испускает характерный набор квантов разных частот. Мы пропускаем их через входную щель и диспергирующий элемент и получаем изображения щели в разных цветах, упорядоченно расположенные по длине волны.
Если излучают свободные атомы химических элементов, то спектр получается линейчатый. А если взять в качестве источника излучения горячую спираль лампы накаливания, тогда получится спектр непрерывный. Почему так? В металлическом проводнике нет характерных уровней энергии, там электроны, бешено двигаясь, излучают на всех частотах. Поэтому спектральных линий так много, что они перекрываются друг с другом и получается континуум – непрерывный спектр.
А вот теперь берем источник непрерывного спектра и пропускаем его свет через облачко газа, но более холодного, чем спиралька. В этом случае облачко выхватывает из непрерывного спектра те фотоны, энергия которых соответствует переходам между энергетическими уровнями в атомах этого газа. И на этих частотах мы получаем в сплошном спектре вырезанные линии, «дырочки» – получается спектр поглощения. Но атомы, которые поглотили световые кванты, стали менее устойчивыми и рано или поздно их излучают. Почему же спектр продолжает оставаться «дырявым»?
Потому что атому все равно куда выбрасывать «лишнюю» энергию. Происходит спонтанное излучение в разных направлениях. Некоторая доля фотонов летит, конечно же, и вперед, но, в отличие от вынужденного излучения лазера, она мизерная.
Спектральные линии обычно весьма широкие и распределение яркости внутри них неравномерное. На это явление тоже надо обратить внимание и исследовать, с чем оно связано.
Есть много физических факторов, делающих спектральную линию широкой. На графике распределения яркости (или поглощения) можно, как правило, выделить два параметра: центральный максимум и характерную ширину. Ширину спектральной линии принято измерять на уровне половины интенсивности максимума. И ширина, и форма линии могут рассказать нам о каких-то физических особенностях источника света. Но о каких?
Предположим, мы подвесили одиночный атом в вакууме и никак не трогаем его, не мешаем ему излучать. Но даже в этом случае в спектре будет ненулевая ширина линий, ее называют естественной. Она возникает из-за того, что процесс излучения ограничен во времени, у разных атомов от 10⁻⁸ до 10⁻¹⁰ с. Если вы синусоиду электромагнитной волны «обрежете» на концах, то это уже будет не синусоида, а кривая, раскладывающаяся в набор синусоид с непрерывным спектром частот. И чем короче время излучения, тем шире спектральная линия.
В природных источниках света есть и другие эффекты, которые уширяют спектральную линию. Например, тепловое движение атомов. Поскольку излучающий объект имеет ненулевую абсолютную температуру, его атомы хаотически движутся: половина – к нам, половина – от нас, если смотреть лучевую проекцию скорости. В результате доплеровского эффекта излучение первых сдвигается в голубую сторону, других – в красную сторону. Это явление называется доплеровским тепловым уширением спектральной линии.
Доплеровское уширение может быть и по другим причинам. Например, в результате макроскопического движения вещества. Поверхность любой звезды кипит: конвективные потоки горячего газа поднимаются из глубин, остывшего – опускаются. Одни потоки в момент снятия спектра движутся к нам, другие - от нас. Конвективный эффект Доплера иногда бывает более сильным, чем тепловой.
Когда мы смотрим на фотографию звездного неба, нам трудно понять, какова величина звезд на самом деле. Например, есть красная и голубая. Если бы я ничего не знал о них, я бы мог подумать так: у красной звезды не очень высокая температура поверхности, но, если я вижу ее довольно яркой, следовательно, она близко ко мне расположена. Но тогда с определением относительной дальности до голубой звезды, которая светит слабее, у меня возникнет проблема. Я размышляю: так, голубая – значит горячая, но мне не понять, близко или далеко она от меня. Ведь она может быть большого размера и излучать большую мощность, но находиться столь далеко, что света оттуда приходит мало. Или же, напротив, она может светиться так слабо, потому что очень маленькая, хотя и близкая. Как же отличить звезду большую от звезды маленькой? Можно ли по спектру звезды определить ее линейный размер?
Казалось бы, нет. Но, тем не менее это возможно! Дело в том, что маленькие звезды плотные, а у больших атмосфера разрежена, поэтому газ в их атмосферах находится в разных условиях. Когда мы получаем спектры так называемых звезд-карликов и звезд-гигантов, то сразу же видим различия в характере спектральных линий (слайд 16 – Спектры звезд карликов и гигантов различаются шириной спектральных линий). В разреженной атмосфере гиганта каждый атом летает свободно, редко встречая соседей. Излучают все они практически одинаково, поскольку не мешают друг другу, так что спектральные линии гигантов имеют близкую к естественной ширину. А вот карлик – звезда массивная, но очень маленькая и, значит, с очень высокой плотностью газа. В ее атмосфере атомы постоянно взаимодействуют друг с другом, мешая излучать соседу на строго определенной частоте: потому что у каждого есть свое электрическое поле, которое влияет на поле соседа. Из-за того, что атомы находятся в разных условиях окружения, происходит так называемое штарковское уширение линии. Т.е. по форме, как говорят, «крыльев» спектральных линий мы сразу угадываем плотность газа на поверхности звезды и ее типичный размер.
Доплеровский эффект может проявляться и из-за вращения звезды в целом. Мы не можем различить края удаленной звезды, она для нас выглядит как точка. Но от приближающегося к нам края все линии спектра испытывают голубое смещение, от удаляющегося от нас – красное (слайд 18 – Вращение звезды приводит к уширению спектральных линий). Складываясь, это приводит к уширению спектральной линии. Оно выглядит не так, как эффект Штарка, по-другому меняет форму спектральной линии, поэтому можно угадать, в каком случае на ширину линии повлияло вращение звезды, а в каком – плотность газа в атмосфере звезды. Фактически это единственный способ измерения скорости вращения звезды, потому что звезд в виде шариков мы не видим, все они для нас – точки.
Движение звезды в пространстве тоже влияет на спектр из-за эффекта Доплера. Если две звезды движутся вокруг друг друга, оба спектра от этой пары смешиваются и ходят один на фоне другого. Т.е. периодическое смещение линий туда-сюда – признак орбитального движения звезд.
А что мы из серии меняющихся во времени спектров можем получить? Мы измеряем скорость (по амплитуде смещения), орбитальный период, а по этим двум параметрам, пользуясь третьим законом Кеплера, рассчитываем суммарную массу звезд. Иногда по косвенным признакам удается разделить эту массу между компонентами двойной системы. В большинстве случаев это единственный способ измерить массу звезд.
Кстати, диапазон масс звезд, которые мы изучили на сегодняшний день, не очень велик: разница составляет немногим больше 3 порядков величины. Наименее массивные звезды – порядка десятой доли массы Солнца. Еще меньшая масса не позволяет им запускать термоядерные реакции. Наиболее массивные звезды, которые мы недавно обнаружили – массой в 150 солнечных. Это уникумы, таких пока только 2 штуки известно из нескольких миллиардов.
Наблюдая редкие двойные системы, в орбитальной плоскости которых мы находимся, мы тоже можем многое узнать об этой паре звезд, используя только наблюдательные характеристики, т.е. которые мы можем непосредственно увидеть, а не рассчитать на основе каких-то законов. Поскольку мы не различаем их поодиночке, мы видим просто источник света, блеск которого время от времени меняется: происходят затмения, пока одна звезда проходит на фоне другой. Более глубокое затмение означает, что холодная звезда закрыла собой горячую, а менее глубокое – наоборот, горячая закрыла собой холодную (закрытые площади одинаковы, поэтому глубина затмения зависит только от их температуры). Помимо орбитального периода мы измеряем светимость звезд, из которой определяем их относительную температуру, а по длительности затмения рассчитываем размер.
Размер звезд, как мы знаем, огромен. По сравнению с планетами они просто гигантские. Солнце – самое типичное по размеру среди звезд, наравне с такими давно известными, как Альфа Кентавра и Сириус. Но размеры звезд (в отличие от их масс) укладываются в огромный диапазон – 7 порядков величины. Есть звезды заметно меньше них, одна из самых мелких (и одновременно одна из самых близких к нам) – Проксима, она чуть больше Юпитера. А есть звезды намного крупнее, причем на некоторых стадиях эволюции они раздуваются до невероятных размеров и становятся заметно больше всей нашей планетной системы.
Пожалуй, единственная звезда, диаметр которой мы измерили напрямую (благодаря тому, что она недалеко от нас), – это сверхгигант Бетельгейзе в созвездии Орион, на снимках телескопа «Хаббл» она не точка, а кружок (слайд 26 – Размер звезды Бетельгейзе в сравнении с диаметрами орбиты Земли и Юпитера. Фото космического телескопа "Хаббл"). Если эту звезду поставить на место Солнца, она «съест» не только Землю, но и Юпитер, полностью накроет его орбиту.
Но что мы вообще называем размером звезды? Между какими точками мы звезду измеряем? На оптических снимках звезда четко ограничена в пространстве, и кажется, что вокруг ничего нет. Значит, сфотографировали Бетельгейзе в видимом свете, приложили линейку к изображению – и готово? Но это, оказывается, еще не все. В дальнем инфракрасном диапазоне излучения видно, что атмосфера звезды тянется гораздо дальше, испускает из себя потоки. Надо полагать, что это и есть граница звезды? Но переходим в микроволновый диапазон – и видим, что атмосфера звезды протянулась почти на тысячу астрономических единиц, в несколько раз крупнее всей нашей Солнечной системы.
Звезда в общем случае – это газовое образование, которое не замкнуто в жестких стенках (в космосе их нет) и поэтому не имеющее границ. Формально, любая звезда простирается бесконечно (точнее, пока не достигнет соседней звезды), интенсивно испуская газ, который называют звездным ветром (по аналогии с солнечным ветром). Поэтому, говоря о размере звезды, всегда нужно уточнять, в каком диапазоне излучения мы его определяем, тогда будет более понятно, о чем речь.
Гарвардская классификация спектров
Настоящие спектры звезд, несомненно, очень сложны. Они совсем не похожи на спектры отдельных химических элементов, которые мы привыкли видеть в справочниках. Например, даже в узком в оптическом диапазоне солнечного спектра – от фиолетовой области до красной, который наш глаз как раз и видит, – линий очень много, и разобраться в них совсем не просто. Узнать даже на основе детального, высокодисперсного спектра, какие химические элементы и в каком количестве присутствуют в атмосфере звезды – большая проблема, которую астрономы до конца не могут решить.
Глядя на спектр, мы сразу увидим выделяющиеся бальмеровские линии водорода (Hα, Hβ, Hγ, Hδ) и очень много линий железа. Иногда попадается гелий, кальций. Логично сделать вывод, что звезда состоит в основном из железа (Fe) и отчасти из водорода (H). В начале XX века была открыта радиоактивность, и когда люди задумались об источниках энергии звезд, они вспомнили, что в спектре Солнца много линий металлов, и предположили, что распад урана или радия греет внутренности нашего Солнца. Однако оказалось, что это не так.
Первая классификация звездных спектров была создана в Гарвардской обсерватории (США) руками примерно дюжины женщин. Кстати, почему именно женщин – вопрос интересный. Обработка спектров – это очень тонкая и кропотливая работа, для выполнения которой директору обсерватории Э. Пикерингу надо было взять помощников. Женский труд в науке тогда не очень приветствовался и оплачивался намного хуже мужского: на те деньги, которые были у этой небольшой обсерватории, можно было нанять либо двух мужчин, либо дюжину женщин. И тогда впервые в астрономию было призвано большое количество женщин, которые сформировали так называемый «гарем Пикеринга». Созданная ими спектральная классификация была первым вкладом в науку женского коллектива, который оказался гораздо более эффективным, чем ожидалось.
В то время люди вообще не представляли, на основе каких физических явлений формируется спектр, его просто фотографировали. Пытаясь построить классификацию, астрономы рассуждали так: в спектре любой звезды есть линии водорода, по убыванию их интенсивности можно упорядочить все спектры и сгруппировать их. Разложили, обозначив группы спектров латинскими буквами по алфавиту: с самыми сильными линиями – класс A, слабее – класс B и т.д.
Вроде бы все было сделано правильно. Но через несколько лет родилась квантовая механика, и мы поняли, что вовсе не обязательно обильный элемент представлен в спектре мощными линиями, а редкий элемент никак не проявляет себя в спектре. Многое зависит от температуры.
Давайте посмотрим на спектр поглощения атомарным водородом: в оптический диапазон попадают линии только бальмеровской серии. Но при каких условиях эти кванты поглощаются? При переходах только со второго уровня вверх. Но в нормальном-то (холодном) состоянии все электроны «сидят» на первом уровне, а на втором почти ничего нет. Значит, нам надо нагреть водород, чтобы какая-то доля электронов запрыгнула на второй уровень (потом они снова вернутся вниз, но перед этим какое-то время там проведут) – и тогда пролетающий оптический квант может быть поглощен электроном со второго уровня, что проявится в видимом спектре.
Итак, холодный водород не будет нам выдавать бальмеровскую серию, а теплый – будет. А если мы еще сильнее нагреем водород? Тогда много электронов запрыгнет на третий и более высокие уровни, а второй уровень снова обеднеет. Очень горячий водород тоже не даст нам спектральных линий, которые мы можем в оптическом диапазоне увидеть. Если пройтись от холодных звезд к самым горячим, то увидим, что линии любого элемента лишь в узком диапазоне температур могут быть достаточно хорошо представлены в спектре.
Когда астрофизики это поняли, им пришлось переставить спектральные классы в порядке роста температуры: от холодных звезд к горячим. Эта классификация по традиции тоже гарвардской называется, но она уже естественная, физическая. У звезд спектрального класса A температура поверхности около 10 тыс. градусов, водородные линии максимально яркие, а с ростом температуры они начинают исчезать, потому что атом водорода при температуре больше 20 тыс. градусов ионизуется. Аналогично дело обстоит с другими химическими элементами. Кстати, в спектрах звезд холоднее 4000 K присутствуют не только линии отдельных химических элементов, но и полосы, соответствующие устойчивым при таких температурах молекулам сложных веществ (например, оксидов титана и железа).
Получившуюся при упорядочивании классов по температуре последовательность букв OBAFGKM студентам-астрономам довольно просто запомнить, тем более что придуманы всякие мнемонические поговорки. Самая известная на английском – Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me! Диапазон температур поверхности таков: у самых горячих звезд – десятки тысяч градусов, у самых холодных – две с небольшим тысячи. Для более тонкой классификации каждый класс разделили на десять подклассов и к каждой букве справа приписали одну цифру от 0 до 9. Замечу, что оптические спектры в цвете фотографируют только для красоты, а для научных исследований это бессмысленно, поэтому обычно делают черно-белые изображения.
Редко, но бывает, что звезды демонстрируют линии не поглощения (темные на ярком фоне), а излучения (яркие на темном фоне). Их происхождение уже не так легко понять, хотя это тоже довольно элементарно. В начале лекции мы видели, что разреженное облачко горячего газа дает нам линии излучения. Когда мы смотрим на звезду с линиями излучения в спектре, мы понимаем, что источником этих линий служит разреженный, полупрозрачный газ, находящийся на периферии звезды, в ее атмосфере. То есть это звезды с протяженной горячей атмосферой, которая прозрачна в континууме (в промежутках между линиями), а значит, почти ничего в нем не излучает (закон Кирхгофа). Но она не прозрачна в отдельных спектральных линиях, а раз не прозрачна в них, то и сильно в них излучает.
На сегодняшний день гарвардская классификация звездных спектров расширена. В нее добавлены новые классы, соответствующие горячим звездам с протяженной атмосферой, ядрам планетарных туманностей и новых звезд, а также недавно открытым довольно холодным объектам занимающим промежуточное положение между нормальными звездами и крупнейшими планетами; их называют «коричневыми карликами» или «бурыми карликами» (англ. – brown dwarf).
Есть еще ответвления от некоторых классов для звезд с оригинальным химическим составом. Это, кстати, загадка для нас: до сих пор не ясно, почему у некоторых звезд вдруг наблюдается избыток какого-то редкого химического элемента. Ведь, несмотря на разнообразие звездных спектров, химический состав их атмосфер очень схожий: на 98 % по массе Солнце и подобные ему звезды состоят из первых двух химических элементов – водорода и гелия, а все остальные элементы представлены лишь двумя оставшимися процентами массы.
Солнце – самый яркий для нас источник света, его спектр мы можем растянуть очень сильно, различить в нем десятки тысяч спектральных линий и расшифровать их. Так, установлено, что на Солнце присутствуют все элементы таблица Менделеева. Однако, открою вам секрет, до сих пор примерно 20 линий солнечного спектра, очень слабых, остались не идентифицированными. Так что даже с Солнцем проблема распознавания химического состава еще не решена до конца.
Распределение химических элементов в атмосфере Солнца обладает рядом интересных закономерностей). Считается, что это типичный состав звездного вещества. И для большинства звезд это верно. Начиная с углерода и до самых тяжелых ядер (по крайней мере, до урана) идет довольно ровный спад распространенности элементов по мере увеличения их порядкового номера. Однако между гелием и углеродом имеется очень сильный провал – так происходит потому, что литий и бериллий легче всех участвуют в термоядерных реакциях, они активнее даже водорода и гелия. И как только температура поднимается выше миллиона градусов, они очень быстро выгорают.
Но и внутри этого ровного тренда есть особенности. Во-первых, резко выделяется пик железа. В природе, в том числе и в звездах, железа, никеля и близких к ним элементов по сравнению с их соседями необычайно много. Дело в том, что железо – необычный химический элемент: это самый конечный продукт термоядерных реакций, идущих в равновесных условиях, т.е. без всяких взрывов. В термоядерных реакциях звезда синтезируют из водорода все более и более тяжелые элементы, но доходит дело до железа – и все останавливается. Дальше, если мы попытаемся из железа что-то сделать новое в термоядерной реакции, добавляя к нему нейтроны, протоны, другие ядра, то никакого выделения тепла не будет: когда костер догорел, из золы уже ничего не получишь. Наоборот, на осуществление реакции пришлось бы подводить энергию извне, а сама по себе никакая реакция с железом в обычных условиях не пойдет. Поэтому железа в природе накопилось много.
Другой важный момент, на который стоит обратить внимание: линия, соединяющая на графике точки, имеет пилообразный вид. Так получается потому, что ядра с четным количеством нуклонов (протонов и нейтронов) гораздо более стабильны, чем с нечетным. Поскольку стабильные ядра легче создать, чем разрушить, этих ядер по сравнению с соседними элементами нарабатывается всегда больше на целый порядок, а то и на полтора.
В отличие от Солнца, в составе земного шара и землеподобных планет содержится очень мало водорода и гелия, но начиная с углерода «звездное» распределение химических элементов характерно и для них. Поэтому у каждой планеты, не только у Земли, есть крупное железное ядро.
К сожалению, спектры показывают нам состав только поверхности звезд. Наблюдая свет звезды, мы почти ничего не можем сказать о том, что у нее внутри, а внутренняя жизнь звезд разной массы различается. Перенос энергии в звезде происходить несколькими механизмами, преимущественно лучеиспусканием и конвекцией. Например, у звезд типа Солнца в центральной части, где идут термоядерные реакции, энергию в основном переносит излучение, и вещество ядра не перемешивается с вышележащими слоями. На периферии перемешивание идет, но оно не достигает тех внутренних областей, в которых постепенно меняется химический состав за счет термоядерных реакций. Т.е. продукты термоядерной реакции не выносятся на поверхность, тут циркулирует исходное вещество, из которого Солнце родилось когда-то. У более массивных звезд внутри идет конвективное перемешивание, но дальше не распространяется. Выпрыгнуть на поверхность звезды наработанные химические элементы тоже не могут.
Наконец, маломассивные – это самые правильные звезды: конвекция у них – главный механизм переноса тепла, внутри них происходит полное перемешивание вещества. Значит, казалось бы, на их поверхность должно всплывать то, что в центре в термоядерных реакциях наработалось. Однако в этих маленьких звездах очень медленно идут термоядерные реакции, они очень экономно расходуют свою энергию и медленно эволюционируют. Продолжительность их жизни в сотни и тысячи раз больше, чем у звезд типа Солнца, т.е. триллионы лет. А за те 14 млрд лет, что прошли с момента рождения Вселенной, в их составе практически ничего не изменилось. Они еще младенцы, многие из них еще недоформировались и не запустили нормальный термоядерный цикл.
Таким образом, о том, что находится внутри звезд, какой там химический состав вещества, мы не знаем до сих пор, натурных данных у нас нет. Только моделирование нам может что-то об этом сказать.
Диаграмма Герцшпрунга–Рассела
Видимый блеск звезд измеряют в обратной логарифмической шкале звездных величин (слайд 43), но для физика это неинтересно. Ему важна полная мощность излучения звезды, а ее мы не можем просто так по фотографии угадать.
Например, Альфа Кентавра среди других звезд имеет потрясающую яркость, но это вовсе не значит, что она самая мощная, ничего подобного. Это совершенно обычная звезда типа Солнца, просто по случаю она оказалась к нам намного ближе остальных и поэтому как фонарь заливает своим светом окрестный кусочек неба, хотя большинство соседних с ней на этом фото звезд представляют собой гораздо более мощные источники излучения, но они расположены дальше.
Итак, надо оценить мощность звезды как можно более точно. Для этого мы используем фотометрический закон обратных квадратов: измеряя видимую яркость звезды (плотность светового потока, достигающего Земли) и расстояние до нее, вычисляем полную мощность ее излучения в ваттах. Теперь можно представить общую физическую картину, изобразив все звезды на двумерной диаграмме (слайд 46), на осях которой откладывают две выведенные из наблюдений величины – температуру поверхности звезды и относительную мощность ее излучения (астрономы, принимая во внимание только оптический диапазон, называют эту мощность светимостью и измеряют в единицах мощности Солнца). В начале XX века такую картинку впервые построили два астронома, по именам которых она называется диаграммой Герцшпрунга–Рассела.
Солнце, звезда с температурой около 6000 K и с единичной мощностью, располагается почти посередине этой диаграммы. Вдоль диапазона изменения обоих параметров звезды распределены практически непрерывно, но по плоскости диаграммы они не как попало разбросаны, а группируются в компактные области.
Сегодня на диаграмме Герцшпрунга–Рассела выделяют несколько типичных групп, в которых сконцентрированы наблюдаемые в природе звезды (слайд 47). Подавляющее большинство звезд (90%) лежит в узкой полосе по диагонали диаграммы; эту группу называют главной последовательностью. Она распространяется от тусклых холодных звезд до горячих яркосветящихся: от миллионных долей до нескольких миллионов солнечных светимостей. Для физика это естественно: чем горячее поверхность, тем сильнее она излучает.
По обе стороны от главной последовательности находятся группы аномальных звезд. Некоторое количество звезд с высокой температурой обладают необычно низкой светимостью (в сотни и тысячи раз меньше солнечной) из-за своего мелкого размера – мы называем их белыми карликами, такие они по цвету. Другие исключительные звезды, в противоположном углу диаграммы, характеризуется более низкой температурой, но огромной светимостью – значит, они явно имеют больший физический размер, это гиганты.
В процессе своей эволюции звезда может менять положение на диаграмме. Об этом – в одной из следующих лекций.
Излучение звезд поддерживается в основном за счет двух типов термоядерных реакций. У массивных звезд это реакции углерод-азотного цикла, а у маломассивных звезд типа Солнца это протон-протонные реакции. В первых углерод играет роль катализатора: сам не расходуется, но способствует превращению других элементов, в результате чего 4 ядра водорода объединяются в одно ядро гелия.
В принципе возможно великое множество других термоядерных реакций, но расчеты показывают, что при температурах, царящих в ядрах звезд, именно реакции этих двух циклов происходят наиболее интенсивно и дают выход энергии, в точности необходимый для поддержания наблюдаемого излучения звезд.
Как видим, звезда – это природная установка для управляемых термоядерных реакций. Если создать в земной лаборатории такие же температуру и давление плазмы, то и в ней начнутся такие же ядерные реакции. Но как удержать эту плазму в пределах лаборатории? Ведь у нас нет материала, который бы выдержал прикосновение вещества с температурой 10–20 млн. К и при этом не испарился. А звезде этого не требуется: ее мощная гравитация с успехом противостоит гигантскому давлению плазмы.
Пока в звезде протекают протон-протонная реакция или углерод- азотный цикл, она находится на главной последовательности, где проводит основную часть жизни. Позже, когда у звезды образуется гелиевое ядро и температура в нем повысится, происходит «гелиевая вспышка», т.е. начинаются реакции превращения гелия в более тяжелые элементы, также приводящие к выделению энергии.
Турбина атомной электростанции является тепловой машиной, определяющей в соответствии со вторым законом термодинамики общую эффективность станции. У современных атомных электростанций коэффициент полезного действия приблизительно равен. Следовательно, для производства 1000 МВт электрической мощности тепловая мощность реактора должна достигать 3000 МВт. 2000 МВт должны уносится водой, охлаждающей конденсатор. Это приводит к локальному перегреву естественных водоемов и последующему возникновению экологических проблем.
Однако, главная проблема состоит в обеспечении полной радиационной безопасности людей, работающих на атомных электростанциях, и предотвращении случайных выбросов радиоактивных веществ, которые в большом количестве накапливаются в активной зоне реактора. При разработке ядерных реакторов этой проблеме уделяется большое внимание. Тем не менее, после аварий на некоторых АЭС, в частности на АЭС в Пенсильвании (США, 1979 г.) и на Чернобыльской АЭС (1986 г.), проблема безопасности ядерной энергетики встала с особенной остротой.
Современная атомная энергетика базируется на расщеплении ядер атомов на два более легких с выделением энергии пропорционально потере массы. Источником энергии и продуктами распада при этом являются радиоактивные элементы. С ними связаны основные экологические проблемы ядерной энергетики.
Еще большее количество энергии выделяется в процессе ядерного синтеза, при котором два ядра сливаются в одно более тяжелое, но также с потерей массы и выделением энергии. Исходными элементами для синтеза является водород, конечным - гелий. Оба элемента не оказывают отрицательного влияния на среду и практически неисчерпаемы.
Результатом ядерного синтеза является энергия солнца. Человеком этот процесс смоделирован при взрывах водородных бомб. Задача состоит в том, чтобы ядерный синтез сделать управляемым, а его энергию использовать целенаправленно. Основная трудность заключается в том, что ядерный синтез возможен при очень высоких давлениях и температурах около 100 млн. °С. Отсутствуют материалы, из которых можно изготовить реакторы для осуществления сверхвысокотемпературных (термоядерных) реакций. Любой материал при этом плавится и испаряется.
Ученые пошли по пути поиска возможностей осуществления реакций в среде, не способной к испарению. Для этого в настоящее время испытываются два пути. Один из них основан на удержании водорода в сильном магнитном поле.
Несмотря на некоторые положительные результаты по осуществлению управляемого ядерного синтеза, высказываются мнения, что в ближайшей перспективе он вряд ли будет использован для решения энергетических проблем. Это связано с нерешенностью многих вопросов и с необходимостью колоссальных затрат на дальнейшие экспериментальные, а тем более промышленные разработки.
Звезды можно назвать самыми главными телами во Вселенной: ведь в них заключено более 90% всего наблюдаемого нами вещества.
Каждая звезда - это массивный газовый шар, излучающий собственный свет, в отличие от планет, которые светят отраженным солнечным светом. По своей природе звезды родственны Солнцу, ближайшей к Земле звезде.
Все звезды очень далеки от нас, и расстояние до каждой из них, кроме Солнца, во много раз превышает расстояние от Земли до любой из планет Солнечной системы. Прямой способ определения расстояний до сравнительно близких звезд основан на измерении их наблюдаемого смещения на фоне более далеких звезд, вызванного движением Земли вокруг Солнца (см. Параллакс).
Если расстояние до звезд составляет сотни и более парсек, их параллактическое смещение становится незаметным. Тогда для определения расстояний до звезд используют другие, косвенные методы, требующие анализа звездных спектров.
Самая близкая к Солнечной системе звезда - Проксима Центавра - находится от нас на расстоянии примерно 1,3 пс. Большинство звезд, хорошо заметных невооруженным глазом, удалено на десятки и сотни световых лет.
Звезды различаются по массе, размерам, плотностям, светимостям и химическому составу. Рассмотрим эти характеристики подробнее.
Для определения масс звезд изучают движения звезд, входящих в пары и группы. В этих системах звезды притягивают друг друга, двигаясь вокруг общего центра масс (см. Двойные звезды). Массы звезд в таком случае определяются на основании закона всемирного тяготения (см. Гравитация). Чаще всего масса звезды измеряется в единицах массы Солнца, которая составляет примерно кг. Массы почти всех звезд находятся в пределах от 0,1 до 50 масс Солнца.
Размеры звезд определяют как прямыми методами, с помощью оптических интерферометров, так и путем теоретических расчетов. Оказалось, что размеры большинства наблюдаемых звезд составляют сотни тысяч и миллионы километров. Диаметр Солнца, например, равен 1 392 000 км. Но встречаются и очень маленькие звезды - белые карлики и совсем крошечные нейтронные звезды - диаметром 10-20 км. Звезды с размерами во много раз больше, чем у Солнца, являются гигантами (Бетельгейзе, Арктур, Антарес). Но особенно велики очень редко встречающиеся звезды - красные сверхгиганты. Если бы некоторые из таких звезд оказались на месте Солнца, орбита Марса, а то и Юпитера очутилась бы внутри них!
Таким образом, по размерам звезды отличаются друг от друга значительно больше, чем по массе. По этой причине, чем меньше звезда, тем, как правило, Ьыше плотность ее вещества, и наоборот. Вещество звезд - гигантов и сверхгигантов может иметь плотность меньшую, чем воздух в нормальных, земных условиях. Средняя плотность солнечного вещества в 1,4 раза больше плотности воды. Значительно плотнее Солнца белые карлики. 1 вещества звезды Сириус В имеет массу около 2 т, а некоторые белые карлики еще в десятки раз плотнее.
Но рекорд по плотности держат нейтронные звезды - их плотность такая же, как у атомных ядер, - г/см3. Такая плотность вещества может получиться, если весь земной шар сжать до размера в полкилометра!
Еще больше, чем по размерам, различаются звезды по светимости. Так называют мощность оптического излучения, т. е. количество световой энергии, ежесекундно выделяемое звездой. Чаще всего светимость выражают в единицах светимости Солнца. Эта величина равна Вт. Для большинства наблюдаемых звезд она находится в пределах от нескольких тысячных долей до миллиона светимостей Солнца.
Химический состав звезд определяют, изучая их спектр (см. Спектральная классификация звезд). Оказалось, что вещество звезд содержит те же элементы, которые встречаются и на Земле. Почти во всех звездах более 98% массы приходится на два самых легких элемента - водород и гелий, причем водорода примерно в 2,7 раза больше по массе, чем гелия. На долю всех остальных элементов приходится около 2% массы вещества.
Звезды непрозрачны. Поэтому мы можем непосредственно определять химический состав только их поверхностных слоев, от которых к нам приходит свет. Однако теоретические расчеты позволяют предсказать содержание различных элементов и в недрах звезд.
По физическим свойствам вещества все известные звезды можно разделить на три категории: нормальные звезды, белые карлики и нейтронные звезды.
К нормальным звездам относятся большинство наблюдаемых звезд, в том числе все те, которые можно увидеть невооруженным глазом или в небольшой телескоп. Они состоят из обычного по своим свойствам, так называемого идеального газа. Его давление прямо пропорционально температуре и обратно пропорционально объему, который газ занимает. Используя физические законы, которым подчиняется газ, астрономы рассчитывают плотность, давление и температуру в недрах звезд, что очень важно для понимания строения звезд и их развития.
В звездах с очень большой плотностью вещество уже не подчиняется законам идеального газа. Газ приобретает иные свойства и называется вырожденным. Из вырожденного газа состоят белые карлики, а также ядра некоторых звезд-гигантов.
Вещество нейтронных звезд обладает чудовищной плотностью, при которой не могут существовать даже атомные ядра. Оно состоит в основном из электрически нейтральных элементарных частиц - нейтронов. Нейтроны в обычном состоянии входят, наряду с протонами, в состав атомных ядер.
Вещество любой звезды находится под действием силы гравитации, стремящейся сжать звезду. Однако звезды не сжимаются (по крайней мере быстро), потому что гравитации препятствует сила давления звездного вещества. В нормальных звездах это давление обусловлено упругими свойствами горячего идеального газа. В белых карликах сжатию препятствует давление вырожденного газа. Оно почти не зависит от того, горячий газ или холодный. В нейтронных звездах гравитацию сдерживают ядерные силы, действующие между отдельными нейтронами.
Температура и тепловое давление газа в звездах поддерживаются внутренними источниками энергии.
Если они иссякнут (а рано или поздно в каждой звезде это происходит), силы тяготения сожмут звезду в маленький плотный шар. В нормальных звездах энергия постоянно вырабатывается в центральной области, где плотность и температура газа достигают максимальных значений. Там происходят термоядерные реакции между протонами (ядрами атомов водорода), в результате которых самый легкий газ - водород превращается в более тяжелый гелий. При этом выделяется та энергия, которая позволяет звездам долго сохранять свою высокую температуру, но запасы водорода в звездах постепенно убывают. В Солнце, например, каждую секунду количество водорода уменьшается примерно на 600 млн. тонн, и почти на столько же больше становится гелия. За секунду выделяется энергия, равная примерно Дж, которую уносят электромагнитные волны. Несколько процентов этой энергии получают всепроникающие элементарные частицы - нейтрино, возникающие при ядерных реакциях. Они легко пронизывают звезды насквозь и улетают со скоростью света в межзвездное пространство.
В некоторых звездах - красных гигантах температура в центральной области настолько высока, что там начинает происходить реакция между ядрами гелия, в результате которой возникает более тяжелый элемент - углерод. Эта реакция также сопровождается выделением энергии.
По современным научным представлениям, большая часть элементов тяжелее гелия, существующих в природе, образовалась при термоядерных реакциях в недрах звезд или в реакциях, протекающих при взрывах сверхновых звезд.
Когда звезда очень молода и в ней еще не начались ядерные реакции, источником ее энергии может служить сжатие звездного вещества, т. е. его уплотнение под действием собственной гравитации: потенциальная энергия вещества уменьшается и переходит в тепловую.
Как и все тела в природе, звезды не остаются неизменными. Они рождаются, эволюционируют и, наконец, «умирают». Вопрос о том, как образуются звезды, окончательно не решен. Наблюдаемая связь областей звездообразования с очень массивными облаками холодного газа и теоретические расчеты эволюции газа в межзвездном пространстве говорят о возможности рождения звезд путем постепенного сжатия первоначально сильно разреженной межзвездной среды. Основной силой, сжимающей газ, является гравитационное притяжение его молекул друг к другу.
Продолжительность жизни звезды зависит от ее массы. Звезды с массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного «топлива» и могут светить десятки миллиардов лет. Поэтому звезды небольших масс не успели состариться.
Зато массивные звезды светят сравнительно недолго. Так, звезды с массой 15 масс Солнца растрачивают запасы своей энергии всего за 10 млн. лет. Звезды, такие, как наше Солнце, могут жить примерно в тысячу раз дольше.
Почти всю свою жизнь звезда сохраняет температуру и размер практически постоянными. При этом звезда находится на главной последовательности диаграммы «спектр - светимость». Но когда в центральной области весь водород оказывается превращенным в гелий, звезда начинает сравнительно быстро изменяться. Она увеличивается в размере, и, хотя температура ее поверхности при этом падает, излучаемая звездой энергия возрастает во много раз. Звезда становится красным гигантом. Температура в центральной области поднимается до 100 млн. градусов, и в плотном гелиевом ядре такой звезды «загорается» реакция превращения гелия в углерод.
На определенном этапе развития красного гиганта может произойти «сброс» внешних слоев этой раздувшейся звезды, и тогда звезда будет находиться внутри газового кольца планетарной туманности (см. Туманности.) Сама звезда после этого сожмется и превратится в медленно остывающий белый карлик.
Такой путь развития ожидает и наше Солнце: через 6-7 млрд. лет оно, пройдя стадию красного гиганта, станет белым карликом. Звезды, у которых масса в 1,5-3 раза больше, чем у Солнца, не смогут в конце жизни остановить свое сжатие на стадии белого карлика. Мощные силы гравитации сожмут их до такой плотности, при которой произойдет «нейтрони-зация» вещества: взаимодействие электронов с протонами приведет к тому, что почти вся масса звезды будет заключена в нейтронах. Образуется нейтронная звезда. Наиболее массивные звезды могут превратиться в нейтронные, после того как они взорвутся как сверхновые (см. Сверхновые звезды). Расчеты показывают, что нейтронные звезды должны быть сильно намагничены. Быстро вращаясь вокруг оси, они могут рождать мощные потоки радиоволн. Открытые в 60-х гг. импульсные источники радиоизлучения - пульсары и являются, по-видимому, такими вращающимися нейтронными звездами, возникшими после взрывов сверхновых.
Если масса звезды (или ее «остатка» после потери вещества) превышает 3-5 масс Солнца, то, начав сжиматься в конце своей активной жизни, она не сможет остановить своего сжатия даже на стадии нейтронной звезды. Конечным результатом такого безудержного гравитационного сжатия должно явиться образование черной дыры.
О различных типах звезд и некоторых их характеристиках вы прочтете подробнее в соответствующих статьях словаря.
