Звёзды

Определение "Звёзды" в Большой Советской Энциклопедии


Диаграмма Герцшпрунга - Ресселла
Звёзды, самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалённых газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажется несравненно больше Звёзды только благодаря близости его к Земле: от Солнца до Земли свет идёт 81/3 мин, а от ближайшей звезды (Центавра — 4 года 3 мес. Из-за больших расстояний от Земли Звёзды и в телескоп видны как точки, а не как диски (в отличие от планет). Число Звёзды, видимых невооружённым глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет около 5 тыс. В мощные телескопы видны миллиарды Звёзды


Сравнительные размеры звёзд
Общие сведения о звёздах. Краткая история изучения звёзд. Изучение Звёзды было вызвано потребностями материальной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древности звёздное небо было разделено на созвездия. Долгое время Звёзды считались неподвижными точками, по отношению к которым наблюдались движения планет и комет. Со времён Аристотеля (4 в. до н. э.) в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно которым звёздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами которой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что Звёзды — это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 (немецкий астроном И. Фабрициус) была открыта первая переменная Звёзды, а в 1650 (италийский учёный Дж. Риччоли) — первая двойная Звёзды В 1718 английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх Звёзды В середине и во 2-й половине 18 в. русский учёный М. В. Ломоносов, немецкий учёный И. Кант, английские астрономы Т. Райт и В. Гершель и др. высказывали правильные идеи о той звёздной системе, в которую входит Солнце. В 1835—39 русский астроном В. Я. Струве, немецкий астроном Ф. Бессель и английский астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близких Звёзды В 60-х гг. 19 в. для изучения Звёзды применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией. Русский астроном А. А. Белопольский в 1900 экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о Звёзды


В начале 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот в научных представлениях о Звёзды Их начали рассматривать как физические тела; стали изучаться структура Звёзды, условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутреннего строения Звёзды (наиболее важные результаты были получены немецкими учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, Х. Бете, английскими учёными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, американскими учёными Г. Ресселом, Р. Кристи, советским учёным С. А. Жевакиным). В середине 20 в. исследования Звёзды приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин (американские учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж, английский учёный Ф. Хойл, японский учёный С. Хаяси и др.). Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах Звёзды (советские учёные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, американский учёный С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (голландский учёный Я. Оорт, советские учёные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и др.).


Параметры звёзд. Основные характеристики Звёзды — масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев), светимость (полное количество излучаемой энергии); эти величины часто выражаются в долях массы, радиуса и светимости Солнца. Кроме основных параметров, употребляются их производные: эффективная температура; спектральный класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере Звёзды; абсолютная звёздная величина (т. е. звёздная величина, которую имела бы Звёзды на стандартном расстоянии 10 парсек); показатель цвета (разность звёздных величин, определённых в двух разных спектральных областях).


Звёздный мир чрезвычайно многообразен. Некоторые Звёзды в миллионы раз больше (по объёму) и ярче Солнца (звёзды-гиганты); в то же время имеется множество Звёзды, которые по размерам и количеству излучаемой ими энергии значительно уступают Солнцу (звёзды-карлики) (см. рис. 1). Разнообразны и светимости Звёзды; так, светимость Звёзды S Золотой Рыбы в 400 тыс. раз больше светимости Солнца. Звёзды бывают разреженные и чрезвычайно плотные. Средняя плотность ряда гигантских Звёзды в сотни тысяч раз меньше плотности воды, а средняя плотность т. н. белых карликов, наоборот, в сотни тысяч раз больше плотности воды. Массы Звёзды различаются меньше.


У некоторых типов Звёзды блеск периодически изменяется; такие Звёзды называются переменными звёздами. Грандиозные изменения, сопровождаемые внезапными увеличениями блеска, происходят в новых звёздах. При этом за несколько суток небольшая звезда-карлик увеличивается, от неё отделяется газовая оболочка, которая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. Затем Звёзды вновь сжимается до небольших размеров. Ещё большие изменения происходят во время вспышек сверхновых звёзд.


  Изучение спектров Звёзды позволяет определить химический состав их атмосфер. Звёзды, как и Солнце, состоят из тех же химических элементов, что и все тела на Земле.


В Звёзды преобладают водород (около 70% по весу) и гелий (около 25%); остальные элементы (среди них наиболее обильны кислород, азот, железо, углерод, неон) встречаются почти точно в том же соотношении, что и на Земле. Для наблюдений пока доступны лишь внешние слои Звёзды Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию внутреннего строения Звёзды и источников звёздной энергии.


Солнце по всем признакам является рядовой Звёзды Имеются все основания предполагать, что многие Звёзды, как и Солнце, имеют планетные системы. Вследствие дальности расстояния пока ещё не удаётся непосредственно увидеть такие спутники Звёзды даже в самые мощные телескопы. Для их обнаружения необходимы тонкие методы исследования, тщательные наблюдения в течение десятков лет и сложные расчёты. В 1938 шведский астроном Э. Хольмберг заподозрил, а позднее советский астроном А. Н. Дейч и др. установили существование невидимых спутников у звезды 61 Лебедя и других близких к Солнцу Звёзды Наша планетная система, т. о., не является исключительным явлением. На многих планетах, окружающих другие Звёзды, также вероятно существование жизни, и Земля не представляет в этом отношении исключения.


Звёзды часто расположены парами, обращающимися вокруг общего центра масс; такие Звёзды называются двойными звёздами. Встречаются также тройные и кратные
системы Звёзды


Взаимное расположение Звёзды с течением времени медленно изменяется вследствие их движений в Галактике. Звёзды образуют в пространстве огромные звёздные системы — галактики. В состав нашей Галактики (к которой принадлежит Солнце) входит более 100 млрд. Звёзды Изучение строения Галактики показывает, что многие Звёзды группируются в звёздные скопления, звёздные ассоциации и др. образования.


Звёзды изучаются в двух дополняющих друг друга направлениях. Звёздная астрономия, рассматривающая Звёзды как объекты, характеризующиеся теми или иными особенностями, исследует движение Звёзды, распределение их в Галактике и в скоплениях, различные статистические закономерности. Предметом изучения астрофизики являются физические процессы, происходящие в Звёзды, их излучение, строение, эволюция.


Массы звёзд. Массы могут быть определены непосредственно лишь у двойных Звёзды на основе изучения их орбит. У спектрально-двойных Звёзды измерения смещений спектральных линий вследствие эффекта Доплера позволяют определить период обращения компонентов и проекции макс. скорости каждого компонента на луч зрения. Аналогичные измерения можно провести и у некоторых визуально-двойных Звёзды Этих данных достаточно для вычисления отношения масс компонентов. Абсолютные значения масс определяются, если система является в то же время и затменно-двойной, т. е. если её орбита видна с ребра и компоненты Звёзды попеременно закрывают друг друга. Изучение масс двойных Звёзды показывает, что между массами и светимостями Звёзды главной последовательности существует статистическая зависимость (см. «Масса — светимость» диаграмма). Эта зависимость, распространённая и на одиночные Звёзды, позволяет косвенно, определяя светимости Звёзды, оценивать и их массы.


Светимости звёзд и расстояния до них. Основной метод определения расстояний до Звёзды состоит в измерении их видимых смещений на фоне более далёких Звёзды, обусловленных обращением Земли вокруг Солнца. По смещению (параллаксу), величина которого обратно пропорциональна расстоянию, вычисляют и само расстояние. Однако такой способ измерений применим только к ближайшим Звёзды
Зная расстояние до Звёзды и её видимую звёздную величину m, можно найти абсолютную звёздную величину М по формуле:
М = m +5-5 lg r,


где r — расстояние до Звёзды, выраженное в парсеках. Определив средние абсолютные звёздные величины для Звёзды тех или иных спектральных классов и сопоставив с ними видимые звёздные величины отдельных Звёзды этих же классов, можно определить расстояния и до удалённых Звёзды, для которых параллактические смещения неощутимы (это т. н. спектральные параллаксы). Абсолютные звёздные величины некоторых типов переменных звёзд (например, цефеид) можно установить по величине периода изменения блеска, что также позволяет определять расстояния до них.


Расстояния оцениваются также по систематическим компонентам лучевых скоростей и собственных движений звёзд, обусловленным особенностями вращения Галактики и движением Солнца (вместе с Землёй) в пространстве и зависящим, т. о., от удалённости Звёзды Чтобы исключить влияние собственных скоростей отдельных Звёзды, определяют расстояние сразу до большой группы их (статистические или групповые параллаксы).
Наиболее яркие Звёзды приведены в табл. 1, ближайшие Звёзды — в табл. 2.


Табл. 1.—Наиболее яркие звезды

Название

Видимая звёздная величина (систе-


ма V)


Спект-ральный класс и класс свети-


мости


Собст-
венное движе-
ние

Парал-


лакс


Лучевая скорость, км/сек

Тангенци-


альная скорость, км/сек


Абсолют-
ная звёздная величина (систе-


ма V)


Светимость (в единицах светимости Солнца)

a

Большого Пса

–1,46

А1 V

1,32“

0,375“

-8

17

+ 1,4

22,4

8,5

А5

+11,4

0,002

a

Киля

-0,75

F0 lb-ll

0,02

0,018

+20

5

-4,4

4700

a

Волопаса

-0,05

К2 IIIp

2,28

0.090

-5

120

-0,3

107

a

Лиры

+0,03

А0 V

0,34

0,123

-14

13

-+0,5

51

a

Центавра

0,06

G2 V

3,68

0,751

--22

23

+4,5

1,3

1,51

К5

+5,9

0,34

a

Возничего

0,08

G8 III

0,44

0,073

+30

29

-0,6

141

b

Ориона

0,13

В8 Iа

0,00

0,003

+24

0

-7,5

81000

a

Малого Пса

0,37

F5 IV-V

1,25

0,288

-3

20

+2,6

7,4

10,8

белый карлик

13,1

0,0004

a

Ориона

0,42 пер.

М2 lab

0,03

0,005

+21

28

-6,1

22400

a

Эридана

0,47

В5 IV

0,10

0,032

+19

15

-2,0

510

b

Центавра

0,59

В1 II

0,04

0,016

-12

11

-3,4

1860

a

Орла

0,76

А7 IV-V

0,66

0,198

-26

16

+2,3

9,8

a

Креста

0,79

В1 IV

0,04

0,008

-6

24

-4,7

6200

1,3

В1

-4,2

3700

a

Тельца

0,86

К5 III

0,20

0,048

+54

20

-0,7

155

13,6

М2 V

+11,8

0,0015

a

Скорпиона

0,91 пер.

MI la

0,03

0,019

-3

7

-2,7

980

6,8

В4

+3,2

4,1

a

Девы

0,97 пер.

В1 V

0,05

0,021

+1

11

-2,4

740

b

Близнецов

1,14

К0 III

0,62

0,093

+3

32

+1,0

32

a

Южной Рыбы

1,16

A3 V

0,37

0,144

+6

12

+2,0

13

a

Лебедя

1,25 пер.

А2 la

0,00

0,003

-3

0

-6,2

24 600

a

Льва

1,35 пер.

B7 V

0,24

0,039

+3

29

-0,7

155

7,6

К2

+5,6

0,45

13



+11

0,003



  Табл. 2.— Ближайшие звёзды

Название

Видимая звёздная величина (система V)

Спектраль-


ный класс и класс светимости


Собст-
венное движе-


ние


Парал-
лакс

Расстоя-
ние, парсек

Абсолютная звёздная величина (система V)

Ближайшая Центавра

10,68

М5е


3,85“

0,762“

1,31

+15,1

a Центавра А

0,32

G2 V

3,79

0,751

1,33

+4,76

a Центавра В

1,72

K5 V




+6,16

Звезда Барнарда

9,54

М5 V

10,30

0,545

1,83

+13,22

Вольф № 359

13,66

dM6e

4,84

0,427

2,34

+16,62

BD +36°2147

7,47

M2V

4,78

0,396

2,52

+10,46

Сириус А

-1,47

А1 V

1,32

0,375

2,66

+1,42

Сириус В

8,67

А5




+11,55

Лейтен 726—8 (UV Кита)

12,45

dM6e

3,36

0,371

2,69

+15,3

12,95

dM6e

+15,8

Росс №154

10,6

dM4e

0,67

0,340

2,93

+13,3

Росс № 248

12,24

dM6e

1,58

0,316

3,16

+14,74

e Эридана

3,73

К2 V

0,97

0,303

3,30

+6,14

Росс № 128

11,13

dM5

1,40

0,298

3,34

+13,50

Лейтен 789-6

12,58

dM6e

3,27

0,298

3,34

+14,9

61 Лебедя А

5,19

K5 V

5,22

0,292

3,42

+7,52

61 Лебедя В

6,02

K7 V




+8,35

Процион А

0,34

F5 IV-V

1,25

0,288

3,48

+2,67

Процион В

10,7

dF




+13,1

e Индейца

4,73

K5 V

4,67

0,285

3,50

+7,0

BD +59° 1915 А

8,90

dM4

2,29

0,278

3,58

+11,12

BD+59° 1915 В

9,69

dM5




+11,91

BD +43° 44A

8,07

MI V

2,91

0,278

3,58

+10,29

BD +43° 44В

11,04

M6 V




+13,26

t Кита

3,50

G8 Vp

1,92

0,275

3,62

+5,70

CD +36° 15693

7,39

M2 V

6,87

0,273

3,65

+9,57

BD +5° 1668

9,82

dM4

3,73

0,266

3,75

+11,95

CD-39° 4192

6,72

MOI

3,46

0,255

3,90

+8,75

Звезда Каптейна

8,8

sdMO

8,79

0,251

3,99

+10,8



  Температуры и спектральные классы звёзд. Распределение энергии в спектрах раскалённых тел неодинаково; в зависимости от температуры максимум излучения приходится на разные длины волн, меняется цвет суммарного излучения. Исследование этих эффектов у Звёзды, изучение распределения энергии в звёздных спектрах, измерения показателей цвета позволяют определять их температуры (см. Температура в астрофизике). температуры Звёзды определяют также по относительным интенсивностям некоторых линий в их спектре, позволяющим установить спектральный класс Звёзды (см. Спектральная классификация звёзд). Спектральные классы Звёзды зависят от температуры и с убыванием её обозначаются буквами: О, В, A, F, G, К, М. Кроме того, от класса G ответвляется побочный ряд углеродных звёзд С (ранее обозначавшихся R, N), а от класса К — побочная ветвь S. Из класса О выделяют более горячие Звёзды — ядра планетарных туманностей (класс Р) и Вольфа — Райе звёзды с широкими яркими линиями излучения в спектре (класс W). Зная механизм образования линий в спектрах, температуру можно вычислить по спектральному классу, если известно ускорение силы тяжести на поверхности Звёзды, связанное со средней плотностью её фотосферы, а следовательно, и размерами Звёзды (плотность может быть оценена по тонким особенностям спектров). Зависимость спектрального класса или показателя цвета от эффективной температуры Звёзды называется шкалой эффективных температур. Зная температуру, можно теоретически рассчитать, какая доля излучения Звёзды приходится на невидимые области спектра — ультрафиолетовую и инфракрасную. Абсолютная звёздная величина и поправка, учитывающая излучение в ультрафиолетовой и инфракрасной частях спектра (болометрическая поправка), дают возможность найти полную светимость звезды.
Радиусы звёзд. Зная эффективную температуру Tef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле:
  L=4pR2sT4ef


  основанной на Стефана — Больцмана законе излучения (s — постоянная Стефана). Радиусы Звёзды с большими угловыми размерами могут быть измерены непосредственно с помощью звёздных интерферометров. У затменно-двойных Звёзды могут быть вычислены значения наибольших диаметров компонентов, выраженные в долях большой полуоси их относительной орбиты.


Вращение звёзд. Вращение Звёзды изучается по их спектрам. При вращении один край диска Звёзды удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью. В результате в спектре Звёзды, получающемся одновременно от всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципом Доплера, приобретают характерный контур, по которому возможно определять скорость вращения. Звёзды ранних спектральных классов О, В, А вращаются со скоростями (на экваторе) 100—200 км/сек и больше. Скорости вращения более холодных Звёзды — значительно меньше (несколько км/сек). Уменьшение скорости вращения Звёзды связано, по-видимому, с переходом части момента количества движения к окружающему её газо-пылевому диску вследствие действия магнитных сил. Из-за быстрого вращения Звёзды принимает форму сплюснутого сфероида. Излучение из звёздных недр просачивается к полюсам скорее, чем к экватору, вследствие чего температура на полюсах оказывается более высокой. Поэтому на поверхности Звёзды возникают меридиональные течения от полюсов к экватору, которые замыкаются в глубоких слоях Звёзды Такие движения играют существенную роль в перемешивании вещества в слоях, где нет конвекции.


Зависимости между звёздными параметрами. Массы Звёзды заключены в пределах от 0,04 до 100 масс Солнца, светимости от 5·10-4 до 105 светимостей Солнца, радиусы от 2·10-1 до 103 радиусов Солнца. Эти параметры связаны определёнными зависимостями. Наиболее важные из них выявляются на диаграммах «спектр — светимость» (Герцшпрунга — Ресселла диаграммах) или «эффективная температура — светимость», и др. Почти все Звёзды располагаются на таких диаграммах вдоль нескольких полос, схематически изображенных на рис. 2 и соответствующих различным последовательностям, пли классам светимости. Большинство Звёзды расположено на главной последовательности (V класс светимости). Левый её конец образуют Звёзды класса О с температурами 30 000—50 000°, правый — красные звёзды-карлики класса М с температурами 3000—4000°. На диаграмме видна последовательность гигантов (III класс), в которую входят Звёзды высокой светимости (т. е. имеющие большие радиусы). Выше расположены последовательности ещё более ярких сверхгигантов Ia, Iв и II. (Принадлежность Звёзды к числу карликов, гигантов и сверхгигантов обозначалась ранее буквами d, g и с перед спектральным классом.) Внизу диаграммы расположены белые карлики (VII), размеры которых сравнимы с размерами Земли при плотности порядка 106 г/см3. Кроме этих основных последовательностей, отмечаются субгиганты (IV) и субкарлики (VI).
Диаграмма Герцшпрунга — Ресселла нашла своё объяснение в теории внутреннего строения Звёзды


Внутреннее строение звёзд. Поскольку недра Звёзды недоступны непосредственным наблюдениям, внутреннее строение Звёзды изучается путём построения теоретических звёздных моделей, которым соответствуют значения масс, радиусов и светимостей, наблюдаемые у реальных Звёзды В основе теории внутреннего строения обычных Звёзды лежит представление о Звёзды как о газовом шаре, находящемся в механическом и тепловом равновесии, в течение длительного времени не расширяющемся и не сжимающемся. Механическое равновесие поддерживается силами гравитации, направленными к центру Звёзды, и газовым давлением в недрах Звёзды, действующим наружу и уравновешивающим силы гравитации. Давление растет с глубиной, а вместе с ним увеличиваются и плотность и температура. Тепловое равновесие заключается в том, что температура Звёзды — во всех её элементарных объёмах — практически не меняется со временем, т. е. что количество энергии, уходящей из каждого такого объёма, компенсируется приходящей в него энергией, а также энергией, вырабатываемой там ядерными или др. источниками.


Температуры обычных Звёзды меняются от нескольких тыс. градусов на поверхности до десяти млн. градусов и более в центре. При таких температурах вещество состоит из почти полностью ионизованных атомов, благодаря чему оказывается возможным в расчётах звёздных моделей применять уравнения состояния идеального газа. При исследованиях внутреннего строения Звёзды существенное значение имеют предпосылки об источниках энергии, химическом составе Звёзды и о механизме переноса энергии.


Основным механизмом переноса энергии в Звёзды является лучистая теплопроводность. При этом диффузия тепла из более горячих внутренних областей Звёзды наружу происходит посредством квантов ультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются в др. частях Звёзды и снова излучаются; по мере перехода во внешние, более холодные слои частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется средней величиной пробега кванта, которая зависит от прозрачности звёздного вещества, характеризуемой коэффициент поглощения. Основными механизмами поглощения в Звёзды являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяние свободными электронами.


Лучистая теплопроводность является основным видом переноса энергии для большинства Звёзды Однако в некоторых частях Звёзды, а в Звёзды с малой массой — почти во всём объёме, существенную роль играет конвективный перенос энергии, т. е. перенос тепла массами газа, поднимающимися и спускающимися под влиянием различия температуры. Конвективный перенос, если он действует, гораздо эффективнее лучистого, но конвекция возникает только там, где водород или гелий ионизованы частично: в этом случае энергия их рекомбинации поддерживает движение газовых масс. У Солнца зона конвекции занимает слой от поверхности до глубины, равной около 0,1 его радиуса: ниже этого слоя водород и гелий ионизованы уже полностью. У холодных Звёзды полная ионизация наступает на большей глубине, так что конвективная зона у них толще и охватывает большую часть объёма. Наоборот, у горячих Звёзды водород и гелий полностью ионизованы, начиная почти от самой поверхности, поэтому у них нет внешней конвективной зоны. Однако они имеют конвективное ядро, где движения поддерживаются теплом, выделяющимся при ядерных реакциях.


Звёзды-гиганты и сверхгиганты устроены иначе, чем Звёзды главной последовательности. Маленькое плотное ядро их (1% радиуса) содержит 20—30% массы, а остальная часть представляет собой протяжённую разреженную оболочку, простирающуюся на расстояния, составляющие десятки и сотни солнечных радиусов. температуры ядер достигают 100 млн. градусов и более. Белые карлики по существу представляют собой те же ядра гигантов, но лишённые оболочки и остывшие до 8—10 тыс. градусов. Плотный газ ядер и белых карликов обладает особыми свойствами, отличными от свойств идеального газа. В нём энергия передаётся не излучением, а электронной теплопроводностью, как в металлах. Давление такого газа зависит не от температуры, а только от плотности, поэтому равновесие сохраняется даже при остывании Звёзды, не имеющей источников энергии.


Химический состав вещества недр Звёзды на ранних стадиях их развития сходен с химическим составом звёздных атмосфер (см. Атмосферы звёзд), который определяется из спектроскопических наблюдений (диффузионное разделение может произойти лишь за время, значительно превосходящее время жизни Звёзды). С течением времени ядерные реакции изменяют химический состав звёздных недр и внутреннее строение Звёзды меняется.


Источники звёздной энергии и эволюция звёзд. Основным источником энергии Звёзды являются термоядерные реакции, при которых из лёгких ядер образуются более тяжёлые; чаще всего это — превращение водорода в гелий. В Звёзды с массой, меньшей двух солнечных, оно происходит главным образом путём соединения двух протонов в ядро дейтерия (лишний заряд уносится рождающимся позитроном), затем превращением дейтерия в изотоп He3 путём захвата протона и, наконец, превращением двух ядер He3 в He4 и два протона. В более массивных Звёзды преобладает углеродно-азотная циклическая реакция: углерод захватывает последовательно 4 протона, выделяя попутно два позитрона, превращается сначала в азот, затем распадается на гелий и углерод. Окончательным результатом обеих реакций является синтез ядра гелия из четырёх ядер водорода с выделением энергии: ядра азота и углерода в углеродно-азотной реакции играют лишь роль катализатора. Для сближения ядер на такое расстояние, когда может произойти захват, нужно преодолеть электростатическое отталкивание, поэтому реакции могут идти только при температурах, превышающих 107 градусов. Такие температуры встречаются в самых центральных частях Звёзды В Звёзды малых масс, где температура в центре недостаточна для термоядерных реакций, источником энергии служит гравитационное сжатие Звёзды


Зная процессы передачи и выделения тепла, можно решить систему уравнений механического и теплового равновесия и рассчитать внутреннее строение Звёзды, имеющей данную массу. При этом вычисляются также радиус и светимость Звёзды, которые являются функцией массы. Полученные таким путём теоретические зависимости могут быть сопоставлены с диаграммами «масса — светимость» и «масса — радиус», составленными по наблюдениям Звёзды Для Звёзды главной последовательности результаты наблюдений согласуются с теорией. Звёзды др. последовательностей теоретическим зависимостям не удовлетворяют. Причина появления др. последовательностей заключается в изменении химического состава недр Звёзды в процессе эволюции. Превращение водорода в гелий увеличивает молекулярный вес газа, вследствие чего ядро сжимается, температура его растет, а соседний с ядром газ нормального состава расширяется. Звёзды становится гигантом, причём на диаграмме Герцшпрунга — Ресселла она перемещается по одной из линий, называемых эволюционными треками. Иногда треки имеют сложный вид; перемещаясь по ним, Звёзды несколько раз переходит от одного края диаграммы к другому и обратно. После расширения, а затем рассеяния оболочки Звёзды становится белым карликом.


У массивных Звёзды ядро в конце эволюции неустойчиво, радиус его уменьшается приблизительно до 10 км, и Звёзды превращается в нейтронную (состоит из нейтронов, а не из ядер и электронов, как обычные Звёзды). Нейтронные Звёзды имеют сильное магнитное поле и быстро вращаются. Это приводит к наблюдаемым всплескам радиоизлучения, а иногда к всплескам также и оптических и рентгеновского излучений. Такие объекты называются пульсарами. При ещё больших массах происходит коллапс — неограниченное падение вещества к центру со скоростью, близкой к скорости света. Часть гравитационной энергии сжатия производит выброс оболочки со скоростью до 7000км/сек. При этом Звёзды превращается в сверхновую Звёзды, её излучение увеличивается до нескольких млрд. светимостей Солнца, а затем постепенно, в течение ряда месяцев угасает. О происхождении и эволюции Звёзды см. также в ст. Космогония.


Двойные звёзды. Большая часть Звёзды входит в состав двойных или кратных звёздных систем (см. Двойные звёзды). Если компоненты двойных Звёзды расположены достаточно далеко друг от друга, они видны отдельно. Это т. н. визуально-двойные Звёзды Иногда один, более слабый, компонент не виден, и двойственность обнаруживается по непрямолинейному движению более яркой Звёзды Чаще же всего двойные Звёзды распознаются по периодическому расщеплению линий в спектре (спектрально-двойные Звёзды) или по характерным изменениям блеска (затменно-двойные Звёзды). Большая часть двойных Звёзды образует тесные пары. На эволюцию компонентов таких Звёзды существенное влияние оказывают взаимные приливные возмущения. Если один из компонентов Звёзды вздувается в процессе эволюции, то при некоторых условиях из точки её поверхности, обращенной к др. компоненту, начинается истечение газа. Газ образует потоки вокруг второго компонента и частично попадает на него. В результате первый компонент может потерять большую часть массы и превратиться в субгиганта или даже в белого карлика. Второй же компонент приобретает часть потерянной массы и соответственно увеличивает светимость. Поскольку эта масса может включать газ не только из атмосферы, но и из глубоких слоев, близких к ядру первого компонента, в двойной Звёзды могут наблюдаться аномалии химического состава. Однако эти аномалии касаются только лёгких элементов, т.к. тяжёлые элементы в гигантах не образуются. Они появляются при взрывах сверхновых Звёзды, когда выделяется много нейтронов, которые захватываются ядрами атомов и увеличивают их вес.


Пекулярные и магнитные звёзды. Аномалии химического состава, причём различные в разных местах поверхности Звёзды, особенно часто наблюдаются у т. н. магнитных звёзд. Эти Звёзды, спектральный класс которых близок к АО, имеют на поверхности магнитные поля с очень высокой напряжённостью (до 10 000 гаусс и больше). Напряжённость поля периодически меняется со средним периодом от 4 до 9 сут, причём часто изменяется и знак напряжённости. С этим же периодом обычно меняется и характер спектра, как если бы менялся химический состав Звёзды Такие изменения могут быть объяснены вращением Звёзды, имеющей два или несколько магнитных полюсов, не совпадающих с полюсом вращения. Изменения химического состава при этом объясняются тем, что на магнитном полюсе сосредоточено больше одних элементов, а на магнитном экваторе — других. У разных пекулярных (особых) Звёзды, характеризующихся наиболее существенными особенностями химического состава, аномалии могут быть разными: чаще всего наблюдается большой избыток отдельных элементов типа Si, Mg, Cr, Eu, Mn и некоторых др. и недостаток Не. Появление этих аномалий обусловлено, по-видимому, тем, что сильное магнитное поле подавляет конвекцию. При отсутствии перемешивания происходит медленная диффузия элементов под действием силы тяжести и давления радиации. Одни элементы опускаются вниз, другие поднимаются вверх, в результате чего на поверхности наблюдается недостаток первых и избыток вторых. Магнитные Звёзды вращаются медленнее, чем нормальные Звёзды того же класса. Это является результатом того, что магнитное поле тормозило вращение сжимающегося сгустка вещества, из которого впоследствии сформировалась Звёзды


Кроме обычных пекулярных Звёзды имеются т. н. Звёзды с металлическими линиями поздних спектральных подклассов А. У них также есть магнитное поле, но более слабое, и аномалии химического состава не так велики. Природа таких Звёзды пока не изучена.


Некоторые типы аномалий, например обилие Li, связаны с дроблением более тяжёлых ядер космическими лучами, образующимися на самой Звёзды в результате электромагнитных явлений, сходных с хромосферными вспышками. Такие аномалии наблюдаются, например, у ещё сжимающихся Звёзды типа Т Тельца, с сильной конвекцией.


Аномалии др. вида, наблюдаемые, например, у гигантов спектрального класса S, обусловлены тем, что глубокая поверхностная конвективная зона смыкается с центральной конвективной зоной, что вызывается усилением ядерных реакций на определённом этапе эволюции Звёзды В результате вещество всей Звёзды перемешивается, и наружу выносятся элементы, синтезированные в её центральных областях.


Переменные звёзды. Блеск многих Звёзды непостоянен и изменяется в соответствии с тем или иным законом; такие Звёзды называются переменными звёздами. Звёзды, у которых изменения блеска связаны с физическими процессами, происходящими в них самих, представляют собой физические переменные Звёзды (в отличие от оптических переменных Звёзды, к числу которых относятся затменно-двойные Звёзды). Периодическая и полупериодическая переменность связана обычно с пульсациями Звёзды, а иногда с крупномасштабной конвекцией. Вообще говоря, Звёзды как системам, находящимся в устойчивом равновесии, свойственны пульсации с собственными периодами. Колебания могут возникнуть в процессе перестройки структуры Звёзды, связанной с эволюционными изменениями. Однако, чтобы они не затухали, должен существовать механизм, поддерживающий или усиливающий их: в период максимального сжатия Звёзды необходимо получить тепловую энергию, которая уйдёт наружу в период расширения. Согласно современным теориям, пульсации у многих типов переменных Звёзды (цефеиды, переменные типа RR Лиры и др.) объясняются тем, что при сжатии Звёзды увеличивается коэффициент поглощения; это задерживает общий поток излучения, и газ получает дополнительную энергию. При расширении поглощение уменьшается, и энергия выходит наружу. Неоднородное строение Звёзды, наличие в них нескольких слоев с различными свойствами нарушает регулярную картину, делает изменения параметров Звёзды отличными от правильной синусоиды. Основная стоячая волна колебания часто находится в глубине Звёзды, а на поверхность выходят порождаемые ею бегущие волны, которые влияют на фазы изменений блеска, скорости и др. параметров.


Некоторые виды переменных Звёзды испытывают вспышки, при которых блеск возрастает на 10—15 звёздных величин (т. н. новые Звёзды), на 7—8 величин (повторные новые Звёзды) или на 3—4 величины (новоподобные). Такие вспышки связаны с внезапным расширением фотосферы с большими скоростями (до 1000—2000 км/сек у новых Звёзды), что приводит к выбросу оболочки с массой около 10-5—10-4 масс Солнца. После вспышки блеск начинает уменьшаться с характерным временем 50—100 сут. В это время продолжается истечение газов с поверхности со скоростью в несколько тыс. км/сек. Все эти Звёзды оказываются тесными двойными, и их вспышки, несомненно, связаны с взаимодействием компонентов системы, один из которых или оба обычно являются горячими звёздами-карликами. На структуру оболочек, выброшенных новыми Звёзды, по-видимому, существенное влияние оказывает сильное магнитное поле Звёзды Быстрая неправильная переменность Звёзды типа Т Тельца, UV Кита и некоторых др. типов молодых сжимающихся Звёзды связана с мощными конвективными движениями в этих Звёзды, выносящими на поверхность горячий газ. К переменным Звёзды можно отнести и уже упоминавшиеся сверхновые Звёзды В Галактике известно свыше 30 000 переменных Звёзды


Работы по изучению Звёзды в СССР ведутся на Крымской астрофизической обсерватории АН СССР, Главной астрономической обсерватории АН СССР, в Государственном астрономическом институте им. П. К. Штернберга, в Астрономическом совете АН СССР и др. астрономических учреждениях. Статьи по этим вопросам печатаются в «Астрономическом журнале», в журнале «Астрофизика» и в изданиях обсерваторий. За рубежом исследования Звёзды ведутся в США, Великобритании, Австралии и многих др. странах. В зарубежной литературе основным является «Astrophysical Journal» (США) и ряд др. изданий США, Великобритании и др. стран.


Лит.: Франк-Каменецкий Д. А., Физические процессы внутри звезд, М., 1959; Мустель Э. Р., Звездные атмосферы, М., 1960; Шварцшильд М., Строение и эволюция звезд, пер. с англ., М., 1961; Горбацкий В. Г., Минин И. Н., Нестационарные звезды, М., 1963; Звездные атмосферы, под ред. Лж. Л. Гринстейна, пер. с англ., М., 1963; Каплан С. А., Физика звезд, 2 изд., М., 1970; Пульсирующие звезды, М., 1970; Мартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, 2 изд., М., 1971.
  С. Б. Пикельнер.
 



"БСЭ" >> "З" >> "ЗВ" >> "ЗВЁ"

Статья про "Звёзды" в Большой Советской Энциклопедии была прочитана 6 раз
Бургер двойного помола
Морской Гребешок в беконе

TOP 20