Знание о звездах как отдаленных солнц позволяет нам анализировать их физические характеристики, сравнивая их с характеристиками Солнца.
1. Цвет и температура звезд. В ходе наблюдений за звездным небом, становится заметно разнообразие их окрасок. Подобно тому, как цвет раскаленного металла свидетельствует о его температуре, цвет звезды дает нам понимание о температуре её фотосферы. Существует зависимость между максимальной длиной волны излучения и температурой. Разные звезды имеют разные пики излучения при различных длинах волн. Например, наше Солнце – жёлтое. Такого же цвета Капелла с температурой около 6000 K. Красные звезды, такие как Альдебаран с температурой 3500-4000 K, имеют красноватый оттенок. Температура красных звезд, как у Бетельгейзе, около 3000 K. Самые холодные из сейчас известных звезд имеют температуру менее 2000 K. Их наблюдение чаще всего осуществляется в инфракрасной области спектра.
Существует множество звезд, горячих даже по сравнению с Солнцем. Примерами таких являются белые звезды, такие как Спика, Сириус, Вега, с температурой порядка 104-2•104 K. Реже встречаются голубовато-белые звезды, температура их фотосферы составляет 3•104-5•104 K. В ядрах звезд температура не опускается ниже 107 K.
2. Спектры и химический состав звезд. Расшифровка спектров является важным источником информации об их природе. Спектры большинства звезд, включая Солнце, представлены спектрами поглощения: на фоне непрерывного спектра видны тёмные линии.
Подобные спектры звезд сгруппированы в семь основных спектральных классов, обозначаемых прописными латинскими буквами:
О — В — A — F — G — К — М
Эти классы следуют в таком порядке, что по мере движения слева направо цвет звезды меняется от близкого к голубому (класс О), белому (класс А), жёлтому (класс G), красному (класс М). Таким образом, последовательность спектральных классов отражает разницу в цвете и температуре звезд. Внутри каждого класса существуют еще десять подклассов. Например, спектральный класс F подразделяется на подклассы F0-F9. Наше Солнце относится к спектральному классу G2.
Большинство звезд имеют сходный химический состав атмосфер: основными элементами, как и на Солнце, оказались водород и гелий. Разнообразие спектров звезд объясняется, прежде всего, различиями в их температуре. Температура влияет на физическое состояние атомов вещества в атмосферах звезд и, как следствие, на характер их спектров. При низких температурах (как у красных звезд) в их атмосферах могут существовать нейтральные атомы и даже простейшие молекулярные соединения (С2, CN, TiO, ZrO и др.). В атмосферах очень горячих звезд преобладают ионизованные атомы. Помимо температуры, влияют на вид спектра давление и плотность газа в фотосфере, наличие магнитного поля и особенности химического состава.
3. Светимость звезд. Как и Солнце, звезды излучают энергию в широком диапазоне электромагнитных волн. Светимость (L) представляет собой общую мощность излучения звезды и является одной из важнейших характеристик. Светимость пропорциональна площади поверхности фотосферы звезды (или квадрату её радиуса R) и четвёртой степени эффективной температуры фотосферы (T), то есть
Формула, связывающая абсолютные звездные величины и светимости звезд, аналогична соотношению между блеском звезды и её видимой звездной величиной, то есть:
где L1 и L2 — светимости двух звезд, m1 и m2 — их абсолютные звездные величины.
Если выбрать Солнце в качестве одной из звезд, то:
где буквы без индексов относятся к любой звезде, а с символом ⊙ — к Солнцу.
Принимая светимость Солнца за единицу (L⊙=1), получим:
m−M=−2,5log(L)
С использованием формулы можно вычислить светимость любой звезды, если известна её абсолютная звездная величина.
***
Пример 10. Вычислить светимость Сириуса, если известно, что его видимая звездная величина -1,6m, а свет от него идет до Земли 8,7 лет.
Для решения данной задачи, нам необходимо воспользоваться формулой для вычисления светимости звезды.
Мы знаем видимую звездную величину (m) и расстояние, на которое свет от Сириуса доходит до Земли, равное 8,7 световых лет. Так как видимая звездная величина Сириуса составляет -1,6, мы можем использовать Солнце как эталон, где абсолютная звездная величина Солнца M⊙=4,74, и его светимость L⊙=1.
Мы также знаем, что расстояние до Сириуса в световых годах можно выразить как:
8,7 световых лет = 10 парсек
Теперь мы можем перейти к вычислениям. Для нахождения светимости Сириуса используем формулу:
−1,6−4,74=−2,5log(L)
Теперь решим это уравнение относительно (L):
3,14=2,5log(L)
1,256=log(L)
Теперь найдем значение (L):
L≈19,78
Таким образом, светимость Сириуса составляет примерно 19,78 раз больше, чем светимость Солнца (принятой за единицу).
***
Звезды имеют различные светимости. Известны звезды, светимость которых превосходит светимость Солнца в сотни и тысячи раз. Например, светимость Альдебарана (α Тельца) почти в 160 раз больше светимости Солнца (L≈160); светимость Ригеля (β Ориона) составляет 80 000.
У большинства звезд светимость сравнима или даже меньше светимости Солнца; например, светимость звезды Крюгер 60А составляет приблизительно L≈0,006.
4. Радиусы звезд. Современная астрономическая техника позволяет измерять угловые диаметры нескольких звезд. Однако большинство радиусов звезд определяются с использованием других методов. Один из таких методов основан на формуле (45), которая позволяет вычислить радиус звезды (R), ее объем и площадь фотосферы, если известны светимость (L) и эффективная температура (Т).
Изучая радиусы множества звезд, астрономы выяснили, что некоторые из них существенно отличаются по размерам от Солнца. Например, радиус звезды w Цефея превышает солнечный в 1200 раз. Звезды, чей радиус в десятки раз больше радиуса Солнца, называются гигантами. Звезды с размерами, близкими к Солнцу или даже меньшими, относятся к карликам. Среди карликов встречаются звезды, размеры которых меньше даже размеров Земли или Луны. Также были обнаружены звезды с еще более небольшими размерами.
5. Масса звезды является одной из важнейших ее характеристик. Величины масс звезд варьируются. В то время как самые массивные звезды в десятки раз превосходят Солнце, наименьшие массы звезд составляют порядка. Определение масс звезд осуществляется в основном путем исследования двойных звезд.
6. Средние плотности звезд различаются значительно из-за различий в размерах. Гиганты и сверхгиганты обладают очень низкой плотностью. Например, плотность Бетельгейзе составляет около 10^-3 кг/м³. С другой стороны, существуют чрезвычайно плотные звезды, такие как белые карлики. Их плотность может превышать 4•10^7 кг/м³. На сегодняшний день известны еще более плотные белые карлики с плотностью 10^10—10^11 кг/м³. Эти огромные плотности объясняются особыми свойствами вещества в этих звездах, где атомные ядра оторваны от электронов. Расстояния между атомными ядрами в таких звездах десятки и даже сотни раз меньше, чем в обычных твердых или жидких телах, с которыми мы сталкиваемся на Земле. Такое агрегатное состояние, характерное для вещества белых карликов, не схоже ни с газом, ни с плазмой, несмотря на то, что его принято называть «газом», учитывая, что расстояния между частицами даже в плотных белых карликах во много раз больше, чем сами ядра атомов или электроны.
