Конспект урока: Физические характеристики звёзд. Эволюция звёзд. Вселенная

Физические характеристики звёзд

С развитием техники появилась возможность измерять угловые размеры и годичные параллаксы ближайших звёзд. Полученные данные позволили астрономам вычислить диаметры исследуемых звёзд и расстояния между звёздами и нашей планетой. Также для оценки различных характеристик звёзд используются спектральный анализ и измеряется мощность светового 
излучения — светимость звезды $L$.

Рис. 1. Размеры некоторых звёзд в сравнении с Солнцем

Результаты исследований говорят о том, что во Вселенной находится огромное количество звёзд, большинство из которых имеет размеры, сопоставимые с размерами Солнца. Однако существуют звёзды-гиганты, такие как звезда Бетельгейзе, радиус которой сопоставим с радиусом орбиты Земли (рис. 1); а также звёзды-карлики, имеющие размеры, сравнимые с размером Земли.

Если размеры звёзд имеют очень широкий диапазон, то значения их масс $M$ лежат в достаточно малых пределах:

$0,01 M_{\mathrm{с}}<M<100 M_{\mathrm{с}}$.

У звёзд, массы которых удовлетворяют соотношению выше, в процессе из образования сначала наблюдается рост гравитационных сил, увеличение плотности и разогрев ядра. Результатом этих процессов является термоядерная реакция, энергия продолжает выделяться до тех пор, пока её количество не станет равно потерям на излучение. В этот момент гравитационное сжатие прекращается, звезда приходит в устойчивое состояние.

Если же размер небесного тела меньше, чем $0,01 M_{\mathrm{с}}$, то гравитационные силы недостаточно велики, чтобы вызвать нагрев центральной части и спровоцировать термоядерные реакции. Такие объекты не являются самосветящимися телами.

Известно, что мощность светового излучения $L$ пропорциональна кубу её массы $M$: $L~M^3$. Таким образом, звезда, имеющая массу $M=50 M_{\mathrm{с}}$ будет излучать энергию $L=125 000 L_{\mathrm{с}}$. Если масса звезды $M$ будет превышать массу Солнца $M_{\mathrm{с}}$ более чем в сто раз, такая звезда разрушится, так как гравитационные силы не будут уравновешивать действие сил светового давления, разрушающих звезду.
 

Цвет поверхности звезды определяется температурой её поверхности. Все известные звёзды в зависимости от их спектра разделены на семь спектральных классов. В таблице 1 приведены диапазоны температур, соответствующие каждому спектральному классу.

Таблица 1. Спектральные классы звёзд

Таким образом, Солнце относится к жёлтым звёздам и занимает промежуточное положение в температурном диапазоне звёзд.

В начале XX в. было установлено, что, если построить диаграмму, отражающую зависимость светимости звёзд $L$ от их спектрального класса, большинство звёзд будет располагаться вдоль узкой полосы (рис. 2). Эта группа звёзд была названа главной последовательностью. Звёзды главной последовательности имеют плотность, сопоставимую с плотностью Солнца, а мощность их светового излучения $L$ пропорциональна кубу их массы $M$: $L~M^3$. Для данной группы звёзд справедливо следующее утверждение: чем больше массы звезды, тем больше её светимость и масса.

Рис. 2. Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

Остальные звёзды были разделены на сверхгиганты, гиганты и белые карлики.

Полученная зависимость светимости от спектрального класса получила название диаграмма Герцшпрунга – Рассела в честь двух астрономов, Генри Рассела (1877–1957) и Эйнара Герцшпрунга (1873–1967), открывших данную закономерность независимо друг от друга.