Физическая природа звезд. Связь между физическими характеристиками звезд

1.

Физическая
природа звезд.
Связь между
физическими
характеристиками
звезд.

2.

Физические характеристики
звезд
Звёзды различны по
массе
температуре
(цвету)
строению
светимости
размерам
возрасту

3.

Определение спектров, цвета, температуры,
светимости и масс звёзд позволили
классифицировать их по спектральным
классам и обнаружить связь между
спектральным классом и светимостью звёзд,
а также связь между их массой и
светимостью.

4.

Диаграмма Герцшпрунга - Ресселла
В 1911г Эйнар Герцшпрунг (1873-1967,
Голландия) установил зависимость
светимости звезд с их спектральными
классами, сопоставляя данные
наблюдений.
В 1913г Генри Норрис Рессел (18771957, США) также установил данную
зависимость и представил ее
графически.
Зависимость «спектр-светимость» носит
название диаграммы Герцшпрунга-Рессела.

5.

Главная последовательность
Главная последовательность
— область на диаграмме
Герцшпрунга—Рассела,
содержащая звёзды,
источником энергии которых
является термоядерная
реакция синтеза гелия из
водорода.
На неё ложатся параметры
большинства звезд.
К звездам главной
последовательности
относится и наше Солнце.

6.

Зависимость между спектральным
классом звезды и ее светимостью
представлена в виде диаграммы «спектрсветимость» (или диаграммы
Герцшпрунга — Рессела). На диаграмме
четко выделяются четыре группы звезд:
в верхней части диаграммы находятся
звезды, обладающие наибольшей
светимостью (гиганты и сверхгиганты).
Звезды в нижней половине диаграммы
обладают низкой светимостью и
называются карликами. Наиболее
богатую звездами диагональ, идущую
слева направо, называют главной
последовательностью. Вдоль нее
расположены звезды, начиная от самых
горячих (в верхней части) до наиболее
холодных (в нижней).
Диаграмма «спектр-светимость»

7.

Диаграмма «спектр-светимость»
Главная последовательность:
- это последовательность звезд
разной массы. Самые большие
(голубые гиганты) расположены в
верхней части, а самые маленькие
звезды – карлики – в нижней части
главной последовательности
- это нормальные звезды похожие на
Солнце в которых водород сгорает в
термоядерной реакции.
Красные гиганты и сверхгиганты
располагаются над главной
последовательностью справа, белые
карлики – под ней слева,
поэтому начало левой части главной
последовательности представлена
голубыми звёздами с массами ~50
солнечных, конец правой —
красными карликами с массами
~0.08 солнечных.
Существование главной
последовательности связано с
тем, что стадия горения водорода
составляет ~90 % времени
эволюции большинства звёзд.
Диаграмма показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным
классом и температурой поверхности звезды.

8.

Светимость звезд
Одни звезды светят ярче, другие - слабее.
Светимость– мощность излучения звезды –
полная энергия, излучаемая звездой в 1
секунду. [Дж/с=Вт] Звезды излучают
энергию во всем диапазоне длин волн
В 1856г Норман Погсон (1829-1891, Англия)
устанавливает формулу для светимостей через
абсолютные М звездные величины (т.е. с
расстояния в 10 пк). L1/L2=2,512 М2-М1.
Рассеянное скопление «Плеяды» содержит
много горячих и ярких звезд, которые были
сформированы в одно и то же время из
газопылевого облака. Голубая дымка,
сопутствующая «Плеядам», - рассеянная
пыль, отражающая свет звезд.
Сравнивая звезду с Солнцем, получим
L/L =2,512 М -М, или lgL=0,4 (M -M)
L = 3,846.1026Вт/с
Большую светимость имеют звезды-гиганты,
меньшую - звезды-карлики.
Светимость звезд:
Наибольшей светимостью обладает голубой
сверхгигант - звезда Пистолет (созв. Стрельца 10000000 L ! Светимость красного карлика
Проксимы Центавра около 0,000055 L .
1,3.10-5L <L<5.105L

9.

Спектральная классификация звезд
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 имеет красный цвет и температуру поверхности около
3000 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, А, F, G, К, М. Спектральная классификация
звезд приведена ниже в таблице.

10.

Спектральная классификация звезд
Как и Солнце, звезды освещает землю, но из-за огромного расстояния до них
освещенность, которую они создают на Земле, на много порядков меньше солнечной.
Например, Полярная звезда создает освещенность на поверхности Земли в 370 млрд раз
меньше освещенности, создаваемой Солнцем. Но несмотря на малую видимость
яркость этой звезды, ее светимость в 4600 раз превышает солнечную. Расстояние до
Полярной звезды составляет 200 параллаксов, или около 650 св. лет (r = 6 * 10
Поэтому светимость Полярной звезды LП = 4
м).
E = 4 * 3,14 х * (6 * 10 м) - 3,8 * 10
Вт/м = 9,1 * 10 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 раз более мощные, чем Солнце, и звезды со
светимостями в десятки тысяч раз меньшими, чем у Солнца. Согласно измерениям,
температура поверхности звезды определяет ее видимый цвет и наличие спектральных
линий поглощения тех или иных химических элементов в ее спектре. По температуре,
по цвету и виду спектра все звезды разбили на спектральные классы, которые
обозначаются буквами O, B, A, F, G, K, M.

11.

Спектр
λ = 380 ∻ 470 нм – фиолетовый, синий;
λ = 470 ∻ 500 нм – сине-зеленый;
λ = 500 ∻ 560 нм – зеленый;
λ = 560 ∻ 590 нм – желто-оранжевый
λ = 590 ∻ 760 нм –красный.
Распределение цветов в спектре =К О Ж З Г С Ф
Запомнить, например: Как Однажды Жак Звонарь Городской Сломал Фонарь.
В 1665г Исаак Ньютон (1643-1727) получил спектры солнечного излучения и
объяснил их природу, показав, что цвет есть собственное свойство света.
В 1814г Йозеф фон ФРАУНГОФЕР (1787-1826, Германия) обнаружил, обозначил и к 1817г
подробно описал 754 линии в солнечном спектре (названы его именем), создав в 1814г
прибор для наблюдения спектров - спектроскоп.
В 1859г Г.Р.Кирхгоф (1824-1887, Германия) и
Р.В.Бунзен (1811-1899, Германия) открыли
спектральный анализ: газы поглощают те же
длины волн, которые излучают в нагретом
состоянии. У звезд на фоне сплошных спектров
наблюдаются темные (фраунгоферовы) линии –
это спектры поглощения.
Спектроскоп Кирхгофа-Бунзена

12.

Спектры звезд
Уильям ХЕГГИНС (1824-1910, Англия)
астроном, первым применив
спектрограф, начал спектроскопию
звезд. В 1863г показал, что спектры
Солнца и звезд имеют много общего и
что их наблюдаемое излучение
испускается горячим веществом и
проходит через вышележащие слои
более холодных поглощающих газов.
Спектрограмма рассеянного скопления «Гиады».
Спектры звезд – это их паспорт с описанием всех звездных закономерностей. По
спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру,
размер, химический состав ее атмосферы,
скорость вращения вокруг оси, особенности
движения вокруг общего центра тяжести.
Изучение звездных спектров – это фундамент
современной астрофизики.
Комбинированный спектр излучения звезды. Сверху «естественное» (видимое в спектроскопе), снизу — зависимость
интенсивности от длины волны.

13.

Спектральная классификация
В 1866г Анжело Секки (1818-1878, Италия) дал первую спектральную классическую звезд
по цвету: Белые, Желтоватые, Красные.
Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге
звездных спектров Генри Дрэпера (1837-1882, США), подготовленного под руководством
Э.Пикеринга (1846–1919) к 1884г. Все спектры были расставлены по интенсивности линий
(позже в температурной последовательности) и обозначены буквами в алфавитном порядке
от горячих к холодным звездам: O B A F G K M. К 1924г окончательно была установлена
Энной Кэннон (1863-1941, США) и издана каталогом в 9 томов на 225330 звезд- каталог HD.

14.

Современная спектральная классификация
Дополнительными классами R, N и S обозначены спектры, похожие на K и M, но с иным
химическим составом. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные
цифрами от 0 до 9. Например, спектр типа A5 находится посередине между A0 и F0.
Дополнительными буквами иногда отмечают особенности звезд: «d» – карлик, «D» – белый
карлик, «p» – пекулярный (необычный) спектр.
Наиболее точную спектральную
классификацию представляет
система МК, созданная У.Морганом
и Ф.Кинаном в Йеркской
обсерватории в 1943г, где спектры
расставлены как по температуре,
так и по светимости звезд. Были
дополнительно введены классы
светимости, отмеченные римскими
цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI,
соответственно указывающие на
размеры звезд.
Наше Солнце относится к
спектральному классу G2 V

15.

Спектры звезд

16.

Сравнительные характеристики звезд
По спектральным классам
Sp
Mb
M/M
L/L
R/R
Tэф, K
tm, лет
O5
- 10,1m
60
790000
14
44000
3 × 106
B0
- 7,1 m
16
52000
7,4
30000
107
B5
- 2,7 m
7
830
3,9
15400
3 × 107
A0
+ 0,3 m
3
54
2,4
12500
2 × 108
A5
+ 1,7 m
2
14
1,7
8200
6 × 108
F0
+2,6 m
1,8
6,5
1,5
7200
2 × 109
F5
+ 3,4 m
1,5
3,2
1,4
6400
3 × 108
G0
+ 4,2 m
1,05
1,5
1,1
6000
5 × 108
G5
+ 4,9 m
0,92
0,8
0,92
5800
1,2 × 1010
K0
+ 5,6 m
0,78
0,4
0,85
5200
1,5 × 1010
K5
+ 6,7 m
0,69
0,15
0,72
4400
2 × 1010
M0
+ 7,4 m
0,51
0,08
0,60
3800
5 × 1010
M5
+ 9,6 m
0,2
0,01
0,27
3200
2 × 1011
M8
+ 11,9 m
0,1
0,001
0,11
2600
1012

17.

Цвет и температура
звёзд

18.

Цвет звезд
Во время наблюдений звездного неба могли
заметить, что цвет (свойство света вызывать
определенное зрительное ощущение) звезд
различен. Цвет и спектр звезд связан с их
температурой. Свет разных длин волн возбуждает
разные цветовые ощущения. Глаз чувствителен к
длине волны, несущей максимальную энергию
λмах=b/T (закон Вина, 1896г).
Подобно драгоценным камням звезды рассеянного
скопления NGC 290 переливаются различными
красками. Фото КТ им. Хаббла, апрель 2006г.
В 1903—1907гг. Эйнар Герцшпрунг (18731967, Дания) первым определяет цвета
сотен ярких звезд.
Звезды имеют самые разные цвета. У Арктура желто-оранжевый оттенок,
Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Доминирующий цвет в спектре звезды
зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя
почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется
классическим законам излучения М.Планка (1858–1947), Й.Стефана (1835–1893) и
В.Вина (1864–1928), связывающим температуру тела и характер его излучения.
Закон Планка описывает распределение энергии в спектре тела и указывает, что с
ростом температуры повышается полный поток излучения, а максимум в спектре
сдвигается в сторону коротких волн.

19.

Температура звезд
Температура звезд непосредственно связана с
цветом и спектром. Первое измерение температуры
звезд произведено в 1909г германским астрономом
Юлиус Шейнер (1858-1913), проведя абсолютную
фотометрию 109 звезд.
Бетельгейзе (снимок телескопа
им.Хаббла). В таких холодных
звездах с Т=3000К преобладают
излучения в красной области
спектра. В спектрах таких звезд
много линий металлов и молекул.
Температура определяется по спектрам с помощью
закона Вина
λmax.Т=b, где b=0,289782.107Å.К - постоянная Вина.
Большинство звезд имеют температуры
2500К <Т< 50000К
Звезда HD 93129A (созв. Корма) самая горячая – Т= 220000 К!
Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея), Мира (o Кита) – Т= 2300К
e Возничего А - 1600 К.

20.

Плотность звезд
находится ρ=М/V=M/(4/3πR3)
Хотя массы звезд имеют меньший разброс, но
размеры значительно отличаются, поэтому и
плотности их сильно различаются. Чем больше
размер звезды, тем меньше плотность.
Самая маленькая плотность у сверхгигантов:
Антарес (α Скорпиона) R=750R , M=19M , ρ=6,4.10-5кг/м3
Бетельгейзе (α Ориона) R=800 R , M=17M , ρ=3,9.10-5кг/м3.
Очень большие плотности имеют белые карлики:
Сириус В, R=0,02 R , M=M , ρ=1,78.108кг/м3,
но еще больше плотность нейтронных звезд.
Средние плотности звезд изменяются в интервале
от 10-6 г/см3 до 1014 г/см3 - в 1020 раз!

21.

Химический состав
Химический состав звезды отражает влияние факторов: природы межзвездной среды и тех
ядерных реакций, которые развиваются в звезде в течение ее жизни. Начальный состав
звезды близок к составу межзвездной материи из которой возникла звезда.
Остатки сверхновой NGC 6995 - это горячий светящийся газ,
образовавшийся после взрыва звезды 20-30 тысяч лет назад.
Подобные взрывы активно обогащали пространство тяжелыми
элементами из которых впоследствии образовывались
планеты и звезды следующего поколения
Химический состав определяется по
спектру (интенсивности
фраунгоферовых линий), зависящего
также от температуры, давления и
плотности фотосферы, наличием
магнитного поля. Звезды состоят из
тех же химических элементов, которые
известны на Земле, но в основном из
водорода и гелия (95-98% массы) и
других ионизированных атомов, а у
холодных звезд в атмосфере
присутствуют нейтральные атомы и
даже молекулы.
По мере повышения температуры состав частиц, способных существовать в атмосфере
звезды, упрощается. Спектральный анализ звёзд классов О, B, A (Т от 50 000 до 10 000 0С)
показывает в их атмосферах линии ионизированных водорода, гелия и ионы металлов, в
классе К (50000С) обнаруживаются уже радикалы, а в классе М (38000С) - молекулы оксидов.

22.

Близлежащие звезды
Обозначение
Звёздная система
Звезда
Солнце
Спектр.
класс
Звёздная величина
вид.
абс.
Светимо
сть
Темп,K
Радиус
Масса
Парал.
G2V
-26,58
4,84
1
5780
1,0
1
Проксима
M5.5Ve
11,05
15,53
0,000055
2900
0,145
0,12
Центавр A
G2V
-0,01
4,38
1,56
5790
1,227
0,907
Центавр B
K0V
1,33
5,71
0,453
5260
0,865
1,095
Звезда Барнарда (ß Змееносца)
M4.0Ve
9,54
13,22
0,000449
3200
0,161
0,166
0,547"
Вольф 359 (CN Льва)
M6.0V
13,53
16,55
0,000019
0,15
0,092
0,419"
Лаланд 21185 (Б.Медведица)
M5.5e
7,50
10,44
0,00555
3500
0,448
0,393"
Сириус A
A1V
-1,46
1,47
23,55
10400
1,7-1,9
2,14
Сириус B
DA2
8,68
11,34
0,00207
8000
0,92
1,03
UV Кита
M5.5e
13,02
15,40
0,000042
2800
0,14
0,102
BL Кита
M6.0e
12,52
15,85
0,000068
2800
0,14
0,109
Росс 154 (V1216 Стрельца)
M3.5Ve
10,6
13,07
0,000417
0,24
0,171
0,337"
Росс 248 (HH Андромеды)
M5.5Ve
12,29
14,79
0,000108
0,17
0,121
0,316"
ε Эридана
K2V
3,73
6,19
0,305
0,84
0,850
0,310"
Лакайль 9352 (CD-36°15693)
M1.5Ve
9,75
0,52
0,529
0,304"
Росс 128 (FI Девы)
M4.0Vn
13,51
0,16
0,156
0,299"
α Центавра
Сириус (α Большого Пса)
Luyten 726-8
0,772"
0,747"
0,380"
0,374"
0,00054
5100
Звёзды, которые нельзя увидеть невооружённым глазом, помечены серым цветом

23.

Сравнительные характеристики звезд
по размерам
Классы звезд
Массы М
Размеры R
Плотность
г/см3
Светимость
L
Время жизни,
лет
% общего числа
звезд
Ярчайшие
сверхгиганты
до100
103–104
<0,000001
>105
105
<0,000001
Сверхгиганты
50–100
102–103
0,000001
104–105
106
0,001
Яркие гиганты
10–100
> 100
0,00001
> 1000
107
0,01
Нормальные гиганты
до 50
> 10
0,0001
> 100
107–108
0,1 - 1
Субгиганты
до 10
до 10
0,001
до 100
108–109
Нормальные звезды
0,005-5
0,1-5
0,1-10
0,0001-10
109–1011
- белые
до 5
3–5
0,1
10
109
- желтые
1
1
1,5
1
1010
- красные
0,005
0,1
10
0,0001
1011–1013
Белые карлики
0,01–1,5
до 0,007
103
0,0001
до 1017
до 10
Нейтронные звезды
1,5–3 (до
10)
8–15 км (до 50
км)
1013–1014
0,000001
до 1019
0,01-0,001
до 90

24.

Диаграмма и внутреннее строение звезд
Около 90 % звёзд находятся на
главной последовательности. Их
светимость обусловлена
ядерными реакциями
превращения водорода в гелий.
Выделяется также несколько
ветвей проэволюционировавших
звёзд — гигантов, в которых
происходит горение гелия и более
тяжёлых элементов. В левой
нижней части диаграммы
находятся полностью
проэволюционировавшие белые
карлики.

25.

Строение звёзд

26.

Светимость и размер звезд
По распределению звезд в
соответствии с их светимостью и
температурой на диаграмме
Герцшпрунга–Рассела выделены
следующие классы светимости:
сверхгиганты – I класс;
яркие гиганты – II класс;
гиганты – III класс;
субгиганты – IV класс;
главной последовательности – V класс;
субкарлики – VI класс;
белые карлики – VII класс.
Солнце – звезда G2V.
Расстояние до звезды r, абсолютная
звездная величина М и видимая
звездная величина m связаны
простой формулой:
M = m + 5 - 5lg r

27.

Масса звезд, источник энергии Солнца и звезд
Масса звезды – важная ее характеристика. Масса определяет весь жизненный
путь звезды.
Для звезд главной последовательности установлено, что чем больше масса, тем
выше светимость звезды. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением
массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз. Светимость приблизительно
пропорциональна
четвертой
степени
Источник энергии Солнца и звезд главной последовательности -
массы.
это ядерная
энергия, которая выделяется при термоядерных реакциях образования (синтеза) ядер
атомов гелия из ядер атомов водорода. Ядерные реакции с протонами для космоса –
явление
обычное, так как водород - самый распространенный элемент во всей
Вселенной. Таким образом, протоны не представляют дефицита, а роль ускорителей
в космосе играют, в частности, недра звезд. Температура там столь велика, что часть
протонов приобретает вполне достаточные для начала ядерных реакций скорости.

28.

Масса звезд
Одна из важнейших характеристик звезд, указывающая на ее эволюцию определение жизненного пути звезды.
Способы определения:
1. Зависимость масса-светимость L≈m3,9
2. 3-й уточненный закон Кеплера в физически двойные системах
Самые легкие звезды находятся
в двойных системах:
Ross 614 компоненты имеют массы 0,11 и 0,07M ,
Wolf 424 массы компонентов 0,059 и 0,051M ,
LHS 1047 меньший компаньон весит 0,055 M .
Обнаружены "коричневые карлики" с 0,04 - 0,02M
Диаграмма «масса-светимость»
Фото КТ им. "Хаббла". Звезда
Pismis 24-1 в центре туманности
NGC 6357 в 8000 св.г. в созвездии
Скорпиона – это три звёзды с
массами порядка 70 солнечных.
Здесь же звёзда Pismis 24-17
имеет массу в 100 M .
На один гигант с массой в 65 M
приходится 18000 звёзд, по
размерам близких к Солнцу.
Теоретически масса звезд 0,005M <M<150M (M ≈2.1030кг)

29.

Зависимость «масса-светимость» и эволюция
В 1911–24гг астрономы Г. Рассел, Э.
Герцшпрунг и А. Эддингтон установили, что для
звезд главной последовательности существует
связь между светимостью L и массой М, и
построили диаграмму масса–светимость.
Приближенно зависимость “масса- светимость”
выражается отношением
L≈m3,9
Скорость эволюции звезды определяется ее массой
< 0,05 М - водород не загорается и протозвезда даже не
переходят на главную последовательность.
0,05 – 0,5 М = протозвезда – главная последовательность
(10 –18 млрд. лет) –КОРИЧНЕВЫЙ КАРЛИК.
0,5 – 1,5 М = протозвезда – главная последовательность
(10 млрд. лет) – красный гигант – новая - БЕЛЫЙ КАРЛИК.
3,0 – 7,0 М = протозвезда - главная последовательность
(0,5 млрд. лет) - СВЕРХНОВАЯ - НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА.
7,0 – 15,0 М = протозвезда - главная последовательность
(40 млн.лет) - СВЕРХНОВАЯ - ЧЁРНАЯ ДЫРА.
20 – 30 М = превращается в ЧЁРНУЮ ДЫРУ.
Звезда на главной последовательности
находится пока внутри происходит
термоядерная реакция, что зависит от массы
и химического состава. Время жизни на
главной последовательности самое долгое в
эволюции. Для звезд разной массы:
M=0,8M τ=20 млрд.лет
M=M τ=10 млрд.лет
M=1,5M τ=1,5 млрд.лет
M=2,0M τ=0,8 млрд.лет
M=5,0M τ=78 млн.лет
M=15M τ=11 млн.лет
M=20M τ=10 млн.лет

30.

Размеры звезд
Звезды за редчайшим исключением наблюдаются
как точечные источники света. Даже в самые
большие телескопы нельзя увидеть их диски.
Определяют:
1) Непосредственным измерением углового диаметра
звезды (для ярких ≥2,5m, близких звезд, >50 измерено) с
помощью интерферометра Майкельсона. Впервые 3декабря
1920г измерен угловой диаметр звезды Бетельгейзе (α
Ориона) = А. Майкельсон (1852-1931, США) и Ф. Пиз
(1881-1938, США).
2) Через светимость звезды L=4πR2σT4 в сравнении с
Солнцем.
По своим размерам, звезды делятся с 1953 года на:
Сверхгиганты (I)
Яркие гиганты (II)
Гиганты (III)
Субгиганты (IV)
Карлики главной последовательности (V)
Субкарлики (VI)
Белые карлики (VII)
Названия карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри
Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя
название "белый карлик".
Размеры звезд 10 км<R<1000R ,
R =6,959×105км, т.е. D≈1,4 млн.км
Например: Красный гигант Гранатовая звезда m Цефея
имеет диаметр 1,6 млрд.км; Звезды Лейтена и Вольф-475
меньше Земли, а нейтронные звезды 10 - 15 км.

31.

Красные гиганты
Красные гиганты и сверхгиганты — звёзды поздних спектральных классов
с высокой светимостью и протяжёнными оболочками. К этой группе в
основном относятся звезды красного цвета с радиусами, в десятки раз
превышающими солнечный, например звезда Арктур, радиус которой
превышает солнечный в 25 раз, а светимость — в 140 раз.

32.

Сверхгиганты
Сверхгиганты — одни из самых массивных звёзд. 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. 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 , что более чем в 1 000 000 раз меньше плотности воздуха.
Отличительной
особенностью этих звезд является отсутствие ядерных реакций в
3
самом центре, несмотря на высокие температуры. Ядерные реакции протекают в
тонких слоях вокруг ядра, в результате образуется большинство химических
элементов (гелий, углерод, кислород) вплоть до атомов железа в глубоких слоях.

33.

Белые карлики
Это группа звезд в основном белого цвета со светимостями в сотни и тысячи
раз меньше солнечной. 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
8
3
гигантскую среднюю плотность — р = 3 * 10 кг/м .
Чтобы понять, чем объясняются наблюдаемые отличия звезд разных групп,
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:
L – светимость, R - радиус
т. е. красные гиганты в десятки раз больше по размерам, чем звезды главной
последовательности.

34.

Белые карлики
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. Оказалось, что массы всех звезд лежат в
пределах
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
светимость почти в 100 000 раз больше солнечной.
20M и ее
По численности белые карлики составляют, по разным оценкам, 3—10 % звёздного
населения нашей Галактики.

35.

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
-12
энергия Е = 4,8 * 10 Дж, называемая энергией связи, два позитрона и две
+
элементарные частицы нейтрино (4Н Не + 2е + 2v + Е).
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 m = 0,01
14
кг и выделяется энергия q = mс 2 = 9 * 10 Дж.

36.

Время жизни СОЛНЦА
Теперь можно оценить, на сколько времени хватит у Солнца запасов водорода,
чтобы поддерживать наблюдаемое свечение Солнца, т. е. время жизни
Солнца. Запас ядерной энергии
30
14
45
Е = М q = 2 * 10 * 9 * 10 = 1,8 * 10 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
1010 лет. Солнце, по современным данным, существует
уже около 5 млрд лет, так что ему еще жить и жить!
Термоядерные реакции синтеза гелия из водорода являются источником
энергии звезд главной последовательности.