Физика звёзд

Физика звёзд — раздел астрофизики, изучающий физическую сторону звёзд (масса, плотность и так далее). Понимание процессов рождения и смерти звёзд требует приложения почти всех подразделов современной физикиG.S. Bisnovatyi-Kogan, Stellar Physics (Springer-Verlag: Berlin 2002).

Размеры, массы, плотность, светимость звёзд В настоящее время существует множество изученных звёзд, каждая из которых уникальна и отличается от других своими параметрами (размерами, массой, плотностью, цветом и прочими). Говоря о физических данных звёзд, невозможно обойти стороной способы получения этих данных. Размеры звёзд можно определять несколькими способами. Первый способ — это применение оптического интерферометра с дальнейшим использованием полученных данных в вычислении размера по формулам. Недостатком такого способа является отсутствие точных данных о радиусе изучаемой звезды. Такой способ сложно использовать для звёзд, находящихся вдали от нашей планеты. Для определения размеров многих других звёзд применяется второй способ. В вычислении данных используется спутник нашей планеты — Луна. Именно она закрывает исследуемую звезду, постепенно перекрывая её свет. В это время фиксируется так называемый угловой размер звезды, после чего высчитывается истинный размер звезды с использованием данных о расстоянии до неё. Существует также третий способ вычисления размеров. Заключается он в теоретическом расчёте размера звезды, исходя из оценок полной светимости и температуры по закону Стефана — Больцмана. Как упоминалось ранее, каждая звезда уникальна по-своему. Если разделить все звезды по их размерам, то можно говорить о звёздах-карликах, звёздах-гигантах, размер которых сравним с размером Солнечной системы, и остальных звёздах Главной последовательности, которые составляют большинство.

Масса звёзд

Масса звёзд как объект исследования представляет очень важную характеристику. Масса различается в зависимости от количества вещества, находящегося в звезде. Соответственно от количества вещества меняется и давление, температура и многие-многие другие факторы. В настоящее время астрономия не располагает методом прямого и независимого определения массы изолированной звезды. Для звёзд 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. А вообще массы звёзд, от самой большой до самой маленькой, различаются всего в несколько сот раз.

Плотность звёзд

Плотность звёзд зависит в большей степени от размера звезды. Вспомним общеизвестное правило (источник?), что у звёзд-гигантов и сверхгигантов плотность намного меньше (5..10 мг/м3), чем у средних и маленьких звёзд. Лидерами по плотности являются звезды карлики (их плотность варьируется от 900 до 1011 кг/м3). Большую разбежку в плотности можно объяснить весьма интересными свойствами веществ этих звёзд. Дело в том, что электроны звёздного вещества оторваны от атомов ядер. А агрегатное состояние этого вещества сложно отнести к какому-либо агрегатному состоянию. Ведь это и не жидкое, и не твёрдое состояние, но, тем не менее, его принято считать газообразным.

Светимость звёзд

При помощи использования современных телескопов, стало возможно разделение звёзд в зависимости от их яркости на 24 группы. Ранее было принято делить звезды только лишь на шесть групп. За единицу измерения яркости звёзд принять считать латинскую букву «m», сокращённое слово «magnitude», что в переводе с латинского означает «величина». Самые яркие звезды относят к звёздам первой величины (1m). Звезды с меньшей яркостью относят к 2m. Дальнейшее деление яркости звёзд происходит по нисходящей (то есть самые слабые звезды относят к группе 24m).

Температура звёзд

В 2017 году был найден коричневый карлик с температурой 27 °C.

Магнитное поле звёзд

Звёздное магнитное поле — магнитное поле, создаваемое движением проводящей плазмы внутри звёзд главной последовательности. Это движение создаётся путём конвекции, которая является одной из форм переноса энергии из центра звезды к её поверхности с помощью физического перемещения материала. Локальные магнитные поля воздействуют на плазму, в результате чего намагниченные области поднимаются по отношению к остальной части поверхности, и могут достичь даже фотосферы звезды. Этот процесс создаёт звёздные пятна на поверхности звезды (по аналогии с солнечными пятнами), и связанное с этим появление корональных петель.

Пузырь звёздного ветра

Пузырь звёздного ветра (астросфера) — эта область объёма пространства звёздной системы, в котором звёздный ветер звезды (или звёзд) имеет положительную скорость по направлению от своей звезды. Извне астросфера условно ограничена бесстолкновительной ударной волной, определяемой балансом давлений звёздного ветра с одной стороны, с другой — давлением магнитного поля и межзвёздной среды. Гелиосфера является частным случаем астросферы.

Область может иметь несколько световых лет в поперечнике у массивной звезды классов O, B, звёзд Вольфа — Райе. Она ограничиваться горячим газом межзвёздной среды в зоне ударной волны, который нагревается высокой скоростью звёздного ветра (до нескольких тысяч км/с (у молодых и горячих звёзд). Также газ изнутри системы «выдувается» ветром наружу. Астросфера менее горячих звёзд (например, Солнца) мало нагревает межзвёздный газ.

Астросферы имеют структуру с двумя ударными волнами: область, на которой происходит замедление ветра носит название граница ударной волны; область, вдоль которой уравновешивается давление ветра и межзвёздной среды, то есть на которой ветер теряет скорость полностью, называется астропаузой (по аналогии с гелиопаузой); граница, на которой происходит столкновение и смешивание межзвёздной среды с набегающим звёздным ветром — головная ударная волна. Газ в зоне граница ударной волны может нагреваться до 106 K и порождать рентгеновское излучение из-за своей ионизации до плазменного состояния.

Сам пузырь не имеет формы шара. С одной стороны он вытянут, а с другой сжат, в зависимости от направления вращения звёздной системы вокруг галактического центра галактики и от плотности близлежащих звёзд и их энергетической мощности.

При высокой плотности межзвёздного газа и пыли или при наличии ранее сброшенной звёздной оболочки, образуются наблюдаемые с Земли туманности, созданные ударными волнами (например, туманность Полумесяц).

Существуют также «суперпузыри», так называемые области H II — полости, поперечником до нескольких сотен световых лет, образованные в межзвёздном газе под действием звёздного ветра скоплений крупных молодых звёзд.

Например, объект, обозначаемый как N44F, расположен приблизительно в 160 тысячах световых лет от Земли в соседней карликовой галактике Большое Магелланово облако (в направлении на южное созвездие Золотая Рыба). N44F раздувается потоками звёздного ветра от экстремально горячей звезды, «захороненной» когда-то в холодном плотном облаке.

Сверхпузырь

Сверхпузырь — это область межзвёздного пространства, наполненная раскалённым газом, имеющая пониженную плотность по сравнению с окружающей средой и достигающая в поперечнике нескольких сотен световых лет. В отличие от пузырей звёздного ветра, создаваемых одиночными звёздами, сверхпузыри образуются вокруг OB-ассоциаций, располагающихся внутри молекулярных облаков. Звёздный ветер от OB-звёзд и энергия от взрывов сверхновых разогревают вещество сверхпузырей до температур порядка 106 K. Старые сверхпузыри, имеющие более плотную пылевую внешнюю оболочку и более разреженное и холодное внутреннее пространство, называются также супероболочками. Солнечная система расположена рядом в центром старого сверхпузыря, известного как Местный пузырь, границы которого можно определить по внезапному повышению пылевой экстинкции на расстояниях больше нескольких сотен световых лет.

Гарвардская классификация звёздных спектров

Основной метод изучения звёзд — исследование их спектров. Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звёзд. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда. Спектры звёзд можно разделить на несколько основных классов.

В 1950-х годах по Гарвардской классификации выделялось семь спектральных классов, обозначенных латинскими буквами O, B, A, F, G, K, M. При движении по ряду слева направо изменяется цвет звезды: O — голубой, А — белый, G — жёлтый, М — красный. В том же направлении соответственно уменьшается температура звёзд. Позже был добавлен новый класс W.

Самые горячие звезды — звезды класса W. Температура их поверхности достигает 100000 К. Их цвет — голубой. Голубые также звезды класса O. Их температура от 50000 К (кельвинов) и ниже. Голубовато-белые звезды класса B имеют температуру 12000 — 25000 К; белые звезды класса А — 11000 К. Жёлтые звезды классов F и G и желтовато-оранжевые класса К имеют температуру порядка 4500 К. И, наконец, самые холодные звезды — красные звезды класса М с температурой ниже 3600 К.

Физические процессы, происходящие в недрах звёзд

Главный процесс, проходящий в недрах звёзд называется термоядерный синтез. Термоядерный синтез — это разновидность ядерной реакции, при которой лёгкие атомные ядра объединяются в более тяжёлые за счёт кинетической энергии их теплового движения.

При изучении процессов проходящий в недрах звёзд был проделан опыт по слиянию двух или более ядер лёгких элементов. В итоге это привело к тому, что в момент слияния высвобождается огромное количество энергии. В связи с этим был сделан вывод, что внутри звёзд протекает постоянный процесс термоядерного синтеза, который служат неисчерпаемым источником энергии звёзд. Так же стоит отметить, о воздействии температуры на проходящие реакции внутри звёзд. При предельно низких температурах происходит всего два вида реакции: «протон — протонная цепочка» и «углеродно-азотный цикл». Каждая из этих реакций приводит к превращению водорода в гелий с выделением огромного количества энергии. При высоких же температурах преобладает протон — протонная цепочка и углеродно-водородный цикл. Происходящие в звёздах реакции позволяют объяснить элементный состав нашей вселенной, которая состоит примерно из водорода и гелия, а содержание остальных элементов составляет доли процента.

Срок жизни звёзд

Срок жизни каждой звезды напрямую зависит от её массы. Если взять за единицу измерения массы звезды — массу Солнца, то можно сказать, что звезда с массой больше в два, три раза будет существовать 15-25 миллионов лет. Больше масса звезды, меньше срок её жизни.

Звёздный нуклеосинтез

Звёздный нуклеосинтез — собирательное понятие для ядерных реакций образования элементов тяжелее водорода, внутри звёзд, а также, в незначительной степени, на их поверхности.

Звёздная эволюция

Звёздная эволюция в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла. В таком состоянии он пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла, пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии.