Что понимается под характеристикой звезд? Прежде
всего, сюда включены такие основные свойства, как масса,
светимость, радиус и температура поверхностных слоев звез-
ды. Например, температура определяет цвет звезды и ее
спектр. Чем ниже температура поверхностных слоев звез-
ды, тем краснее она будет, чем выше — тем белее цвет, иног-
да при температуре свыше 10—12 тыс. К звезда имеет голу-
боватый цвет.
В телескопах наблюдается «ложное» изображение звез-
ды в виде диска. Нужно осознать, что звезды, за редчайшим
исключением, наблюдаются как «точечные» источники излу-
чения, это означает, что их угловые размеры очень малы и что
мы можем измерять только потоки излучения от звезд в раз-
ных спектральных участках. Мерой величины потока являет-
ся звездная величина. Светимость (L) определяется, если из-
вестны видимая величина и расстояние до звезды. Сложным в
астрономии является как раз вычисление расстояния, особен-
но до дальних звезд. Поэтому здесь на помощь приходят ме-
тоды относительно точные и достаточно надежные.
Особо богатую информацию дает изучение спектров’
звезд. Уже давно спектры большинства звезд различаются по
классам, которые обозначаются буквами О, В, A, F, G, К, М —
от самых горячих к самым холодным, то есть горячие звезды,
которые имеют голубой цвет, относятся к спектральным клас-
сам О и В, желтые звезды, сходные с нашим Солнцем (G2),
относятся к спектральным классам от А до G, а холодные
красные звезды — к спектральным классам К и М. Для еще
более точной классификации звездных спектров в пределах
каждого класса разработали 10 подклассов, и система класси-
фикации стала настолько точна, что поз’воляет определить
спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть
последовательности звездных спектров между классами В и А
обозначается как ВО, В1, В2 … В9, АО и так /алее. Так что,
если говорят, что звезда имеет спектр В8, это означает, что он
ближе к спектру А1, чем, например, к спектру 31.
Светимость звезды (L) часто выражается в единицах све-
тимости Солнца (равна 4-1033 эрг/с). Светим > ;ть некоторых
звезд превышает светимость Солнца в сотни "ысяч раз. Ха-
рактеристикой светимости является так называемая абсолют-
ная величина звезды. Видимая звездная величина зависит от
ее светимости и цвета, а также от расстояния до нее. Абсолют-
ной будет называться величина отнесенной на условное
стандартное расстояние до 10 пс какой-либо звезды. Звез-
ды высокой светимости имеют отрицательные абсолютные
величины, например, -7, -5. В отличие от звезд высокой
светимости, звезды низкой светимости характеризуются
большими положительными значениями абсолютных вели-
чин, например +12 и т. д.
Система цветов основана на сравнении наблюдаемых звезд-
ных величин, полученных через различные строго эталониро-
ванные светофильтры. Количественно цвет звезд характери-
зуется разностью двух величин, полученных через два фильт-
ра, один из которых пропускает в основном синие лучи (В), а
другой имеет кривую спектральной чувствительности, сход-
ную с человеческим глазом (V). Техника измерений цвета звезд
настолько высока, что по измеренному значению B-V опреде-
ляют спектр звезды с точностью до подкласса.
Важной характеристикой звезды является ее масса. Массы
звезд меняются в сравнительно меньшей степени, чем их свети-
мость. Масса Солнца равна 2-10м г (превышает массу Земли к
330 тыс. раз), и слишком мало звезд, масса которых больше или.
наоборот, меньше солнечной массы в 10 раз.
Существенной характеристикой звезды является’ее ра-
диус. Радиусы звезд, в отличие от массы, могут меняться к
Основные звездные характеристики. Рождение звезд 225
очень широких пределах; есть белые карлики, по своим разме-
рам не превышающие радиус Земли, а есть гигантские звезды,
так называемые «пузыри».
Химический состав звезд определяется путем тщатель-
нейшего анализа их спектров. По химическому составу они,
как правило, бывают водородные и гелиево-плазменные. В
состав звезд входят также и другие элементы, но их количе-
ство весьма незначительное. Средний химический состав на-
ружных слоев звезды выглядит приблизительно так: на 10 тыс.
атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов
кислорода, 2 — азота, 1 — углерода, 0,3 — железа, еще меньше
других элементов. Элементы с атомной массой больше, чем у
гелия (тяжелые элементы), играют важнейшую роль во Все-
ленной. Они, в первую очередь, определяют характер эволю-
ции звезд, так как непрозрачность звездных недр для излу-
чения существенно зависит от содержания тяжелых элемен-
тов. С ними связана и степень светимости звезды, так как
последняя зависит от ее непрозрачности.
Спектроскопические исследования звезд показали раз-
личия в их химическом составе. Например, горячие массив-
ные звезды, концентрирующиеся в галактической плоскости,
достаточно богаты тяжелыми элементами. Звезды же, входя- .
щие в состав шаровых скоплений, отличаются значительно
меньшим содержанием тяжелых элементов.
Звезды вращаются вокруг своих осей. Отмечено, что
звезды различных спектральных классов вращаются с раз-
личной скоростью. Путем спектроскопического метода было
обнаружено наличие мощных (до 10 тыс. Э (эстред)) магнит-
ных полей в атмосферах некоторых звезд. Здесь следует от-
метить то, что в солнечных пятнах напряженность магнитных
полей доходит до 3—4 тыс. Э.
Звезды подвержены эволюции. Образуются они путем
конденсации облаков газопылевой межзвездной среды, и этот
процесс продолжается и в настоящее время. Подтверждением
этого является расположение групп (ассоциаций) заведомо
молодых звезд в спиральных ветвях Галактики, так как меж-
звездный газ в основном концентрируется в спиральных ру-
кавах галактик. Наибольшая плотность межзвездного газа
наблюдается на внутренних краях галактических спиралей, и
именно здесь скапливаются облака ионизированного газа.
Долгое время для астрономов оставалось загадкой, где
находится источник энергии Солнца и звезд, какова их приро-
да. С развитием ядерной физики раскрылась и эта тайна. Ис-
точником звездной энергии являются термоядерные реакции
синтеза, которые происходят при очень больших температу-
рах (до десяти миллионов градусов) в недрах звезд. Скорость
этих реакций непосредственно зависит от температур, при этом
протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энер-
гия «просачивается» за пределы звезды и, значительно транс-
формированная, излучается в мировое пространство. Чтобы
понять, насколько это мощный источник, представим, что Сол-
нце распространяет излучение в течение миллиардов лет и за
ото время израсходовало не более 10% своего первоначально-
го запаса водорода.
Эволюция звезды начинается с того, что по какой-либо
причине (их можно перечислить) начало конденсироваться
облако межзвездной газопылевой среды. Под влиянием все-
мирного тяготения из этого облака образовался сравнительно
плотный и непрозрачный газовый шар (протозвезда), кото-
рый еще нельзя назвать звездой, потому что в нем из-за недо-
статочно высокой температуры еще не начались термоядер-
ные реакции. Давление газа внутри шара пока не может урав-
новесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он
будет непрерывно сжиматься.
Обычно образуется не одна протозвезда, а многочислен-
ная группа, которая впоследствии становится звездной ассо-
циацией и звездным скоплением.
Видимо, на самом раннем этапе эволюции звезды вокруг
нее образуются менее массивные сгустки, которые впослед-
ствии превращаются в планеты.
Когда происходит сжатие протозвезды, внутри нее по-
вышается темцература и значительная часть освобождающей-
ся потенциальной энергии начинает излучаться в окружающее
пространство. Так как размеры протозвезды еще очень вели-
ки, то происходит недостаточно сильное сжатие, и излучение,
исходящее с единицы ее поверхности, еще незначительное.
Если принять, что поток излучения с единицы поверхности
(по Стефану—Больцману) пропорционален четвертой сте-
пени температуры, получится, что температура поверхност-
ных слоев звезды сравнительно низкая, в то время как ее
светимость будет практически такой же, как и у обычной
звезды с такой же массой. Поэтому на диаграмме «спектр —
светимость» такие звезды будут зачислены в разряд крас-
ных гигантов или красных карликов, в зависимости от их
первоначальной массы.
В дальнейшем размеры протозвезды будут уменьшаться,
так как она будет продолжать сжиматься, и ее поверхностная
температура будет расти. В этот период происходит уравнове-
шивание притяжения во всех областях протозвезды, в ее не-
драх начинаются термоядерные реакции и она становится звез-
дой.
Скорость эволюции звезды зависит прежде всего от раз-
меров сгустка. Чем массивнее будет сгусток, тем больше бу-
дет скорость. Поэтому массивный сгусток превратится в го-
рячую звезду, тогда как меньшие сгустки будут более или
менее задерживаться на стадии протозвезды, кстати, их можно
наблюдать как источники лазерного излучения в непосред-
ственной близости от молодой горячей звезды, которая иони-
зует не сконденсировавший в сгустки водород «кокона».
Звезда перестает сжиматься, но в ее недрах происходят
термоядерные реакции, поддерживающие длительное излуче-
ние. Место и время пребывания звезды на главной последова-
тельности определяется ее первоначальной массой. Так, звезды
главной последовательности, с массой, в несколько десятков
раз превышающей солнечную (класс О, горячие голубые
гиганты), будут излучать несколько миллионов лет, в то
время как звезды с массой, близкой к солнечной, будут из-
лучать 10—15 миллиардов лет.
При термоядерных реакциях, протекающих в недрах звез-
ды, происходит превращение водорода в гелий. Но «выгора-
ние» водорода происходит только в центральных областях звез-
ды, так как звездное вещество перемешивается только здесь,
при этом в наружных слоях относительное содержание водоро-
да сохраняется неизменным. Со временем масса и радиус звез-
ды в центральной части, где происходят реакции, значительно
уменьшатся. Это значит, что количество водорода в звездном
веществе становится все меньше и меньше, и это будет длиться
до тех пор, пока он весь не «выгорит». Наиболее быстрому
«сгоранию» подвержены массивные звезды.
Что произойдет со звездой, когда водородные реакции н
се недрах исчерпают себя? В центральных областях звезды
вновь начнет сжиматься ядро. Этот процесс вызван прекра-
щением выделения энергии, естественно снизившим темпера-
туру и давление, которые противодействовали силе тяготе-
226 Астрономия
ния, сжимающей звезду. При сжатии ядра повысится его тем-
пература, образуется очень плотная горячая область, состоя-
щая из гелия и небольшого количества тяжелых металлов. В
этой области не будет происходить никаких ядерных реакций,
зато в периферийных слоях звезды они наберут такую силу,
что светимость звезды и ее размеры начнут увеличиваться.
Постепенно с главной последовательности звезда перейдет в
область красных гигантов. Звезды-гиганты, содержащие мень-
ше тяжелых элементов, при одинаковых размерах будут иметь
более высокую светимость.
Когда же и в этом слое прекратятся реакции, звезды с
массой менее чем 1,2 массы Солнца сбрасывают наружную
оболочку, которая, рассыпаясь, образует наблюдаемые нами
так называемые планетарные туманности. В процессе распа-
да оболочки обнажаются очень горячие слои звезды. Мощ-
ное ультрафиолетовое излучение звезды будет ионизировать
атомы в оболочке, вызывая их свечение. Через несколько
десятков тысяч лет оболочка совершенно рассеется, оста-
нется небольшая, очень горячая и плотная звезда, которая,
медленно остывая, превратится в белый карлик. В некото-
рых случаях звезды не сбрасывают наружные слои, но через
них все равно происходит медленное истечение атомов. По-
степенно остывая, белые карлики все меньше будут излу-
чать, а затем и вовсе перейдут в невидимые черные карлики,
масса которых будет сравнима с солнечной, а размеры — не
больше земного шара. Так протекает эволюции большинства
звезд, но некоторые звезды на завершающем этапе своего
развития взрываются. В таких случаях говоря г об образова-
нии сверхновых звезд.
В некоторых случаях может произойти гравитационный
коллапс. В коллапсируюшей звезде отсутствует источник энер-
гии, перепад газового давления уже не може~ противодей-
ствовать силе притяжения, и звезда с катастрофической ско-
ростью сжимается, сохраняя при этом свою массу. В считан-
ные секунды она может превратиться в сверхплотную «точ-
ку». При этом возникает так называемая параболическая ско-
рость. (Если бы наше Солнце сжалось до таких размеров, что
радиус его стал бы равным 3 км, при этом плотиэсть его была
бы 1016 г/см3, то параболическая скорость Haiiisi звезды дос-
тигла бы скорости света. Радиус, пропорциональный массе тела,
называется шварцшильдовским). Как известно, з очень силь-
ном гравитационном поле течение времени замедляется. Если
секундное сжатие звезды произойдет за считанные секунды,
то земной наблюдатель никогда не увидит, что тело достигло
своего шварцшильдовского радиуса. Такие объекты получи-
ли название «черные дыры».
