1. Звезды. Общее
2. От рождения до смерти
3. Двойные звезды
4. Сверхмассивные черные дыры и квазары
5. Галактический Армагеддон
Вот читаю я подобные аннотации к фильмам и плачу. Честное слово плачу, поскольку столь рафинированного идиотизма и безграмотности не встречается даже в фильмах про компьютерщиков.
2057год. Солнце погибает, и человечество встает перед лицом вымирания. Последняя надежда планеты Земля связана с “Икаром 2” — космическим кораблем, экипаж которого состоит из восьми мужчин и женщин во главе с капитаном Канедой. Их миссия — доставить ядерный заряд, с помощью которого предполагается повторно воспламенить гаснущее Солнце.
Пекло/Sunshine 2007
Поэтому начинаю курс кратких лекций по основам астрофизики с целью ликвидации тотальной безграмотности в данном вопросе. Вероятно, несколько неожиданно, но лекция по физике звезд начинается с самого-самого маленького – ядерной физики.
Начнем с основных понятий:
Масса ядра измеряется в атомных единицах массы (а.е.м). За одну атомную единицу массы принимается 1/12 часть массы нейтрального атома углерода 12С.
1 а.е.м = 1.6606*10-27кг. А.е.м. выражается через энергетические единицы: 1а.е.м = 1.5*10-3 эрг= 1.510-10Дж = 931.49 МэВ. Масса ядра всегда меньше массы составляющих его нуклонов.
Энергия связи ядра Eсв(A,Z) – это минимальная энергия, необходимая, чтобы развалить ядро на отдельные, составляющие его нуклоны: Есв(A, Z) = [Zmp + (A – Z)mn – M(A, Z)]c2, где Z – число протонов, A – Z) – число нейтронов, mp– масса протона, mn– масса нейтрона, М(A,Z) – масса ядра с массовым числом А и зарядом Z.
Есть фундаментальное понятие, которое дает жизнь звездам: дефект массы. Как уже было сказано, масса ядра меньше суммы масс нуклонов (частиц, из которых состоит ядро). Иными словами, масса ядра гелия-4 (2 протона и 2нейтрона) меньше суммы масс 2х протонов и 2х нейтронов. Куда же девается масса? А масса уходит в энергию. Именно на этом строится все в нашем мире от Большого Взрыва до термоядерной бомбы. Да-да, именно термоядерной бомбы. Суть термоядерной бомбы в том, что из водорода при взрыве идет синтез гелия с выделением энергии по формуле E=mc2 (вот сюда и ушел дефект массы). А суть каждой звезды без исключения в том, что это огромная термоядерная бомба естественного происхождения. И наше Солнце тоже не исключение, оно светит уже 4.5 млрд лет исключительно за счет синтеза гелия из водорода, ежесекундно теряя в массе 600 млн тонн. Беспокоиться, правда, нам не о чем. Ни нам, ни нашим ближайшим потомкам, поскольку запасы водорода на сегодняшний момент составляют около 80% массы Солнца.
Диаграмма Герцшпрунга-Рессела
“На диаграмме Герцшпрунга – Ресселла звезды образуют отдельные группировки, именуемые последовательностями. Самая густонаселенная из них – главная последовательность – включает в себя около 90% всех наблюдаемых звезд. Она тянется по диагонали: от левого края диаграммы, где сосредоточены голубые горячие звезды высокой светимости, вправо вниз – к области, занимаемой слабыми красными звездами. Справа над нижней частью главной последовательности располагается ветвь гигантов, объединяющая преимущественно красные звезды большого размера, светимость которых в десятки и сотни раз превосходит солнечную. Среди этих звезд на ветви гигантов – Артур, Альдебаран, Дубхе. На самом верху диаграммы почти горизонтально через все спектральные классы проходит последовательность звезд-сверхгигантов. К ней принадлежат, например, Полярная Звезда, Ригель, Бетельгейзе. Красные сверхгиганты – это крупнейшие по размеру звезды. А внизу, в области высоких температур и низких светимостей, располагаются крошечные белые карлики.
Известны и другие последовательности, но они не столь многочисленны. Вдоль главной последовательности располагаются звезды различных масс, в которых энергия излучения выделяется за счет превращения водорода в гелий. Чем массивнее звезда, тем выше ее место на главной последовательности. На главной последовательности любая звезда проводит большую часть своей жизни, именно поэтому на ней так много звезд. Согласно теории звездной эволюции, когда запасы водорода в недрах звезды заканчиваются, она покидает главную последовательность, отклоняясь вправо. При этом температура всегда падает, а размер быстро возрастает. Начинается сложное, все более ускоряющееся движение звезды по диаграмме.” (с)
По горизонтальной оси отмечены спектральные классы звезд, характеризующие прежде всего ее цвет. Однако из знания цвета звезды мы уже можем сказать какой она температуры и светимости, если лежит на главной последовательности, а также примерный размер (и массу). Спектральные классы: O, B, A, F, G, K, M (Один бритый англичанин финики жевал как морковь). M – холодные (по звездным меркам) красные звезды, которым на главной последовательности соответствуют красные карлики. Впрочем, классу М соответствуют и красные сверхгиганты 🙂
Наше Солнце относится к спектральному классу G.
Строение звезды.
Звезда – раскаленный газовый шар. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается расширить звезду. Но в каждой точке ей противодействует сила тяжести вышележащих слоев, пытающиеся сжать звезду. Однако ни расширения, ни сжатия не происходит, звезда устойчива. Это означает, что обе силы уравновешивают друг друга. А так как с глубиной вес вышележащих слоев увеличивается, то давление и температура возрастают к центру звезды.
Звезда излучает энергию, вырабатываемую в ее недрах. Температура в звезде распределена так, что в любом слое в каждый момент времени энергия, получаемая от нижележащего слоя, равняется энергии, отдаваемой слою вышележащему. Сколько энергии образуется в центре звезды, столько же должно излучаться ее поверхностью.
Оценки температуры и плотности в недрах звезд получают теоретическим путем. Определенные таким образом температуры в центральных областях звезд составляют от 10 млн. градусов для звезд легче Солнца до 30 млн. градусов для гигантских звезд. Температура в центре Солнца – около 15 млн. градусов.