Масса звезды.
Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а так же особенности её жизненного пути.
Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Массы звёзд заключены в пределах от нескольких десятков до 0.1 массы Солнца. Таким образом, по массе звёзды различаются всего в несколько сот раз – гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) или по светимости (более миллиарда раз).
Как устроена звезда и как она живёт.
Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешние параметры – размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звёзд – их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды – Солнца – мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам, компьютерному моделированию.
Звёзды образуются из космических газопылевых облаков. При сжатии под действием тяготения сгустка газа его внутренняя часть постепенно разогревается, когда температура в центре достигнет примерно миллиона градусов, начинаются ядерные реакции – образуется звезда. Чтобы получить представление о структуре звезды, пользуются методом последовательных приближений. Задавая некоторое соотношение водорода, гелия и более тяжёлых элементов и зная массу звезды, вычисляют её светимость. Эту процедуру повторяют до тех пор, пока для определённой смеси вычисленная и полученная из наблюдений светимость не совпадут. Данный состав и считают близким к реальному. Оказалось, что для большинства звёзд на долю водорода и гелия приходится не менее 98% массы. Строение звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро, в котором находится источник энергии. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности падает. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается в красный гигант.
Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в сто раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет 2-3 солнечных срок увеличивается до миллиарда лет. В звёздах-карликах, масса которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области. Когда он сгорает полностью, звёзды медленно сжимаются и за счёт энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.
Солнце и подобные ему звёзды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4.5-5 млрд. лет, и за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмерно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.
Звёздные пары.
Некоторые звёзды видны на небесной сфере буквально рядом друг с другом – это двойные и кратные системы звёзд. Любая звёздная пара – это сёстры-двойняшки. Так же, как одиночные, двойные и кратные звёзд сформировались из сгустков межзвездного газа и пыли. Если газовое облако спокойно и «безветренно», то, сжимаясь под действием сил тяготения, падая само на себя, оно рождает одну звезду. Но обычно, как и все небесные тела, облако вращается и при этом клубится подобно облакам на Земле. Вращательные движения препятствуют прямому сжатию звезды, и образуется двойной «газоворот». Так рождается звёздная двойня.
Новорожденная пара звёзд, надёжно связанная силами притяжения, кружится вокруг общего центра масс. Расстояние между напарницами может быть очень разным. Так, между Мицаром и Алькором оно по меньшей мере в 20 тыс. раз превосходит расстояние от Земли до Солнца; время обращения этих звёзд – их год – составляет несколько миллионов земных лет. А некоторые звёзды кружатся совсем рядом, завершая год за считанные минуты.
«Похожи как близнецы» это выражение часто совсем не подходит для двойных и кратных звёзд. Нередко напарницы различны не только по цвету (а значит и по температуре), но и по размерам. Так, вокруг ярко-красного исполина Антареса, в 500 раз превосходящего Солнце по диаметру, кружит ослепительно-голубая звезда втрое меньше Солнца, а ярче его почти в 20 раз. Но самое любопытное то, что красный гигант – это стадия звёздной старости, а голубая звезда ещё молодая. И тем не менее Антарес А и Антарес В – сёстры-ровесницы, только от рождения им досталась разная масса. Антарес А в 18 раз массивнее Солнца, а Антарес В – в 6 раз. Обе звезды одновременно зажглись, включили свои водородные термоядерные печки, но массивная звезда горит гораздо интенсивнее, потому что температура и давление в её ядре-топке выше, чем у сестры. Хотя запас горючего ей был отпущен втрое больший, звезда Антарес А уже практически отгорела, и скоро наступит её конец: она превратится в нейтронную звезду или даже в чёрную дыру. А вот Антарес В, который расходует своё ядерное топливо скупее, будет светить ещё сотни тысяч лет.
В Галактике много таких пар, где одна из звёзд уже состарилась, а другая ещё полна сил.
Переменные звёзды.
Иногда на небе появляются новые звёзды: они вспыхивают, достигают необыкновенно яркого блеска, а потом в течение нескольких недель или месяцев угасают, изредка вспыхивают вновь, но не пропадают навсегда. Это, так называемые, переменные звёзды, звёзды блеск которых меняется. До сих пор астрономы не пришли к единому мнению, какого минимального изменения блеска достаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу. По этому в каталоги переменных звёзд включают все звёзды, у которых достоверно выявлены даже очень незначительные колебания блеска. Сейчас в нашей Галактике известно несколько десятков тысяч переменных звёзд. Переменные звёзды различаются массой, размерами, возрастом, причинами переменности и подразделяются на несколько больших групп. Одна из них – пульсирующие звёзды, яркость которых меняется из-за колебания размеров. К ним принадлежат мириды – красные гиганты, меняющие блеск на несколько звёздных величин с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет.
Пристальное внимание астрофизиков привлекают не только пульсирующие переменные. Так называемые, взрывные звёзды – пример сложных процессов в двойных звёздных системах, где расстояние между компонентами ненамного превышает их размеры. В результате взаимодействия компонентов вещество из поверхностных слоёв менее плотной из звёзд начинает перетекать на другую звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которую перетекает газ, - белый карлик. Если на его поверхности накапливается много вещества, и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новой звезды.
Особая группа переменных – самые молодые звёзды, сравнительно недавно (по космическим масштабам) сформировавшиеся в областях концентрации межзвёздного газа. Их называют орионовыми переменными. Эти звёзды часто меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.
Переменные звёзды, описанные выше, меняют свой блеск вследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности, либо в результате взаимодействия в тесных двойных системах. Это физически переменные звёзды. Однако найдено немало звёзд, переменность которых объясняется чисто геометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звёзд в двойных системах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами заходят один за другой. Самая знаменитая переменная звезда – Алголь. Яркость может быть непостоянной и из-за того, что на поверхности звезды имеются тёмные или светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к земному наблюдателю то более светлой, то более тёмной стороной.
У Солнца пятна маленькие. Если наблюдать Солнце издалека, как звезду, его переменность вряд ли будет заметна: Солнце слишком яркое. Однако специальными исследованиями с космических аппаратов было установлено, что, действительно, при прохождении по солнечному диску крупных пятен на Землю поступает чуть-чуть меньше света. Так что Солнце вполне можно считать пятнистой переменной звездой.
Взрывающиеся звёзды.
Тот, кто внимательно следит за звёздами из ночи в ночь, имеет шанс обнаружить новую звезду, возникшую как бы на пустом месте. Блеск такой звезды постепенно увеличивается, достигает максимума и через несколько месяцев ослабевает настолько, что она становится не видимой даже вооружённым глазом, исчезает. Ещё более грандиозное, но чрезвычайно редкое небесное явление – вспышка сверхновой звезды, блеск которой бывает видно даже днём.
Новые звёзды.
Все новые звёзды являются компонентами тесных двойных систем, в которых одна – как правило, звезда типа нашего Солнца, а вторая – белый карлик. Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальная звезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазма из атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, в результате чего вокруг последнего образуется тонкий плотный слой газа, температура которого постепенно увеличивается и вырастает до столь высоких значений, что начинается термоядерная реакция синтеза гелия. Из-за очень большой плотности вещества она носит взрывообразный характер. Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки, разлёт и свечение которой наблюдается как вспышка новой звезды.