Embedded Files
https://college.ru/astronomy/course/content/chapter6/section2/paragraph1/theory.html
6.2.1. Диаграмма Герцшпрунга - Рассела
6.2.1. Диаграмма Герцшпрунга - Рассела
Звезды сильно различаются по размерам, светимости, температуре.
Благодаря огромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то, что температура их поверхности значительно ниже. Радиус красного сверхгиганта Бетельгейзе (? Ориона) во много раз превосходит радиус Солнца. Напротив, размер нормальной красной звезды, как правило, не превосходит одной десятой размера Солнца. По контрасту с гигантами их называют карликами. Например, две звезды, имеющие одинаковый спектральный класс М2, Бетельгейзе и Лаланд 21185, различаются по светимости в 600 000 раз. Светимость Бетельгейзе в 3 000 раз больше светимости Солнца, а Лаланд 21185 – в 200 раз меньше. Гигантами и карликами звезды бывают на разных стадиях своей эволюции, и гигант, достигнув «пожилого возраста», может превратиться в белый карлик.
Наряду с красными гигантами и сверхгигантами встречаются белые и голубые сверхгиганты: Регул (? Льва), Ригель (? Ориона).
Сопоставление светимостей звезд с их спектральными классами впервые было сделано в начале XX века Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Расселом, поэтому диаграмму спектр-светимость часто называют диаграммой Герцшпрунга–Рассела. На этой диаграмме по оси абсцисс откладываются спектральные классы (или эффективные температуры), по оси ординат – светимости L (или абсолютные звездные величины M). Если бы между светимостями и их температурами не было никакой зависимости, то все звезды распределялись на такой диаграмме равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются несколько закономерностей, которые называют последовательностями.
Рисунок 6.2.1.1.
Бетельгейзе
Рисунок 6.2.1.2.
Диаграмма Герцшпрунга–Рассела
Большинство звезд (около 90 %), располагаются на диаграмме вдоль длинной узкой полосы, называемой главной последовательностью. Она протянулась из верхнего левого угла (от голубых сверхгигантов) в нижний правый угол (до красных карликов). К звездам главной последовательности относится Солнце, светимость которого принимают за единицу.
Точки, соответствующие гигантам и сверхгигантам, располагаются над главной последовательностью справа, а соответствующие белым карликам – в нижнем левом углу, под главной последовательностью.
По распределению звезд в соответствии с их светимостью и температурой на диаграмме Герцшпрунга–Рассела выделены следующие классы светимости:
- сверхгиганты – I класс светимости;
- гиганты – II класс светимости;
- звезды главной последовательности – V класс светимости;
- субкарлики – VI класс светимости;
- белые карлики – VII класс светимости.
Принято указывать класс светимости после спектрального класса звезды. Солнце – звезда G2V.
В настоящее время выяснилось, что звезды главной последовательности – нормальные звезды, похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода в термоядерных реакциях. Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части главной последовательности и являются голубыми гигантами. Самые маленькие по массе звезды – карлики. Они располагаются в нижней части главной последовательности. Параллельно главной последовательности, но несколько ниже ее располагаются субкарлики. Они отличаются от звезд главной последовательности меньшим содержанием металлов.
6.2.2. Эволюция звезды на диаграмме спектр–светимость
6.2.2. Эволюция звезды на диаграмме спектр–светимость
Выяснилось, что положение звезды на диаграмме Герцшпрунга–Рассела изменяется в зависимости от возраста звезды.
Большую часть своей жизни звезда проводит на главной последовательности. В этот период ее цвет, температура, светимость и другие параметры почти не меняются. Но до того, как звезда достигнет этого устойчивого состояния, еще в состоянии протозвезды, она имеет красный цвет и в течение короткого времени большую светимость, чем будет иметь на главной последовательности.
Звезды большой массы (сверхгиганты) щедро расходуют свою энергию, и эволюция таких звезд продолжается всего сотни миллионов лет. Поэтому голубые сверхгиганты являются молодыми звездами.
Стадии эволюции звезды после главной последовательности также короткие. Типичные звезды становятся при этом красными гигантами, очень массивные звезды – красными сверхгигантами. Звезда быстро увеличивается в размере, и ее светимость возрастает. Именно эти фазы эволюции отражаются на диаграмме Герцшпрунга–Рассела.
6.2.3. Диаграмма масса–светимость
6.2.3. Диаграмма масса–светимость
В 1911–24 гг. астрономы Холм, Рассел, Герцшпрунг и Эддингтон установили, что для звезд главной последовательности существует связь между светимостью L и массой M, и построили диаграмму масса–светимость.
Термоядерный механизм излучения звезды качественно объясняет зависимость масса–светимость: чем больше масса, тем больше светимость. Действительно, при большей массе в недрах звезды достигаются более высокие температуры. Вероятность реакций синтеза возрастает, соответственно выделяется больше энергии и увеличивается светимость звезды.
Модель 6.2. Эволюция звезды
Рисунок 6.2.3.1.
Современный вид диаграммы масса–светимость
6.4.2. Процессы в звездах главной последовательности
6.4.2. Процессы в звездах главной последовательности
Вновь образовавшиеся звезды будут находиться на главной последовательности очень долго. Горение водорода – самая длительная стадия в жизни звезды, так как в молодой звезде водорода до 70 % от всей массы. При превращении водорода в гелий выделяется большое количество энергии. Вес вышележащих звездных слоев уравновешивается на стадии главной последовательности давлением звездного газа.
Модель 5.2. Синтез гелия
В звездах главной последовательности происходит реакции так называемого протон-протонного цикла.
p + p
D + p
3He + 3He
> 2D + e+ + ?e
> 3He + ?
> 4He + 2p
или
Таким образом, в результате из четырех протонов образуется ядро гелия:
4H > He + 2e+ + 2?e + 25,7 МэВ.
Звезды, у которых масса превышает массу Солнца в несколько раз, реализуют другие термоядерные реакции, в которых главными участниками являются ядра гелия. Выделение энергии при горении гелия примерно на порядок меньше, чем при горении водорода, поэтому время жизни и число звезд на этой стадии значительно меньше, чем звезд главной последовательности. Но благодаря высокой светимости (это звезды, находящиеся на стадии красного гиганта или сверхгиганта), они хорошо изучены.
Модель 6.7. Реакции в горячих звездах
Наиболее важная реакция у этих звезд – тройной альфа-процесс.
Такие реакции возможны только в звездах массивнее и горячее Солнца. Углерод выступает в роли катализатора.
При более высоких температурах, как показывают теоретические расчеты, происходят реакции горения C12, O16, Ne20, Mg24, Si28. Энерговыделение в них сравнимо с энерговыделением в 3?-реакции, однако мощное нейтринное излучение из-за высокой температуры 2•109 K делает время жизни звезды на этих стадиях много меньше, чем на стадии горения гелия. Вероятность обнаружения таких звезд крайне мала, и в настоящее время нет ни одного уверенного отождествления звезды в спокойном состоянии, выделяющей энергию за счет горения С12 или более тяжелых элементов.
Звезды главной последовательности являются самыми распространенными во Вселенной. Солнце, типичная звезда главной последовательности, за последние 5 миллиардов лет уже израсходовало половину водородного топлива и сможет поддерживать свое существование в течение еще 6–7 миллиардов лет, прежде чем запасы водорода в его ядре иссякнут. Тогда Солнце превратится в красный гигант.
Page updated
Google Sites
Report abuse