Зоология звезд и основной источник их жизни.
Мы видим звезды точками разной яркости и цвета. И только. Но звезды гораздо разнее, чем мы их видим. И век с небольшим назад Герцшпрунгом и Расселом была нарисована весьма наглядная диаграмма классификации звезд, смысл которой, как и смысл таблицы Менделеева, становится с каждым годом все яснее и яснее. С диаграммы Герцшпрунга-Рассела и начнем знакомство с основами зоологии звезд. А затем попытаемся понять, какие тайны звезд в ней зашифрованы.
1. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.
Что видно на этой диаграмме? По горизонтали на ней отложена температура поверхности (фотосферы) звезд в градусах Кельвина и соответствующие знаки их классификации (от O до М). Черт знает, кто вводил классификацию звезд такими буквами, но студенты запоминают ее мнемограммой O, Be A Fine Girl, Kiss Me! А по вертикали отложена светимость звезд в единицах светимости Солнца.
Видно, что интервал температур фотосфер звезд различается немногим более чем на порядок. От 2000-3500°К у красных карликов класса М до порядка 60000 °К у голубых сверхгигантов класса О (температура фотосферы Солнца - около 5800°К, его класс - G2).
Сразу заметим, что светимость звезды, как величина излучаемой с ее поверхности энергии в единицу времени (по сути - "мощность" звезды) пропорциональна квадрату ее радиуса (геометрический фактор) и четвертой степени температуры ее фотосферы.
Весьма наглядно на этой же диаграмме косым пунктиром отмечены линии фиксированных размеров звезд в единицах радиуса Солнца. В этом смысле эта диаграмма весьма информативна.
2. Звезды главной последовательности.
Слева направо и сверху вниз на диаграмме Г-Р видна мощная "река" звезд, называемая главной последовательностью. В ней лежит подавляющее большинство наблюдаемых звезд. В этом же направлении убывает и масса звезд. Так, наиболее яркие О-звезды обладают, как правило, массами во многие десятки масс Солнца Мsun. Тогда как самые тусклые на этой диаграмме М-звезды имеют массы в десятые доли Мsun (вплоть до 0,08 Мsun).
Примерно четверть века назад открыли еще один класс самых тусклых звезд - коричневые карлики. Температура их поверхности меньше 2000 К°, а массы лежат в пределах 0,013-0,08 Мsun. Фактически такие звезды есть переходная форма между звездами и планетами-гигантами. Наш Юпитер имеет массу в 13 раз меньше нижнего предела массы для коричневых карликов, а наше Солнце имеет массу в 12 раз больше верхнего предела массы таких карликов.
3. Как долго живут звезды на главной последовательности?
Из приведенных выше числовых данных, зависимостей и диаграмм следует, что у самых ярких звезд радиус на порядок-полтора больше, чем у Солнца, а температура фотосфер на порядок больше, чем у Солнца. Следовательно, их светимость на 6-7 порядков больше, чем у Солнца. Но масса самых ярких звезд всего лишь на два порядка больше, чем у Солнца. А топливо, за счет которого светят звезды, одинаково для всех них. Следовательно, у самых ярких звезд главной последовательности топливо должно заканчиваться за срок примерно на 4-5 порядков более короткий, чем у Солнца.
Так и есть. Продолжительность жизни самых ярких звезд на главной последовательности составляет единицы миллионов лет. А расчетная продолжительность жизни Солнца - примерно 10 миллиардов лет. Из которых практически половина уже в прошлом. Продолжительность жизни оранжевых карликов (класс К) сопоставима с возрастом Вселенной, а у красных карликов (класс М) существенно превышает его. Другими словами, ни один красный карлик еще не умер.
4. Основное топливо звезд.
Межзвездный газ, из которого через механизм гравитационной неустойчивости газовых облаков образуются звезды, состоит в основном из водорода с небольшой примесью гелия и очень малыми примесями элементов второй и третьей строк таблицы Менделеева, выброшенных в пространство предыдущими поколениями звезд. По мере сжатия газового облака в звезду температура в недрах звезды повышается до десятка и более миллионов градусов. В этих условиях скорости очень малой доли протонов становятся настолько большими, что при лобовом столкновении с другими протонами они оказываются способными преодолеть силы электростатического отталкивания. И, преодолев их, подпасть под действие сил ядерного притяжения. Зажигается термоядерная реакция синтеза ядер гелия из ядер водорода (протонов). В ходе которой из четырех протонов после превращения двух из них в нейтроны образуется ядро гелия.
При превращении двух протонов в нейтроны образуются два позитрона, нейтрализуемые аннигиляцией с двумя лишними электронами, два нейтрино малой энергии и, самое главное - высокоэнергичные гамма-кванты. Энергия этих гамма-квантов оказывается порядка 0,7% массы покоя четырех участвующих в реакции протонов или примерно 50 массам покоя электрона. Эти гамма-кванты, непрерывно рассеиваясь на протонах и электронах плазмы звезды и передавая им при этом свою энергию, медленно просачиваются к поверхности звезды и излучаются в пространство в видимой части спектра и близких ней ультрафиолетовой и инфракрасной областях спектра. За счет чего звезды освещают и греют окружающие их пространство и объекты.