Как устроена звезда и как она живет

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. А для этого надо знать, как устроены эти недра, каковы их химический состав, температура, плотность, давление. 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. При этом пользуются данными о внешних слоях, известными законами физики и механики, общими как для Земли, так и для звёздного мира.

Условия в недрах звёзд значительно отличаются от условий в земных лабораториях, но элементарные частицы - электроны, протоны, нейтроны - там те же, что и на Земле. Звёзды состоят из тех же химических элементов, что и наша планета. Поэтому к ним можно применять знания, полученные в лабораториях.

Наблюдения показывают, что большинство звёзд устойчивы, т. е. они заметно не расширяются и не сжимаются в течение длительных промежутков времени. Как устойчивое тело звезда может существовать только в том случае, если все действующие на её вещество внутренние силы уравновешиваются. Какие же это силы?

Равновесиев звезде. Сила тяжести верхних слоев уравновешивается давлением газа, которое растет от периферии к центру. На графике показана зависимость давление (p) от расстояния до центра (R).

Звезда - раскалённый газовый шар, а основным свойством газа является стремление расшириться и занять любой предоставленный ему объём. Это стремление вызвано давлением газа и определяется его температурой и плотностью. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается расширить звезду. Но в каждой же точке ей противодействует другая сила - сила тяжести вышележащих слоев, пытающаяся 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, а следовательно, и температура возрастают к центру звезды.

Звезда излучает энергию, вырабатываемую в её 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 её поверхностью, иначе равновесие нарушится. Таким образом, к давлению газа добавляется ещё и давление излучения.

Лучи, испускаемые звездой, получают свою энергию в недрах, где располагается её источник, и продвигаются через всю толщу звезды наружу, оказывая давление на внешние слои. Если бы звёздное вещество было прозрачным, то продвижение это осуществлялось бы почти мгновенно, со скоростью света. Но оно непрозрачно и тормозит прохождение излучения. Световые лучи поглощаются атомами и вновь испускаются уже в других направлениях. Путь каждого луча сложен и напоминает запутанную зигзагообразную кривую. Иногда он «блуждает» многие тысячи лет, прежде чем выйдет на поверхность и покинет звезду.

Излучение, покидающее поверхность звезды, качественно (но не количественно) отличается от излучения, рождающегося в источнике звёздной энергии. По мере движения наружу длина волны света увеличивается. Поверхность Солнца, например, излучает в основном световые и инфракрасные лучи, а в его недрах возникает коротковолновое рентгеновское и гамма-излучение. Давление излучения для Солнца и подобных ему звёзд составляет лишь очень малую долю от давления газа, но для гигантских звёзд оно значительно.

Изменение температуры в зависимости от расстояния от центра для звезды главной последовательности (вверху) и красного гиганта (внизу).

Оценки температуры и плотности в недрах звёзд получают теоретическим путём, исходя из известной массы звезды и мощности её излучения, на основании газовых законов физики и закона всемирного тяготения. Определённые таким образом температуры в центральных областях звёзд составляют от 10 млн градусов для звёзд легче Солнца до 30 млн градусов для гигантских звезд. Температура в центре Солнца - около 15 млн градусов.

При таких температурах вещество в звёздных недрах почти полностью ионизовано. Атомы химических элементов теряют свои электронные оболочки, вещество состоит только из атомных ядер и отдельных электронов. Поскольку поперечник атомного ядра в десятки тысяч раз меньше поперечника целого атома, то в объёме, вмещающем всего десяток целых атомов, могут свободно уместиться многие миллиарды атомных ядер и отдельных электронов. При этом расстояния между частицами вопреки высокой плотности будут всё ещё велики по сравнению с их размерами. Вот почему вещество, плотность которого в центре Солнца в 100 раз превышает плотность воды, - более плотное, чем любое твёрдое тело на Земле! - тем не менее обладает всеми свойствами идеального газа.

Температура внутри звезды тем ниже, чем больше концентрация частиц в газе, т.е. чем меньше его средняя молекулярная масса. Средняя молекулярная масса газа, состоящего из атомов водорода, равна 1, из атомов гелия - 4, натрия - 23, железа - 56. В ионизованном газе число частиц увеличивается за счёт электронов, а общая масса вещества сохраняется неизменной. Поэтому молекулярная масса ионизованного водорода будет 1/2 (две частицы: протон и электрон), ионизованного гелия - 4/3, натрия - 23/12 = 1,92, железа - 56/27 = 2,07. Таким образом, в звёздном веществе все химические элементы, за исключением водорода и гелия, имеют среднюю молекулярную массу, равную примерно 2.

Чем больше водорода и гелия по сравнению с более тяжёлыми элементами, тем ниже температура в центре звезды. Чисто водородное Солнце, например, имело бы температуру в центре 10 млн градусов, гелиевое - 26 млн градусов, а состоящее целиком из более тяжёлых элементов - 40 млн градусов.

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 светимости не совпадут. Данный состав и считается близким к реальному. Оказалось, что для большинства звёзд на долю водорода и гелия приходится не менее 98% массы.

Определение химического состава и физических условий в центральных частях звёзд позволило решить вопрос об источниках звёздной энергии. При температуре 10-30 млн градусов и наличии большого числа ядер водорода протекают термоядерные реакции, в результате образуются ядра различных химических элементов. Не все возможные ядерные реакции годятся на роль источников звёздной энергии, а только такие, которые выделяют достаточно большую энергию и могут продолжаться в течение нескольких миллиардов лет жизни звезды.

После длительных поисков было установлено, что звёзды большую часть своей жизни светят за счёт совершающихся в них преобразований четырёх ядер водорода (протонов) в одно ядро гелия. Масса четырёх протонов больше массы ядра гелия, этот избыток массы и превращается в энергию в термоядерных реакциях. Такая реакция идёт медленно и поддерживает свечение звезды на протяжении миллиардов лет.

Модель строения звезды нижнего участка главной последовательности (красный карлик). Желтый цвет - зона лучистого переноса, красный цвет - конвективная зона.

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.

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. Остальная часть звезды сохраняет при этом равновесие. Источник энергии находится в конвективном ядре. 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.

Модель строения звезды верхнего участка главной последовательности (голубой гигант). Желтый цвет - зона лучистого переноса, красный цвет - конвективная зона.

Строение красного гиганта уже иное. Когда в процессе сжатия конвективного ядра весь водород превратится в гелий, температура в центре повысится до 50-100 млн градусов и начнется горение гелия. Он в результате ядерных реакций превращается в углерод. Ядро горящего гелия окружено тонким слоем горящего водорода, который поступает из внешней оболочки звезды. Следовательно, у красного гиганта два источника энергии. Над горящим ядром находится протяжённая оболочка.

В дальнейшем ядерные реакции создают в центре массивной звезды всё более тяжёлые элементы, вплоть до железа. Синтез элементов тяжелее железа уже не приводит к выделению энергии. Лишённое источников энергии, ядро звезды быстро сжимается. Это может повлечь за собой взрыв - вспышку сверхновой. Иногда при взрыве звезда полностью распадается, но чаще всего, по- видимому, остаётся компактный объект - нейтронная звезда или чёрная дыра.

Вместе с оболочкой взрыв уносит в межзвёздную среду различные химические элементы, образовавшиеся в недрах звезды за время её жизни. Новое поколение звёзд, рождающихся из межзвёздного газа, будет содержать уже больше тяжёлых химических элементов.

Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в 100 раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет две-три солнечных, срок жизни увеличивается до миллиарда лет.

В звёздах-карликах, массы которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области, не выделяющейся из остальной части звезды наличием конвективных движений. В карликах этот процесс протекает очень медленно, и они практически не изменяются в течение миллиардов лет. Когда водород полностью сгорает, они медленно сжимаются и за счёт энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.

Модель строения звезды типа Солнца. Желтый цвет - зона лучистого переноса, красный цвет - конвективная зона.

Солнце и подобные ему звёзды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень четко 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.

Дополнительно:

В конце XIX - начале XX в. в астрономию вошли фотографические методы количественных оценок видимого блеска (звёздных величин) звёзд и их цветовых характеристик (показателей цвета). Анализ этих параметров очень скоро привёл к открытию физической закономерности, связывающей наблюдаемые характеристики звёзд.

Первый шаг был сделан в 1905- 1907 гг. датским астрономом Эинаром Герцшпрунгом на основе фотометрических измерении ярких звёзд двух сравнительно близких звёздных скоплений - Плеяды и Гиады. Он обнаружил, что голубые звёзды в каждом скоплении имеют самую высокую яркость, а среди красных звёзд можно выделить слабые и сравнительно яркие. Иными словами, на диаграмме, где сопоставляются звёздная величина и цвет звёзд, звёзды разбиваются на отдельные группировки. Поскольку звёзды каждого скопления находятся от нас примерно на одинаковом расстоянии, видимая яркость, измеряемая в звёздных величинах, характеризует светимость звёзд. Следовательно, цвет и светимость звёзд каким-то образом соотносятся друг с другом.

Но цвет звезды зависит от её температуры (чем звезда горячее, тем она голубее), которая в свою очередь тесно связана с видом звёздного спектра, т. е. спектральным классом, определяемым непосредственно из наблюдений. В 1913 г. американский астроном Генри Ресселл сопоставил светимость различных звёзд с их спектральными классами. На диаграмму спектр - светимость он нанёс все звёзды с известными в то время расстояниями (не зная расстояния, невозможно оценить светимость звезды). С тех пор сходные по своему значению диаграммы цвет-светимость и температура - светимость часто называют диаграммами Герцшпрунга - Ресселла.

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела. Показаны основные последовательности, образуемые звездами.

На диаграмме Герцшпрунга-Ресселла звёзды образуют отдельные группировки, именуемые последовательностями. Самая густонаселённая из них - главная последовательность - включает в себя около 90% всех наблюдаемых звёзд (в том числе и наше Солнце). Она тянется по диагонали: от левого верхнего края диаграммы, где сосредоточены голубые горячие звёзды высокой светимости, вправо вниз - к области, занимаемой слабыми красными звёздами. Справа над нижней частью главной последовательности располагается ветвь гигантов, объединяющая преимущественно красные звёзды большого размера, светимость которых в десятки и сотни раз превосходит Солнечную. Среди этих ярких звёзд на ветви гигантов - Арктур, Альдебаран, Дубхе (альфа Большой Медведицы). На самом верху диаграммы почти горизонтально через все спектральные классы проходит последовательность звёзд-сверхгигантов. К ней принадлежат, например, Полярная звезда, Ригель, Бетельгейзе. Красные сверхгиганты - это крупнейшие по размеру звёзды. А внизу, в области высоких температур и низких светимостей, располагаются крошечные белые карлики. Известны и другие последовательности, но они не столь многочисленны.

Как только обнаружилось существование последовательностей, делались попытки их физической интерпретации. Сначала главная последовательность рассматривалась как совокупность звёзд различного возраста, т. е. как путь на диаграмме, по которому большинство звёзд перемешается в течение своей жизни, медленно расходуя запасы энергии и уменьшая светимость и температуру. Однако всё оказалось сложнее: вдоль главной последовательности располагаются звёзды различных масс, в которых энергия излучения выделяется за счёт превращения водорода в гелий. Чем массивнее звезда, тем выше её место на главной последовательности.

На главной последовательности любая звезда проводит большую часть своей жизни, именно поэтому на ней так много звёзд. Согласно теории звёздной эволюции, когда запасы водорода в недрах звезды заканчиваются, она покидает главную последовательность, отклоняясь вправо. При этом её температура всегда падает, а размер быстро возрастает. Начинается сложное, всё более ускоряющееся движение звезды по диаграмме.

Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла широко применяется астрономами для описания эволюционных изменений звёзд и сопоставления теорий эволюции звёзд с наблюдениями. Удобна она и для определения возрастов звёздных скоплений (на основании теории эволюции), так как с возрастом населённость различных последовательностей меняется. Так, в молодых скоплениях много звёзд высокой светимости на главной последовательности и последовательности сверхгигантов. В старых же скоплениях верхний конец главной последовательности «исчезает» (звёзды успевают сойти с неё), но зато очень многочисленна ветвь гигантов, куда попадают звёзды типа Солнца примерно через 10 млрд лет после своего рождения. Зависимость Герцшпрунга - Ресселла часто используется и для уточнения относительных расстояний до звёздных скоплений путём сопоставления положения их главных последовательностей на диаграммах спектр - звёздная величина.

Эта звезда, превосходящая Солнце по диаметру в 2 тыс. раз (её диаметр такой же, как у орбиты Сатурна), видна, однако, только в бинокль. Её блеск составляет 6,5 звёздной величины. Звезда двойная: у красного сверхгиганта класса М имеется спутник - белый гигант класса В9.

В 1936 г. американский астроном Дин Мак-Лафлин установил, что эта звезда - затменно-переменная. Раз в 20 лет происходит затмение белого гиганта красным сверхгигантом, длящееся 16 месяцев. Но ещё до этого открытия выяснилось, что красный сверхгигант представляет собой физическую переменную звезду. Иначе говоря, он изменяет блеск сам по себе, скорее всего за счёт периодических колебании радиуса звезды.

Кроме того, звезда класса М имеет протяжённую атмосферу, так что ещё до начала затмения белого гиганта в его спектре появляются так называемые хромосферные линии за счёт поглощения света В-звезды в атмосфере М-звезды.

После 1936 г. затмения В-звезды наблюдались каждые 20 лет. По наблюдениям в промежутке между затмениями 1956 и 1976 гг. и во время затмения 1976-1977 гг. удалось уточнить основные параметры этой двойной системы.

По изменениям лучевых скоростей определили расстояние между центрами звёзд- 19 а.е. (как от Солнца до Урана). Массы обеих звёзд примерно одинаковы: по 20 солнечных каждая. Пульсации М-звезды происходят с периодом 150 суток.

Детальный анализ оптических спектральных линии показал, что из М-звезды вырываются газовые потоки, направленные в сторону В-звезды и обтекающие её. Скорость этих потоков достигает 200 км/с.

Система VV Цефея - одна из немногих сравнительно ярких звёзд с протяжённой атмосферой и одна из самых крупных среди известных звёзд - представляет большой научный интерес.