Космос. Все о звёздах, планетах, космических странниках

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 находится в состоянии устойчивого равновесия. Это означает, что обе силы уравновешивают друг друга. А так как с глубиной вес вышележащих слоев увеличивается, то давление, а следовательно, температура и плотность возрастают к центру звезды. Например, плотность вещества в центре Солнца в 100 раз больше плотности воды. Это во много раз превышает плотность любого твёрдого тела на Земле. 

Определение химического состава и физических условий в центральных частях звёзд позволило решить вопрос об источниках звёздной энергии. Оказалось, что для большинства звёзд на долю водорода и гелия приходится не менее 98% массы. При температуре 10–30 млн. градусов и наличии большого числа ядер водорода протекают термоядерные реакции, в результате которых 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 типа Солнца. Примером такой реакции служит протон-протонная ядерная реакция.

В 1905–1907 гг. датский астроном Эйнар Герцшпрунг обнаружил, что голубые звёзды имеют самую высокую яркость, а среди красных звёзд можно выделить слабые и сравнительно яркие, т.е. что цвет и светимость звёзд каким-то образом соотносятся друг с другом. А в 1913 г. американский астроном Генри Рассел сопоставил светимость различных звёзд с их спектральными классами. На диаграмму спектр — светимость, которая теперь называется диаграммой Герцшпрунга — Рассела, он нанёс все звёзды с известными в то время расстояниями (не зная расстояния, невозможно оценить светимость звезды).

Основные последовательности, образуемые звёздами. Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

На диаграмме Герцшпрунга — Рассела 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). На главной последовательности любая звезда проводит большую часть своей жизни, пока источником её энергии является реакция превращения водорода в гелий. Именно поэтому на главной последовательности так много звёзд.

Эволюционные превращения звёзд

Жизнь звезды довольно сложна. В течение своей истории она разогревается до очень высоких температур, а старея, остывает до такой степени, что в её атмосфере начинают образовываться пылинки. Одна и та же звезда может раздуться до грандиозных размеров, сравнимых с размерами орбиты Марса, и сжаться до нескольких десятков километров. Светимость её возрастает до миллионов светимостей Солнца и падает почти до нуля.

Картина эволюции звезды усложняется вращением, иногда очень быстрым, на пределе устойчивости (при быстром вращении центробежные силы стремятся разорвать звезду). Некоторые звёзды обладают скоростью вращения на поверхности 500–600 км/с. Для Солнца эта величина составляет около 2 км/с.

Даже такая относительно спокойная звезда, как Солнце, испытывает колебания с различными периодами, на его поверхности происходят вспышки и выбросы вещества. Активность некоторых других звёзд несравнимо выше. На определённых этапах эволюции звезда может стать переменной, начав регулярно менять свой блеск, сжиматься и опять расширяться. А иногда на звёздах происходят сильные взрывы. Когда взрываются самые массивные звёзды, их блеск на короткий срок может превысить блеск всех остальных звёзд галактики вместе взятых.

На схеме оказано, как из протозвёздного вещества появляется звезда, эволюционирует и может со временем превратиться в белого карлика, нейтронную звезду или в чёрную дыру

Бриллиантовая звезда VFTS 682 в Большом Магеллановом Облаке