Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам «непосредственно» приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов сравнительно невелико. Приблизительно на каждые 10 000 атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около десяти атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд — это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых элементов. Этот результат, как мы увидим дальше, имеет исключительно важное значение для всей проблемы строения и эволюции звезд.

Хотя химический состав звезд в первом приближении одинаков, все же имеются звезды, показывающие определенные особенности в этом отношении. Например, есть звезды с аномально высоким содержанием углерода, или встречаются удивительные объекты с аномально высоким содержанием редких земель. Если у подавляющего большинства звезд обилие лития совершенно ничтожно ( 10^-11 от водорода), то изредка попадаются «уникумы», где этот редкий элемент довольно обилен. Укажем еще на два редких феномена. Есть звезды, в спектрах которых обнаружены линии несуществующего на Земле в «естественном» состоянии элемента технеция. Этот элемент не имеет ни одного устойчивого изотопа. Самый долгоживущий изотоп живет всего лишь около 200 000 лет — срок по звездным масштабам совершенно ничтожный. Столь удивительная аномалия в химическом составе должна означать, что в наружных слоях этих во многом еще загадочных звезд происходят ядерные реакции, приводящие к образованию технеция. Наконец, известна звезда, в наружных слоях которой гелий представлен преимущественно в виде редчайшего на Земле изотопа ³Не.

Все эти интересные и, несомненно, очень важные аномалии химического состава звезд мы в этой книге, конечно, рассматривать не можем. Это увело бы нас слишком далеко в сторону. К счастью, для основной интересующей нас проблемы эволюции звезд эти редчайшие исключения, обусловленные некоторыми специфическими процессами в их наружных и внутренних слоях, не имеют большого значения.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми; звезды же спектральных классов К и М — красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезды характеризуется разностью ее величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи («B»), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом («V »). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B - V можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов — единственная возможность их спектральной классификации. Как мы увидим в § 12, массовое определение цветов слабых звезд в скоплениях явилось наблюдательной основой современной теории звездной эволюции.

Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как (как уже говорилось выше) звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона Стефана — Больцмана:

(1.4)

где = 5,6 10^-5 — постоянная Стефана. Мощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, очевидно, будет равна

(1.5)

где R — радиус звезды. Таким образом, для определения радиуса звезды нужно знать ее светимость и температуру поверхности. Заметим, что речь идет о «болометрической светимости», т. е. мощности излучения во всем диапазоне электромагнитных волн, включая ультрафиолетовые и инфракрасные волны. В свою очередь болометрическая светимость выводится из ее абсолютной болометрической звездной величины. Последняя получается из «обычной» абсолютной величины путем прибавления так называемой «болометрической поправки», зависящей только от температуры поверхности звезды.

Нам остается определить еще одну, едва ли не самую важную характеристику звезды — ее массу. Надо сказать, что это сделать не очень просто. А главное существует не так уже много звезд, для которых имеются надежные определения их масс. Последние легче всего определить, если звезды образуют двойную систему, для которой большая полуось орбиты a и период обращения P известны. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде:

(1.6)