Виды звезд

Звезды находятся так далеко от нас, что даже в хорошие телескопы они видны только как светящиеся точки. Видимая с Земли яркость звезды еще ничего не гово­рит о мощности ее излучения, так как видимая яркость звез­ды зависит не только от мощности ее излучения, но и от рас­стояния до звезды.

Мощность излучения звезды называют светимостью.

Другим важнейшим свойством звезды является ее темпе­ратура, которую можно определить по цвету звезды: самые горячие звезды — голубовато-белые, звезды со «средней» тем­пературой (как наше Солнце) — желтовато-белые, а «холод­ные» звезды — красные.

Наше Солнце находится не в середине «температурной звездной шка­лы», а существенно ближе к ее красному («холодному») концу, так как температура поверхности Солнца около 6 000 градусов.

3. Взрывы и эволюция звезд.

Ни одна из звезд не светит вечно. Звездная эволюция описывает изменения, происходящие в звездах по мере их старения, — циклы жизни звезд. Эти изменения происходят на протяжении миллиардов лет.

Изменения звезд, которые сопровождаются огром­ными изменениями их светимости, называют «взры­вами». Взрывы чрезвычайно редки в жизни звезд. В остальное время звезды эволюционируют по «звездному масштабу» вре­мени, который характеризуется сотнями тысяч, миллионами и миллиардами лет.

Рождение всех звезд происходит примерно одинаково. Хо­лодное облако разреженного межзвездного газа под действием гравитации сжимается. При этом потенциальная энергия тя­готения превращается во внутреннюю энергию и облако на­гревается. Этот нагрев продолжается до тех пор, пока темпе­ратура в центре сгущения не достигнет нескольких миллионов градусов. При такой температуре начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Это и есть рождение звезды: она начинает светить.

Когда сжатие звезды прекращается, она переходит в ста­ционарное состояние (то есть состояние, в котором она пребывает длительное время). При этом сила давления раскаленного газа, непрерывно «подогреваемого» термоядерными реакциями, в точности уравновешивает силу тяготения. В этом стационарном состоянии звезда проводит большую (и «лучшую») часть своей жизни, измеряемую миллионами и даже миллиардами лет.

Когда вследствие ядерных реакций звезда сильно перегре­вается и «вздувается», наружные слои звезды отбрасываются далеко от ядра и из-за расширения сильно охлаждаются. Звезда становится красным гигантом.

Однако когда-то приходит конец всем возможным ядерным реакциям. Внешние слои звезды, постепенно расширяясь, на­всегда покидают ядро, и на месте звезды остается лишенное ядерных источников энергии, но раскаленное добела ядро диаметром порядка диаметра Земли. Это и есть белый карлик.

4. Эволюция звезд разной массы. Дальнейшая судьба звез­ды определяется ее массой. Звезды с массой, не сильно отли­чающейся от массы Солнца (а таких звезд большинство), за­канчивают свою жизнь сравнительно «мирно» — без взрывов. Белый карлик, постепенно остывая, темнеет и, наконец, ста­новится невидимой звездой. Однако происходит это чрезвы­чайно долго, так как из-за очень малой поверхности белый карлик теряет энергию очень медленно.

Если масса оставшегося ядра звезды превышает массу Солнца более чем в полтора раза, то сила тяготения будет столь велика, что она «вдавит» электроны в протоны, в результате чего протоны превратятся в нейтроны и образуется нейтронная звезда. Диаметр ее чрезвычайно мал — всего-навсего несколько километров. Плотность нейтронной звезды в сто миллионов раз превышает плотность воды.

Катастрофическое гравитационное сжатие при образовании нейтронной звезды происходит почти мгновенно — за тысяч­ные доли секунды. При этом выделяется колоссальное коли­чество энергии: светимость звезды может в миллиарды раз превысить светимость Солнца. Это и есть вспышка сверхно­вой. При взрыве сверхновой исчисляется миллиардами гра­дусов, а при такой температуре могут идти и те ядерные ре­акции, в которых энергия не выделяется, а поглощается. Именно так и образовались (а потом вошли в состав Земли) все химические элементы, кроме водорода и гелия.

3. Задача на применение первого закона термоди­намики.