У звезды два параметра, определяющие все внутренние процессы — масса и химический состав. Если их задать для одиночной звезды, то на любой момент времени можно предсказать все остальные физические характеристики звезды, такие как блеск, спектр, размер, внутренняя структура.
Расстояние
Существует множество способов определить расстояние до звезды. Но наиболее точный и основой для всех остальных методов является метод измерения параллаксов звёзд. Первым измерил расстояние до звезды Веги российский астроном Василий Яковлевич Струве в 1837 году. Определение параллаксов с поверхности Земли позволяет измерить расстояния до 100 парсек, а со специальных астрометрических спутников, таких как Hipparcos, — до 1000 пк.
Если звезда входит в состав звёздного скопления, то мы не сильно ошибёмся, если примем расстояние до звезды равным расстоянию до скопления. Если звезда принадлежит к классу цефеид, то расстояние можно найти из зависимости период пульсации — абсолютная звёздная величина.
В основном, для определения расстояния до далёких звёзд используется фотометрия.
Масса
Достоверно определить массу звезды можно, только если она является компонентом двойной звезды. В этом случае массу можно вычислить, используя обобщённый третий закон Кеплера. Но даже при этом оценка погрешности составляет от 20 % до 60 % и в значительной степени зависит от погрешности определения расстояния до звезды. Во всех прочих случаях приходится определять массу косвенно, например, из зависимости масса — светимость.
В октябре 2010 года был предложен ещё один способ измерения массы звезды: он базируется на наблюдении за прохождением по диску звезды планеты со спутником. Проанализировав полученные данные и применив законы Кеплера, можно определить массу и плотность звезды и планеты, период вращения планеты и её спутника, их размеры относительно размеров звезды и некоторые другие их характеристики. На настоящий момент (18 октября 2010 г.) метод пока не был использован на практике.
Наиболее массивной из известных является R136a1, массой в 265 солнечных.
Химический состав
Несмотря на то, что доля элементов тяжелее гелия в химическом составе звёзд исчисляется не более чем несколькими процентами, они играют важную роль в жизни звезды. Благодаря им ядерные реакции могут замедляться или ускоряться, а это отражается как на яркости звезды, так и на цвете и на продолжительности её жизни. Так, чем больше металличность массивной звезды, тем меньше будет остаток при взрыве сверхновой.
Наблюдатель, зная химический состав звезды, может довольно уверенно судить о времени образования звезды.
Химический состав звёзд очень сильно зависит от типа звёздного населения и отчасти от массы — у массивных звёзд в недрах полностью отсутствуют элементы тяжелее гелия (в молодом возрасте этих звёзд), жёлтые и красные карлики сравнительно богаты тяжёлыми элементами — они помогают зажечься звёздам при небольшой массе газопылевого облака.
Структура
Расположение лучистой зоны и конвекционной в звездах разной массы
В общем случае у звезды, находящейся на главной последовательности, можно выделить три внутренние зоны: ядро, конвективную зону и зону лучистого переноса.
Ядро — это центральная область звезды, в которой идут ядерные реакции.
Конвективная зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт конвекции. Для звёзд с массой <0.5 Mʘ это занимает все пространство от поверхности ядра, до поверхности фотосферы. Для звёзд с массой сравнимой с солнечной конвективная часть находится на самом верху, над лучистой зоной. А для массивных звезд она находится внутри, под лучистой зоной .
Лучистая зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт излучения фотонов. Для массивных звёзд эта зона расположена между ядром и конвективной зоной, у маломассивных она отсутствует, а у звёзд больше массы Солнца находится у поверхности.
На более поздних стадиях добавляются дополнительные слои, в которых идут ядерные реакции с элементами, отличными от водорода. И чем больше масса, тем больше таких слоев. У звёзд с массой, на 1 — 2 порядка превышающей Мʘ таких слоев может быть 6, где в верхнем, первом слое всё ещё горит водород, а в нижнем идут реакции превращения углерода в более тяжёлые элементы, вплоть до железа. В таком случае в недрах звезды расположено инертное, в плане ядерных реакций, железное ядро.
Над поверхностью звезды находится атмосфера, как правило, состоящая из трех частей: фотосферы, хромосферы и короны.
Фотосфера — самая глубокая часть атмосферы, в её нижних слоях формируется непрерывный спектр.
Ядерные реакции
Для звёзд главной последовательности основным источником энергии являются ядерные реакции с участием водорода: протон-протонный цикл, характерный для звезд с массой около Солнечной и CNO-цикл, идущий только в массивных звёздах и только при наличии в их составе углерода. На более поздних стадиях жизни звезды могут идти ядерные реакции и с более тяжёлыми элементами вплоть до железа. Протон-протоный цикл CNO-цикл
Основные цепочки p + p → ²D + e+ + νe + 0,4 МэВ
²D + p → 3He + γ + 5,49 МэВ.
3He + 3He → 4He + 2p + 12,85 МэВ. 12C + 1H → 13N + γ +1,95 МэВ
13N → 13C + e+ + νe +1,37 МэВ
13C + 1H → 14N + γ| +7,54 МэВ
14N + 1H → 15O + γ +7,29 МэВ
15O → 15N + e+ + νe+2,76 МэВ
15N + 1H → 12C + 4He+4,96 МэВ
Звездный ветер
Звёздный ветер — процесс истечения вещества из звёзд в межзвёздное пространство.
Звёздный ветер может играть важную роль в звёздной эволюции: так как в результате этого процесса происходит уменьшение массы звезды, то от его интенсивности зависит срок жизни звезды.
Звёздный ветер является способом переноса вещества на значительные расстояния в космосе. Помимо того, что он сам по себе состоит из вещества, истекающего из звёзд, он может воздействовать на окружающее межзвёздное вещество, передавая ему часть своей кинетической энергии. Так, форма эмиссионной туманности NGC 7635 «Пузырь» образовалась в результате такого воздействия.
|