Звёздный свет. Спектральные классы звёзд
Итак, по причине описанной выше специфической неустойчивости, в конвективных слоях звезд происходят крупномасштабные движения газа. Более нагретые массы газа подымаются снизу вверх, в то время как более холодные опускаются. Происходит интенсивный процесс перемешивания вещества. Расчеты показывают, однако, что разница в температуре движущихся элементов газа и окружающей среды совершенно ничтожна, всего лишь около 1 К - и это при температуре вещества недр порядка десяти миллионов кельвинов! Это объясняется тем, что сама конвекция стремится выравнивать температуру слоев. Средняя скорость поднимающихся и опускающихся газовых масс также незначительна - всего лишь порядка нескольких десятков метров в секунду. Полезно сравнить эту скорость с тепловыми скоростями ионизованных атомов водорода в недрах звезд, которые порядка нескольких сотен километров в секунду. Так как скорость движения газов, участвующих в конвекции, в десятки тысяч раз меньше тепловых скоростей частиц звездного вещества, то давление, вызываемое конвективными потоками, почти в миллиард раз меньше обычного газового давления. Это означает, что конвекция совершенно не влияет на гидростатическое равновесие вещества звездных недр, определяемое равенством сил газового давления и гравитации.
Не следует представлять себе конвекцию как некий упорядоченный процесс, где области подъема газа регулярно чередуются с областями его опускания. Характер конвективного движения не «ламинарный», а «турбулентный»; т. е. носит крайне хаотический, беспорядочно меняющийся во времени и пространстве характер. Хаотический характер движения газовых масс приводит к полному перемешиванию вещества. Это означает, что химический состав области звезды, охваченной конвективными движениями, должен быть однородным. Последнее обстоятельство имеет весьма большое значение для многих проблем звездной эволюции. Например, если в результате ядерных реакций в самой горячей (центральной) части конвективной зоны химический состав изменился (например, стало меньше водорода, часть которого превратилась в гелий), то за короткое время это изменение распространится на всю конвективную зону. Таким образом, в «зону ядерных реакций» - центральную область звезды - непрерывно может поступать «свежее» ядерное горячее, что имеет конечно, решающее значение для эволюции звезды . В то же время вполне могут быть и такие ситуации, когда в центральных, самых горячих областях звезды конвекции нет, что приводит в процессе эволюции к радикальному изменению химического состава этих областей. Об этом более подробно будет идти речь в § 12.
В § 3 мы уже говорили о том, что источниками энергии Солнца и звезд, обеспечивающими их светимость в течение гигантских «космогонических» промежутков времени, исчисляемых для звезд не слишком большой массы миллиардами лет, являются термоядерные реакции. Сейчас мы остановимся на этом важном вопросе более подробно.
Основы теории внутреннего строения звезд были заложены Эддингтоном еще тогда, когда источники их энергии были не известны. Мы уже знаем, что ряд важных результатов, касающихся условия равновесия звезд, температуры и давления в их недрах и зависимости светимости от массы, химического состава (определяющего средний молекулярный вес) и непрозрачности вещества, мог быть получен и без знания природы источников звездной энергии. Тем не менее понимание сущности источников энергии совершенно необходимо для объяснения длительности существования звезд в почти неизменном состоянии. Еще более важно значение природы источников звездной энергии для проблемы эволюции звезд, т. е. закономерного изменения их основных характеристик (светимости, радиуса) с течением времени. Только после того как стала ясной природа источников звездной энергии, оказалось возможным понять диаграмму Герцшпрунга - Рессела,- основную закономерность звездной астрономии.
Вопрос об источниках звездной энергии был поставлен почти сразу же после открытия закона сохранения энергии, когда стало ясно, что излучение звезд обусловлено какими-то энергетическими превращениями и не может происходить вечно. Неслучайно первая гипотеза об источниках звездной энергии принадлежит Майеру - человеку, открывшему закон сохранения энергии. Он полагал, что источником излучения Солнца является непрерывное выпадение на его поверхность метеорных тел. Расчеты, однако, показали, что этого источника явно недостаточно для обеспечения наблюдаемой светимости Солнца. Гельмгольц и Кельвин пытались объяснить длительное излучение Солнца его медленным сжатием, сопровождающимся освобождением гравитационной энергии. Эта очень важная даже (и особенно!) для современной астрономии гипотеза оказалась, однако, несостоятельной для объяснения излучения Солнца в течение миллиардов лет. Заметим еще, что во времена Гельмгольца и Кельвина никаких разумных идей о возрасте Солнца еще не было. Лишь недавно стало ясно, что возраст Солнца и всей планетной системы около 5 миллиардов лет.
На рубеже XIX и XX вв. было сделано одно из величайших открытий в истории человечества - обнаружена радиоактивность. Тем самым открылся совершенно новый мир атомных ядер. Потребовалось, однако, не одно десятилетие, чтобы физика атомного ядра стала на прочную научную основу. Уже к 20-м годам нашего века стало ясно, что источник энергии Солнца и звезд следует искать в ядерных превращениях. Сам Эддингтон тоже так считал, однако указать конкретные ядерные процессы, происходящие в реальных звездных недрах и сопровождаемые выделением нужного количества энергии, тогда еще не было возможности. Насколько несовершенны были тогда знания природы источников звездной энергии, видно хотя бы из того, что Джинс - крупнейший английский физик и астроном начала нашего века,- полагал, что таким источником может быть... радиоактивность. Это, конечно, тоже ядерный процесс, но он, как легко показать, совершенно непригоден для объяснения излучения Солнца и звезд. Это видно хотя бы из того, что такой источник энергии совершенно не зависит от внешних условий - ведь радиоактивность, как хорошо известно, есть процесс спонтанный . По этой причине такой источник никак не мог бы «подстраиваться» под меняющуюся структуру звезды. Другими словами, отсутствовала бы «регулировка» излучения звезды. Вся картина звездного излучения резко противоречила бы наблюдениям. Первым, кто это понял, был замечательный эстонский астроном Э. Эпик, который незадолго до второй мировой войны пришел к выводу, что источником энергии Солнца и звезд могут быть только термоядерные реакции синтеза.
Только в 1939 г. известный американский физик Бете дал количественную теорию ядерных источников звездной энергии. Что же это за реакции? В § 7 мы уже упоминали, что в недрах звезд должны происходить термоядерные реакции. Остановимся на этом немного подробнее. Как известно, ядерные реакции, сопровождающиеся превращениями ядер и выделением энергии, происходят при столкновении частиц. Такими частицами могут быть прежде всего сами ядра. Кроме того, ядерные реакции могут происходить и при столкновениях ядер с нейтронами . Однако свободные (т. е. не связанные в ядрах) нейтроны являются неустойчивыми частицами. Поэтому их количество в недрах звезд должно быть ничтожно мало . С другой стороны, так как водород является самым обильным элементом в звездных недрах и он полностью ионизован, особенно часто будут происходить столкновения ядер с протонами.
Для того чтобы протон мог при таком столкновении проникнуть в ядро, с которым он сталкивается, ему надо приблизиться к последнему на расстояние около 10 -13 см. Именно на таком расстоянии действуют специфические силы притяжения, «цементирующие» ядро и присоединяющие к нему «чужой», сталкивающийся протон. Но для того, чтобы приблизиться к ядру на столь малое расстояние, протону необходимо преодолеть весьма значительную силу электростатического отталкивания («кулоновский барьер»). Ведь ядро тоже заряжено положительно! Легко подсчитать, что для преодоления этой электростатической силы протону нужно иметь кинетическую энергию, превышающую потенциальную энергию электростатического взаимодействия
Излучение звезд поддерживается в основном за счет двух типов термоядерных реакций. У массивных звезд это реакции углерод-азотного цикла, а у маломассивных звезд типа Солнца это протон-протонные реакции. В первых углерод играет роль катализатора: сам не расходуется, но способствует превращению других элементов, в результате чего 4 ядра водорода объединяются в одно ядро гелия.
В принципе возможно великое множество других термоядерных реакций, но расчеты показывают, что при температурах, царящих в ядрах звезд, именно реакции этих двух циклов происходят наиболее интенсивно и дают выход энергии, в точности необходимый для поддержания наблюдаемого излучения звезд.
Как видим, звезда – это природная установка для управляемых термоядерных реакций. Если создать в земной лаборатории такие же температуру и давление плазмы, то и в ней начнутся такие же ядерные реакции. Но как удержать эту плазму в пределах лаборатории? Ведь у нас нет материала, который бы выдержал прикосновение вещества с температурой 10–20 млн. К и при этом не испарился. А звезде этого не требуется: ее мощная гравитация с успехом противостоит гигантскому давлению плазмы.
Пока в звезде протекают протон-протонная реакция или углерод- азотный цикл, она находится на главной последовательности, где проводит основную часть жизни. Позже, когда у звезды образуется гелиевое ядро и температура в нем повысится, происходит «гелиевая вспышка», т.е. начинаются реакции превращения гелия в более тяжелые элементы, также приводящие к выделению энергии.
Турбина атомной электростанции является тепловой машиной, определяющей в соответствии со вторым законом термодинамики общую эффективность станции. У современных атомных электростанций коэффициент полезного действия приблизительно равен. Следовательно, для производства 1000 МВт электрической мощности тепловая мощность реактора должна достигать 3000 МВт. 2000 МВт должны уносится водой, охлаждающей конденсатор. Это приводит к локальному перегреву естественных водоемов и последующему возникновению экологических проблем.
Однако, главная проблема состоит в обеспечении полной радиационной безопасности людей, работающих на атомных электростанциях, и предотвращении случайных выбросов радиоактивных веществ, которые в большом количестве накапливаются в активной зоне реактора. При разработке ядерных реакторов этой проблеме уделяется большое внимание. Тем не менее, после аварий на некоторых АЭС, в частности на АЭС в Пенсильвании (США, 1979 г.) и на Чернобыльской АЭС (1986 г.), проблема безопасности ядерной энергетики встала с особенной остротой.
Современная атомная энергетика базируется на расщеплении ядер атомов на два более легких с выделением энергии пропорционально потере массы. Источником энергии и продуктами распада при этом являются радиоактивные элементы. С ними связаны основные экологические проблемы ядерной энергетики.
Еще большее количество энергии выделяется в процессе ядерного синтеза, при котором два ядра сливаются в одно более тяжелое, но также с потерей массы и выделением энергии. Исходными элементами для синтеза является водород, конечным - гелий. Оба элемента не оказывают отрицательного влияния на среду и практически неисчерпаемы.
Результатом ядерного синтеза является энергия солнца. Человеком этот процесс смоделирован при взрывах водородных бомб. Задача состоит в том, чтобы ядерный синтез сделать управляемым, а его энергию использовать целенаправленно. Основная трудность заключается в том, что ядерный синтез возможен при очень высоких давлениях и температурах около 100 млн. °С. Отсутствуют материалы, из которых можно изготовить реакторы для осуществления сверхвысокотемпературных (термоядерных) реакций. Любой материал при этом плавится и испаряется.
Ученые пошли по пути поиска возможностей осуществления реакций в среде, не способной к испарению. Для этого в настоящее время испытываются два пути. Один из них основан на удержании водорода в сильном магнитном поле.
Несмотря на некоторые положительные результаты по осуществлению управляемого ядерного синтеза, высказываются мнения, что в ближайшей перспективе он вряд ли будет использован для решения энергетических проблем. Это связано с нерешенностью многих вопросов и с необходимостью колоссальных затрат на дальнейшие экспериментальные, а тем более промышленные разработки.
Звезда - это горячий газовый шар, разогреваемый за счет ядерной энергии и удерживаемый силами тяготения. Основную информацию о звездах дает испускаемый ими свет и электромагнитное излучение в других областях спектра. Главными факторами, определяющими свойства звезды, являются её масса, химический состав и возраст. Звезды должны меняться со временем, так как они излучают энергию в окружающее пространство. Информация о звездной эволюции может быть получена из диаграммы Герцшпрунга-Рассела, представляющей собой зависимость светимости звезды от температуры её поверхности (рис.9).
На диаграмме Герцшпрунга-Рассела звезды распределены
неравномерно. Около 90% звезд сконцентрировано в узкой полосе, пересекающей
диаграмму по диагонали. Эту полосу называют главной последовательностью
.
Её верхний конец расположен в области ярких голубых звезд. Различие в
заселенности звезд, находящихся на главной последовательности и областей,
примыкающих к главной последовательности, составляет несколько порядков
величины. Причина в том, что на главной последовательности находятся звезды на
стадии горения водорода, которая составляет основную часть времени жизни звезды.
Солнце находится на главной последовательности. Его положение указано на рис. 9.
Следующие по населенности области после главной
последовательности - белые карлики, красные гиганты и красные сверх-гиганты.
Красные гиганты и сверхгиганты - это в основном звезды на стадии горения гелия и
более тяжелых ядер.
Светимость звезды - полная энергия, испускаемая звездой в
единицу времени. Светимость звезды может быть вычислена по энергии, достигающей
Земли, если известно расстояние до звезды.
Из термодинамики известно, что, измеряя длину волны в
максимуме излучения черного тела, можно определить его температуру. Черное тело
с температурой 3 K будет иметь максимум спектрального распределения на частоте
3·10 11 Гц. Черное тело с температурой 6000 K будет излучать зеленый
свет. Температуре 10 6 K соответствует излучение в рентгеновском
диапазоне. В таблице 2 приведены интервалы длин волн, соответствующие различным
цветам, наблюдаемым в оптическом диапазоне.
Таблица 2
Цвет и длина волны
Температура поверхности звезды рассчитывается по
спектральному распределению излучения.
Классификацию спектрального класса звезд легко понять из
таблицы 3.
Каждая буква характеризует звезды определенного класса.
Звезды класса O самые горячие, класса N - самые холодные. В звезде класса O
видны в основном спектральные линии ионизованного гелия. Солнце принадлежит к
классу G, для которого характерны линии ионизованного кальция.
В таблице 4 приведены основные характеристики Солнца. Пределы
изменения таких характеристик звезд как масса (M), светимость (L), радиус (R) и
температура поверхности (T) даны в таблице 5.
Таблица 3
Спектральные классы звезд
Обозначение класса |
Характерный признак |
Температура |
Ионизованный гелий |
||
Нейтральный гелий |
||
Ионизованный кальций |
||
Ионизованный кальций, |
||
Нейтральные металлы |
||
Нейтральные металлы, |
||
Полосы поглощения |
||
 Рис. 10. Соотношение масса-светимость |
Для звезд главной последовательности с известной массой
зависимость масса-светимость показана на рис.10 и имеет вид
L ~ M n , где n = 1.6 для звезд малой массы (M <
M) и n = 5.4
для звезд большой массы (M >
M). Это означает, что перемещение
вдоль главной последовательности от звезд меньшей массы к звездам большей массы
приводит к увеличению светимости.
Таблица 4
Основные характеристики Солнца
|
Светимость L |
3.83·10 33 эрг/с (2.4·10 39 МэВ/с) |
|
Поток излучения с единицы |
6.3·10 7 Вт/м 2 |
|
Средняя плотность вещества |
|
|
Плотность в центре |
|
| Температура поверхности | |
| Температура в центре | |
| Химический состав: водород гелий углерод, азот, кислород, неон и др. |
74% |
| Возраст | |
| Ускорение свободного падения на поверхности |
2.7·10 4 см/с 2 |
| Шварцшильдовский радиус - 2GM /c 2
(c - скорость света) |
|
| Период вращения относительно неподвижных звезд |
|
| Расстояние до центра Галактики | |
| Скорость вращения вокруг центра Галактики |
Таблица 5
Пределы изменения характеристик различных звезд
10 -1 M < M < 50 M |
10 -4 L < L < 10 6 L |
10 -2 R < R < 10 3 R |
2·10 3 K < T < 10 5 K |
За единицу измерения M, R, L приняты соответствующие характеристики Солнца, T- температура поверхности. |
Таким образом, более массивные звезды оказываются и более
яркими.
В левой нижней части диаграммы (рис.9) - вторая по
численности группа - белые карлики. В правом верхнем углу диаграммы группируются
звезды с высокой светимостью, но низкой температурой поверхности - красные
гиганты и сверхгиганты. Этот тип звезд встречается реже. Названия “гиганты” и
“карлики” связаны с размерами звезд. Белые карлики не подчиняются зависимости
масса-светимость, характерной для звезд главной последовательности. При одной и
той же массе они имеют значительно меньшую светимость, чем звезды главной
последовательности.
Звезда может находиться на главной последовательности на
определенном этапе эволюции и быть гигантом или белым карликом на другом.
Большинство звезд находится на главной последовательности потому, что это
наиболее длительная по времени фаза эволюции звезды.
Одним из существенных моментов в понимании эволюции Вселенной
является представление о распределении образующихся звезд по массам. Изучая
наблюдаемое распределение звезд по массам и учитывая время жизни звезд различной
массы, можно получить распределение звезд по массам в момент рождения.
Установлено, что вероятность рождения звезды данной массы, очень приближенно,
обратно пропорциональна квадрату массы (функция Солпитера).
В качестве третьей проблемы указывается низкий уровень излучения звезды в видимом диапазоне. На рис. 8.7 представлены спектры Солнца и карлика класса М6 с таким же химическим составом. Для удобства сравнения высота максимумов в этих спектрах принята одинаковой. Резкое падение спектра М-карлика в области длин волн короче 0,7 мкм лишило бы земные организмы большей части излучения, используемого ими для фотосинтеза (разд. 2.5.2).
Разумеется, даже отсутствие условий для фотосинтеза на планетах M-карлика не является принципиальным препятствием для развития жизни, поскольку на Земле, например, существуют микроорганизмы, жизнь которых не связана с фотосинтезом (разд. 2.5.2). Более того, некоторые земные бактерий используют для фотосинтеза излучение с длиной волны более 0,7 мкм. Так что слабость видимого излучения М-карликов нельзя считать непреодолимой проблемой.
Переменность излучения М-карликов
Эта последняя проблема также не выглядит фатальной. Все звезды вспыхивают, включая Солнце. Вспышка – это резкое усилением эмиссии электромагнитного излучения и заряженных частиц из компактной области фотосферы, часто связанной со звёздными пятнами [Имеются в виду тёмные пятна на поверхности звезды, аналогичные солнечным пятнам. Для них характерна высокая плотность энергии магнитного поля. – Прим. ред. ]. Вспышка может продолжаться несколько минут, хотя обычно она укладывается в несколько десятков секунд; но даже длительная вспышка имеет короткий мощный пик, который начинается с медленного нарастания и заканчивается медленным спадом. При вспышках особенно усиливается рентгеновское и ультрафиолетовое (УФ) излучение, представляющее наибольшую опасность для живых организмов. Рентгеновское излучение несёт меньшую угрозу, поскольку оно не проходит сквозь атмосферу планеты, но УФ излучение создаёт реальную опасностью, тем более, что его интенсивность в момент вспышки возрастает примерно в 100 раз. К счастью, УФ излучение М-карликов в невозмущенном состоянии такое слабое (рис. 8.7), что даже при стократном усилении его уровень у поверхности планеты (имеющей атмосферу типа земной) всего в несколько раз превысит поток у поверхности Земли, приходящий от спокойного Солнца.
Хотя мощность вспышек невелика, молодые М-карлики вспыхивают гораздо чаще, чем Солнце, иногда по несколько раз в день. К счастью, частота вспышек уменьшается с возрастом звезды: она существенно уменьшается примерно через 1 млрд. лет. Так что частые вспышки звезды могут лишь задержать выход жизни на поверхность планеты. А на жизнь в коре планеты или в глубинах её океанов они вообще не могут повлиять.
Еще один тип переменности обусловлен изменением светимости звезды при появлении на её поверхности тёмных пятен. У звёзд спектрального класса М размер пятен может быть значительно больше, чем у Солнца; поэтому светимость таких звезд может уменьшаться на десятки процентов, и продолжаться это может до нескольких месяцев. Однако расчёты показывают, что на планетах с атмосферой понижение температуры не будет катастрофическим даже для обитателей поверхности.
Таким образом, нет веских причин исключать вездесущие M-карлики из списка звёзд, способных иметь планеты пригодные для жизни, проявления которой мы могли бы обнаружить издалека.
Галактическая зона жизни
Зона жизни есть не только у звезды, но и у Галактики. На рис. 8.8 схематически показана наша Галактика при наблюдении с ребра; выделены её основные компоненты: тонкий диск, толстый диск, центральное утолщение (балдж) и гало (разд. 1.3.2). Заметим, что толстый диск включает в себя тонкий диск, но отличается от него типом звёздного населения. Количество звёзд, заключенных в тонком диске, толстом диске, балдже и гало соотносится примерно как 100:20:10:1, так что в тонком диске содержится около 3/4 всех звёзд Галактики.
Галактическую зону жизни можно определить, оценив вероятность существования пригодных для жизни планет в каждом из компонентов Галактики.
Как отмечалось в разделе 8.2.2, основным фактором, определяющим возможность возникновения жизни, выступает металличность того вещества, из которой формируется звезда и её планетная система: для рождения пригодных к обитанию планет металличность звезды должна быть, по-видимому, не менее половины солнечной. История звёздообразования в тонком диске наиболее длительная; металличность его межзвездной среды начала возрастать ещё на заре истории Галактики и продолжает возрастать до сих пор. Поэтому именно
тонкий диск наиболее перспективен для поиска обитаемых миров. Правда, в его внешних областях содержится меньше тяжёлых элементов, поэтому и подходящих планет там должно быть меньше. Толстый диск населяют существенно более старые и менее металличные звёзды, так что найти там обитаемые планеты маловероятно. Ещё более старые звёзды населяют галактическое гало, а значит, пригодные для жизни планеты должны встречаться там ещё реже. Около 1% звёзд гало сосредоточены в шаровых звездных скоплениях (рис. 1.14), которые присутствуют и в балдже Галактики, где эпоха бурного звёздообразования уже закончилась, но всё же формирование звёзд понемногу продолжается. В этой области, по-видимому, также могут существовать обитаемые планеты, хотя тяжелые элементы представлены там в иной пропорции, чем в тонком диске, и сложно сказать, к чему это может привести.
Помимо металличности существуют ещё два фактора, влияющих на обитаемость планет, – это резкое усиление проникающего излучения и гравитационные возмущения орбит. В главе 7 говорилось, что многие планеты могли быть стерилизованы мощными потоками радиации, например, при вспышках сверхновых звезд; а некоторые планетные системы могли быть разрушены гравитационным влиянием близких звёзд. Вспышки сверхновых происходят по всему диску, но относительно реже в его внешних малоплотных областях. Во внутренних же областях диска и в центральном балдже они представляют серьёзную угрозу для жизни. Такова же ситуация и в шаровых скоплениях, где давно уже эволюция массивных звёзд закончилась взрывами сверхновых, заполнявших звездное скопление смертоносным излучением.
Гравитационные возмущения планетных орбит также особенно сильны в
балдже и шаровых скоплениях, поскольку звёзды там расположены гораздо теснее.
Таким образом, наибольшее число звёзд с обитаемыми планетами следует ожидать в тонком диске, особенно в его средней кольцевой области, заключённой между плотной центральной частью и разреженной периферией. Именно в этом кольце и располагается наше Солнце! Поскольку тонкий диск содержит примерно три четверти звёзд Галактики, мы должны исключить из рассмотрения более четверти всех звёзд. К тому же, из оставшегося числа звёзд некоторые, по указанным выше причинам, не имеют планет, наличие жизни на которых можно было бы зарегистрировать издалека.
Итак, если не отбрасывать М-карлики (за исключением 5–10% наиболее молодых), то можно сказать, что приблизительно половина звезд Галактики имеет планеты, жизнь на которых можно обнаружить издалека. Подчеркнём, что эта оценка является очень грубой и представляет собой верхний предел, который в следующих разделах книги будет понижаться по мере рассмотрения дополнительных ограничений, связанных как с формированием планет, так и с возможностью их выживания.
Выводы
* Внешние характеристики звёзд и их эволюцию наглядно описывает диаграмма Герцшпрунга – Рассела, демонстрирующая светимость звезды и её эффективную температуру или другие связанные с ними параметры, например, вместо эффективной температуры – спектральный класс (O, B, A, F,G, K и M).
* Эволюция звезды в основном определяется её массой, с которой она вступает на главную последовательность. Звезды с массой примерно до 8 М ¤ в ходе эволюции становятся гигантами и сбрасывают с себя оболочки в виде планетарных туманностей, а их остатки превращаются в белые карлики. Более массивные звезды превращаются в сверхгиганты, а затем взрываются как сверхновые, а их остатки превращаются в нейтронные звезды или черные дыры.
* Длительность эволюции звезды на главной последовательности резко уменьшается с ростом её начальной массы, поэтому у разных звёзд сильно различается продолжительность жизни – от момента рождения звезды до выброса планетарной туманности или взрыва сверхновой.
* Степень распространенности звезд различных спектральных классов уменьшается от М к О, так что наиболее часто встречаются М-карлики.
* Планеты земного типа представляются наиболее удобными для развития жизни на поверхности. Чтобы проявления жизни по её воздействию на атмосферу и поверхность планеты стали заметными с большого расстояния, планета должна провести в зоне жизни не менее 2 млрд. лет.
* Обладать планетами, проявления жизни на которых можно зарегистрировать с большого расстояния, скорее всего, могут звёзды главной последовательности спектральных классов F, G, K и M (т.е. с массами менее примерно 2М ¤), имеющие высокую металличность. Время их жизни на главной последовательности должно превышать 2 млрд. лет, и они должны быть старше 2 млрд. лет. Из их числа мы должны исключить тесные двойные звёзды, а также системы, стерилизуемые вспышками сверхновых, и системы, испытывающие сильное гравитационное влияние соседей. Но нет веских причин исключать из рассмотрения М-карлики.
* Большинство звёзд, обладающих обитаемыми планетами, по-видимому, должны концентрироваться в тонком диске Галактики, вдали от её внутреннего и внешнего краёв.
* В качестве грубой верхней оценки можно считать, что половина звезд Галактики имеет планеты, жизнь на которых путём наблюдений можно обнаружить с большого расстояния. В число этих звёзд включены М-карлики, кроме 5–10% наиболее молодых. Приведенная оценка очень груба; она будет снижена в следующих разделах книги, по мере рассмотрения дополнительных ограничений, связанных как с формированием планет, так и с возможностью их выживания.
Вопросы
Ответы даны в конце книги.
Вопрос 8.1.
Укажите, обосновав свой выбор, какие из перечисленных ниже звёзд следует исключить из списка, способных иметь планеты, жизнь на которых можно обнаружить издалека (напомним, что цифрой V обозначены звезды главной последовательности).
(1) Звезда спектрального класса A3V.
(2) Двойная система, содержащая звезду с массой Солнца и М-карлик, разделенные расстоянием в 3 а.е.
(3) Звезда с массой Солнца, принадлежащая шаровому скоплению.
(4) Звезда спектрального класса G2V с возрастом 1 млрд. лет.
(5) Звезда спектрального класса M0V с возрастом 5 млрд. лет, расположенная в толстом диске Галактики примерно в середине его радиуса.
Вопрос 8.2.
Некоторые из звезд, имеющих планеты-гиганты, обладают металличностью менее 1%. Объясните, почему это не противоречит утверждению о том, что у таких звёзд маловероятно наличие планет с жизнью на поверхности (разд. 8.2.2).
Подписи к рисункам
Рис.8.1.
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела показывает, где группируются звезды наиболее распространенных типов. Наклонные прямые линии соответствуют постоянным значениям радиуса звезд (в единицах радиуса Солнца), а приведенные на главной последовательности цифры указывают массы звезд (в единицах массы Солнца).
Рис. 8.2.
Спектры излучения абсолютно чёрного тела при температурах 8000, 6000 и 4000 К.
Рис. 8.3.
Эволюционные треки на диаграмме Герцшпрунга – Рассела для звезд главной последовательности, масса которых (в массах Солнца) указана на рисунке. Треки заканчиваются в тех точках, где у звезды начинаются катастрофические изменения.
Рис.8.4.
Линией показана начальная функция масс для звезд диска Галактики (масштаб по оси ординат произволен). Точками указано число звезд в окрестности Солнца
в единичном интервале масс.
Рис. 8.5.
Границы зон жизни вокруг звезд-карликов: спектрального класса М0 массой 0,5 М ¤ и класса G2 массой 1,0 М ¤ (металличность солнечная).
Рис. 8.6.
Гравитационная (приливная) деформация планеты. Ось растяжения отклоняется от направления на звезду из-за быстрого вращения планеты (до того момента, пока суточное вращение не начнет происходить синхронно с орбитальным).
Рис. 8.7. Спектры Солнца и карлика спектрального класса М6 с таким же химическим составом. Чтобы уровнять спектральные максимумы, масштабы по вертикали выбраны разными.
Рис. 8.8. Схема строения Галактики (вид с ребра). Выделены основные структурные элементы, границы которых в действительности не такие резкие, как на рисунке.
Надписи на рисунках
Рис.8.1.
3 – Сверхгиганты
4 – Гиганты
5 – Главная последовательность
6 – Белые карлики
Рис. 8.2.
1 – Длина волны, мкм
2 – Мощность излучения, 10 6 Вт м -2 мкм -1
Рис. 8.3.
1 – Эффективная температура, К
2 – Светимость (в единицах светимости Солнца)
3 – Начальная главная последовательность
4 – Конечная главная последовательность
Рис.8.4.
1 – Масса, 1 M ¤
2 – Относительное количество звезд в интервале масс 1 M ¤
Рис. 8.5.
1 – Возраст звезды (млрд. лет)
2 – Расстояние от звезды (а.е.)
3 – 1,0 массы Солнца
4 – 0,5 массы Солнца
Рис. 8.6.
1 – Вращение
2 – К звезде
Рис. 8.7.
1 – Длина волны, мкм
2 – Мощность излучения (относительные единицы)
3 – Солнце
4 – Карлик М6
Рис. 8.8.
1 – 100 000 световых лет
3 – Толстый диск (толщина около 4000 св. лет)
5 – Тонкий диск (толщина около 1200 св. лет)
Звезды можно назвать самыми главными телами во Вселенной: ведь в них заключено более 90% всего наблюдаемого нами вещества.
Каждая звезда - это массивный газовый шар, излучающий собственный свет, в отличие от планет, которые светят отраженным солнечным светом. По своей природе звезды родственны Солнцу, ближайшей к Земле звезде.
Все звезды очень далеки от нас, и расстояние до каждой из них, кроме Солнца, во много раз превышает расстояние от Земли до любой из планет Солнечной системы. Прямой способ определения расстояний до сравнительно близких звезд основан на измерении их наблюдаемого смещения на фоне более далеких звезд, вызванного движением Земли вокруг Солнца (см. Параллакс).
Если расстояние до звезд составляет сотни и более парсек, их параллактическое смещение становится незаметным. Тогда для определения расстояний до звезд используют другие, косвенные методы, требующие анализа звездных спектров.
Самая близкая к Солнечной системе звезда - Проксима Центавра - находится от нас на расстоянии примерно 1,3 пс. Большинство звезд, хорошо заметных невооруженным глазом, удалено на десятки и сотни световых лет.
Звезды различаются по массе, размерам, плотностям, светимостям и химическому составу. Рассмотрим эти характеристики подробнее.
Для определения масс звезд изучают движения звезд, входящих в пары и группы. В этих системах звезды притягивают друг друга, двигаясь вокруг общего центра масс (см. Двойные звезды). Массы звезд в таком случае определяются на основании закона всемирного тяготения (см. Гравитация). Чаще всего масса звезды измеряется в единицах массы Солнца, которая составляет примерно кг. Массы почти всех звезд находятся в пределах от 0,1 до 50 масс Солнца.
Размеры звезд определяют как прямыми методами, с помощью оптических интерферометров, так и путем теоретических расчетов. Оказалось, что размеры большинства наблюдаемых звезд составляют сотни тысяч и миллионы километров. Диаметр Солнца, например, равен 1 392 000 км. Но встречаются и очень маленькие звезды - белые карлики и совсем крошечные нейтронные звезды - диаметром 10-20 км. Звезды с размерами во много раз больше, чем у Солнца, являются гигантами (Бетельгейзе, Арктур, Антарес). Но особенно велики очень редко встречающиеся звезды - красные сверхгиганты. Если бы некоторые из таких звезд оказались на месте Солнца, орбита Марса, а то и Юпитера очутилась бы внутри них!
Таким образом, по размерам звезды отличаются друг от друга значительно больше, чем по массе. По этой причине, чем меньше звезда, тем, как правило, Ьыше плотность ее вещества, и наоборот. Вещество звезд - гигантов и сверхгигантов может иметь плотность меньшую, чем воздух в нормальных, земных условиях. Средняя плотность солнечного вещества в 1,4 раза больше плотности воды. Значительно плотнее Солнца белые карлики. 1 вещества звезды Сириус В имеет массу около 2 т, а некоторые белые карлики еще в десятки раз плотнее.
Но рекорд по плотности держат нейтронные звезды - их плотность такая же, как у атомных ядер, - г/см3. Такая плотность вещества может получиться, если весь земной шар сжать до размера в полкилометра!
Еще больше, чем по размерам, различаются звезды по светимости. Так называют мощность оптического излучения, т. е. количество световой энергии, ежесекундно выделяемое звездой. Чаще всего светимость выражают в единицах светимости Солнца. Эта величина равна Вт. Для большинства наблюдаемых звезд она находится в пределах от нескольких тысячных долей до миллиона светимостей Солнца.
Химический состав звезд определяют, изучая их спектр (см. Спектральная классификация звезд). Оказалось, что вещество звезд содержит те же элементы, которые встречаются и на Земле. Почти во всех звездах более 98% массы приходится на два самых легких элемента - водород и гелий, причем водорода примерно в 2,7 раза больше по массе, чем гелия. На долю всех остальных элементов приходится около 2% массы вещества.
Звезды непрозрачны. Поэтому мы можем непосредственно определять химический состав только их поверхностных слоев, от которых к нам приходит свет. Однако теоретические расчеты позволяют предсказать содержание различных элементов и в недрах звезд.
По физическим свойствам вещества все известные звезды можно разделить на три категории: нормальные звезды, белые карлики и нейтронные звезды.
К нормальным звездам относятся большинство наблюдаемых звезд, в том числе все те, которые можно увидеть невооруженным глазом или в небольшой телескоп. Они состоят из обычного по своим свойствам, так называемого идеального газа. Его давление прямо пропорционально температуре и обратно пропорционально объему, который газ занимает. Используя физические законы, которым подчиняется газ, астрономы рассчитывают плотность, давление и температуру в недрах звезд, что очень важно для понимания строения звезд и их развития.
В звездах с очень большой плотностью вещество уже не подчиняется законам идеального газа. Газ приобретает иные свойства и называется вырожденным. Из вырожденного газа состоят белые карлики, а также ядра некоторых звезд-гигантов.
Вещество нейтронных звезд обладает чудовищной плотностью, при которой не могут существовать даже атомные ядра. Оно состоит в основном из электрически нейтральных элементарных частиц - нейтронов. Нейтроны в обычном состоянии входят, наряду с протонами, в состав атомных ядер.
Вещество любой звезды находится под действием силы гравитации, стремящейся сжать звезду. Однако звезды не сжимаются (по крайней мере быстро), потому что гравитации препятствует сила давления звездного вещества. В нормальных звездах это давление обусловлено упругими свойствами горячего идеального газа. В белых карликах сжатию препятствует давление вырожденного газа. Оно почти не зависит от того, горячий газ или холодный. В нейтронных звездах гравитацию сдерживают ядерные силы, действующие между отдельными нейтронами.
Температура и тепловое давление газа в звездах поддерживаются внутренними источниками энергии.
Если они иссякнут (а рано или поздно в каждой звезде это происходит), силы тяготения сожмут звезду в маленький плотный шар. В нормальных звездах энергия постоянно вырабатывается в центральной области, где плотность и температура газа достигают максимальных значений. Там происходят термоядерные реакции между протонами (ядрами атомов водорода), в результате которых самый легкий газ - водород превращается в более тяжелый гелий. При этом выделяется та энергия, которая позволяет звездам долго сохранять свою высокую температуру, но запасы водорода в звездах постепенно убывают. В Солнце, например, каждую секунду количество водорода уменьшается примерно на 600 млн. тонн, и почти на столько же больше становится гелия. За секунду выделяется энергия, равная примерно Дж, которую уносят электромагнитные волны. Несколько процентов этой энергии получают всепроникающие элементарные частицы - нейтрино, возникающие при ядерных реакциях. Они легко пронизывают звезды насквозь и улетают со скоростью света в межзвездное пространство.
В некоторых звездах - красных гигантах температура в центральной области настолько высока, что там начинает происходить реакция между ядрами гелия, в результате которой возникает более тяжелый элемент - углерод. Эта реакция также сопровождается выделением энергии.
По современным научным представлениям, большая часть элементов тяжелее гелия, существующих в природе, образовалась при термоядерных реакциях в недрах звезд или в реакциях, протекающих при взрывах сверхновых звезд.
Когда звезда очень молода и в ней еще не начались ядерные реакции, источником ее энергии может служить сжатие звездного вещества, т. е. его уплотнение под действием собственной гравитации: потенциальная энергия вещества уменьшается и переходит в тепловую.
Как и все тела в природе, звезды не остаются неизменными. Они рождаются, эволюционируют и, наконец, «умирают». Вопрос о том, как образуются звезды, окончательно не решен. Наблюдаемая связь областей звездообразования с очень массивными облаками холодного газа и теоретические расчеты эволюции газа в межзвездном пространстве говорят о возможности рождения звезд путем постепенного сжатия первоначально сильно разреженной межзвездной среды. Основной силой, сжимающей газ, является гравитационное притяжение его молекул друг к другу.
Продолжительность жизни звезды зависит от ее массы. Звезды с массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного «топлива» и могут светить десятки миллиардов лет. Поэтому звезды небольших масс не успели состариться.
Зато массивные звезды светят сравнительно недолго. Так, звезды с массой 15 масс Солнца растрачивают запасы своей энергии всего за 10 млн. лет. Звезды, такие, как наше Солнце, могут жить примерно в тысячу раз дольше.
Почти всю свою жизнь звезда сохраняет температуру и размер практически постоянными. При этом звезда находится на главной последовательности диаграммы «спектр - светимость». Но когда в центральной области весь водород оказывается превращенным в гелий, звезда начинает сравнительно быстро изменяться. Она увеличивается в размере, и, хотя температура ее поверхности при этом падает, излучаемая звездой энергия возрастает во много раз. Звезда становится красным гигантом. Температура в центральной области поднимается до 100 млн. градусов, и в плотном гелиевом ядре такой звезды «загорается» реакция превращения гелия в углерод.
На определенном этапе развития красного гиганта может произойти «сброс» внешних слоев этой раздувшейся звезды, и тогда звезда будет находиться внутри газового кольца планетарной туманности (см. Туманности.) Сама звезда после этого сожмется и превратится в медленно остывающий белый карлик.
Такой путь развития ожидает и наше Солнце: через 6-7 млрд. лет оно, пройдя стадию красного гиганта, станет белым карликом. Звезды, у которых масса в 1,5-3 раза больше, чем у Солнца, не смогут в конце жизни остановить свое сжатие на стадии белого карлика. Мощные силы гравитации сожмут их до такой плотности, при которой произойдет «нейтрони-зация» вещества: взаимодействие электронов с протонами приведет к тому, что почти вся масса звезды будет заключена в нейтронах. Образуется нейтронная звезда. Наиболее массивные звезды могут превратиться в нейтронные, после того как они взорвутся как сверхновые (см. Сверхновые звезды). Расчеты показывают, что нейтронные звезды должны быть сильно намагничены. Быстро вращаясь вокруг оси, они могут рождать мощные потоки радиоволн. Открытые в 60-х гг. импульсные источники радиоизлучения - пульсары и являются, по-видимому, такими вращающимися нейтронными звездами, возникшими после взрывов сверхновых.
Если масса звезды (или ее «остатка» после потери вещества) превышает 3-5 масс Солнца, то, начав сжиматься в конце своей активной жизни, она не сможет остановить своего сжатия даже на стадии нейтронной звезды. Конечным результатом такого безудержного гравитационного сжатия должно явиться образование черной дыры.
О различных типах звезд и некоторых их характеристиках вы прочтете подробнее в соответствующих статьях словаря.