МАССЫ И РАЗМЕРЫ ЗВЕЗД
Ученые всегда стремятся обнаружить корреляцию между такими независимо наблюдаемыми величинами, как вдассьц еветимости и диаметры звезд. Чтобы показать, как вел.ико;
Рис.
55. Эмпирическая корреляция масса — светимость.
Масса нанесена как функция светимости по данным о визуальных двойных звездах. Обратите внимание на то, что масштабы логарифмические и что шкала массы в 2,5 раза крупнее шкалы светимости, так как светимость очень сильно зависит от массы.
значение корреляции, предположим, что нам было поручено исследовать, каков рост мальчиков в возрасте от нескольких месяцев до 20 лет. Мы обнаружили бы, что в среднем чем старше мальчик, тем он выше, хотя, конечно, какой-либо парень, будучи даже и старше, может быть меньше своих сверстников. И мы говорим, что между двумя наблюдаемыми величинами — возрастом и ростом — существует корреляция. Еще пример: мы знаем, что давление земной атмосферы с увеличением высоты уменьшается закономерным образом. В этом случае говорят, что эти две наблюдаемые величины — высота и давление — находятся в обратной корреляции. Польза от таких корреляций в том, что достаточно бывает измерить только одну величину, чтобы получить представление о другой. Исследования двойных звезд позволили сделать очень важный вывод, а именно что для звезд главной последовательности масса и светимость коррелируют между собой в том смысле, что самые массивные звезды — это и самые яркие.
В табл. 6, составленной Даниэлем Гаррисом, приведены массы ряда ближайших двойных звезд, данные о которых известны надежно. Светимости болометрические. На рис. 55 для этих же звезд массы нанесены как функции светимости. За исключением трех объектов, через точки можно довольно уверенно провести кривую.
Белые карлики — компаньон Сириуса и ст2ЭриданаВ — слишком слабы для своих масс, а субгигант ? Геркулеса А слишком ярок для своей массы. Корреляция
Рис. 56. Относительные размеры некоторых типичных звезд-гигантов.
Пиз измерил угловые диаметры Альдебарана н Арктура при помощи звездного ннтер- ферометра Майкельсона. Поскольку расстояния этих звезд известны достаточно надежно» удалось вычислить и их линейные размеры.
масса — светимость оправдывается довольно хорошо для звезд . главной последовательности и может быть даже продолжена ; для более ярких, чем Сириус, звезд при осторожном? использо- | вании данных по затменным двойным, но она совершенно не- I пригодна для гигантов и субгигантов, а также для белых карликов. Вдоль главной последовательности светимость быстро растет с массой. '•
j Для всех звезд из табл. 6 мы привели спектральный класс, по которому можно оценить температуру звезды. Зная температуру, можно оценить, сколько энергии испускает звезда с каждой единицы площади своей поверхности. Затем можно вычис- 1 лить, каковы должны быть размеры звезды, чтобы они обеспечи- ! вала наблюдаемую светимость. Наконец, зная массу и объем, мы можем определить среднюю плотность, а зная массу и радиус— силу тяжести на поверхности звезды. Обратите внимание ; на высокие плотности и большие силы тяжести, характерные дЛя зйезд белых карликов.
Табл. 7 дает размеры некоторых гигантов и сверхгигантов,
] угловые диаметры которых действительно были измерены Пи- ; зом при помощи прибора, называемого звездным интерферометром. Этот прибор, изобретенный Майкельсоном, .применим
только для ярких красных гигантов или сверхгигантов (рис. 56). 1 К счастью, интерферометр с «фотонной корреляцией», созданный Ханбери Брауном и Туиссом, дает возможность получать | данные и по таким ярким горячим звездам, как Сириус и Вега.
Таблица 7
Характеристики некоторых гигантов и сверхгигантов, для которых были измерены диаметры
Звезда | Спектраль ный класс | Расстояние, св. лет | Диаметр (Солнце= 1) | Полная све- - тимость [‡] [§] (Солнце= 1) |
а Волопаса (Арктур) | К1 III | 36 | 24 | 130 |
а Тельца (Альдебаран) | К5 III | 68 | 45 | 360 |
а Ориона (Бетельгейзе) | M2I | 600 | 650—900 | 85 000 |
а Скорпиона (Антарес^ | Ml I | ’ 420 | 560 | 28 000 |
Р Пегаса (Шеат) | М2 III | 200 | 130 | 1 300 |
а Геркулеса (Рас-Аль- гети) | M5II | 500 | 1 480 | 1 600 |
о Кита (Мира) | Мб III | 130 | 240 | 2 500 |
* Полная, или болометрическая, светимость соответствует полной мощности излуче* ния звезды.
YЛебедя до примерно одной шестой солнечного диаметра для Крюгер 60 В — более слабый компоненты двойной звезды Крюгер 60.
Таблица 8
Размеры и массы затменных двойных систем
Звезда | Спектральный класс | Радиус | Масса | Взаимное расстояние | Период, сут | |
Солнце= 1 | К)6 км | 10 2 а. е. | ||||
YY Близнецов | Ml | 0,60 | 0,58 | Q 7 | I 7^ | О R1 |
(Кастор С) | Ml | 0,60 | 0,58 |
|
|
|
U V Льва | G2 G2 | 1,09 1,05 | 1,02 0,95 | 3,7 | 1,75 | 0,60 |
VZ Гидры | F5 F7 | 1,25 1,05 | 1,23 1,12 | 11,3 | 5,3 | 2,90 |
WW Возничего | А5 А7 | 1.9 1.9 | 1,81 1,75 | 11,9 | 5,5 | 2,52 |
RX Геркулеса | В9 AI | 2,4 2,0 | 2,75 2,33 | 10,6 | 4,9 | 1,78 |
U Змееносца | В5 В5 | 3,4 3,1 | 5,3 4,6 | 12,8 | 5,9 | 1,68 |
Y Лебедя | 09.5 09.5 | 5.9 5.9 | 17,4 17,2 | 28,7 | 13,3 | 3,00 |
Однако сверхгигант Антарес более чем в 600 раз превосходит по диаметру Солнце (рис. 58). С другой стороны, некоторые из белых карликов не больше Земли. Чем крупнее звезда, тем, как правило, больше ее масса, но диапазон звездных масс не сравним с диапазоном их размеров. Следовательно, для звезд характерно поразительное разнообразие плотностей. Например, средняя плотность Солнца немного больше плотности воды — она примерно равна плотности мягкого бурого угля, а звезды главной последовательности в большинстве имеют плотности в 0,1—3 раза больше плотности воды.
Радиус сверхгигантской звезды Антарес в 560 раз больше, а ее объем в 5603 = = 175 000000 раз больше, чем у Солнца. Масса Антареса, вероятно, не превышает 50 масс Солнца; отсюда средняя плотность этой звезды должна быть меньше одной миллионной плотности Солнца. С другой стороны, хотя объем белого карлика 02 Эридана составляет всего шесть миллионных объема Солнца, его масса близка к 0,44 солнечной массы, что дает звезду с поразительной плотностью — в 100 000 раз больше плотности воды, или свыше 100 000 г/см3. Другой белый карлик, известный как «звезда Ван Маанена», обладает объемом в три миллионных солнечного и плотностью, которая, по-видимому, превышает
400 000 г/см3. Мы еще рассмотрим эти звезды ниже в связи с проблемой эволюции звезд.
Особый интерес представляет количество двойных карликов. Многие из этих систем построены в том же масштабе, что и Солнечная система. Наша ближайшая звездная соседка а Центавра представляет систему из двух звезд с массами, почти равными массе Солнца, плюс небольшой удаленный компаньон Прок- сима, блеск которой составляет 1/15000 блеска Солнца. Крюгер 60 В — одна из слабейших звезд, массы которых известны. Мы знаем о существовании еще менее массивных «темных звезд» (астрометрических спутников) по их гравитационным воздействиям на светящие звезды. Чтобы какая-нибудь планета могла от Крюгера 60 В получать столько же света и тепла, сколько Земля получает от Солнца, ей следовало бы находиться на расстоянии 7,2 млн. км от этой звезды. Обитаемая планета, связанная со звездой Ван Бпсбрука, которая светит в миллион раз слабее Солнца, должна была бы быть вдвое ближе к ней, чем Луна к Земле. Однако, если бы вместо Солнца была звезда Арктур (рис. 56), мы бы чувствовали себя с комфортом лишь за
Размеры и расстояния между компонентами тля типичных затменных двойных звезд даиы в одном масштабе; но всех случаях Солнце изображено кружками в правой части рисунка.
Рис. 58. Сверхгиганты.
Во всех случаях пунктирные окружности дают размеры земной орбшы, радиус которой 149 600 000 км. У Бетельгейзе периодически меняются как блеск, так и радиус.
орбитой Сатурна (1 420000000 км). С Бетельгейзе в качестве центрального светила мы неплохо бы жили на расстоянии, в девять раз превышающем орбиту Нептуна. С этого наблюдательного пункта Бетельгейзе выглядела бы на нашем небе в 30 раз ярче, чем Солнце в настоящее время, но из-за низкой температуры видимая полная энергия, излучаемая Бетельгейзе, была бы равна энергии Солнца.
Еще по теме МАССЫ И РАЗМЕРЫ ЗВЕЗД:
- Как может выглядеть звездная материя в ее собственной временной шкале?
- Описание эволюции звезд и проблема черных дыр
- Нейтронные звезды
- «Одиночные» звезды Вольфа—Райе
- ВЗВЕШИВАНИЕ ЗВЕЗД
- МАССЫ И РАЗМЕРЫ ЗВЕЗД
- АНАТОМИЯ ЗВЕЗДЫ
- СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ
- История звезды с массой в 7 раз больше солнечной
- Сложные взаимодействия в двойных звездах