<<
>>

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. 

<< | >>
Источник: А. Аллер. АТОМЫ, ЗВЕЗДЫ И ТУМАННОСТИ. 1976

Еще по теме МАССЫ И РАЗМЕРЫ ЗВЕЗД:

  1. Как может выглядеть звездная материя в ее собственной временной шкале?
  2. Описание эволюции звезд и проблема черных дыр
  3. Нейтронные звезды
  4. «Одиночные» звезды Вольфа—Райе
  5. ВЗВЕШИВАНИЕ ЗВЕЗД
  6. МАССЫ И РАЗМЕРЫ ЗВЕЗД
  7. АНАТОМИЯ ЗВЕЗДЫ
  8. СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ
  9. История звезды с массой в 7 раз больше солнечной
  10. Сложные взаимодействия в двойных звездах