Основные физические параметры звезд

Звезды, как и все физические тела, обладают определенными физическими свойствами и параметрами. Главными из них являются: масса (M), радиус (R), светимость (мощность излучения - L), эффективная температура (T), ускорение силы тяжести (измеряется в логарифмах – lgg), угловая скорость вращения (ω), напряженность магнитного поля (H) и другие. К физическим характеристикам звезд также относят химический состав и возраст. Многие параметры взаимосвязаны, так, например, светимость зависит от массы звезды, а угловая скорость – от температуры. Так как звезды находятся от нас очень далеко, то их фундаментальные параметры определяются косвенно – с помощью наблюдаемых параметров (звездных величин, показателей цвета, спектра и распределения энергии в нем и т.д.). Рассмотрим физические параметры более подробно.

Масса - основной параметр, который определяет эволюцию звезды, процессы, происходящие внутри нее, продолжительность жизни, а также другие параметры на всех этапах ее существования. Массы звезд обычно измеряют в единицах массы Солнца, для «нормальных» звезд они составляют приблизительно от 1/10 до 100 масс Солнца. Нижний предел масс определяется минимальным значением, при котором благодаря гравитационной энергии ядро звезды способно нагреться до температуры, достаточной для зажигания термоядерных реакций. Верхний предел масс звезд ограничен давлением собственного излучения. Из наблюдений удается определить массы только двойных звезд с помощью третьего закона Кеплера.

Радиусы звезд изменяются в более широких пределах, нежели массы. Звезды-карлики могут иметь радиусы в 10 раз меньше солнечного, в то время как звезды-гиганты в сотни раз больше. Как следствие, светимость обычных звезд может быть как в десятки тысяч раз меньше, так и в сотни тысяч раз больше, чем у Солнца. В зависимости от стадии эволюции размеры одной и той же звезды могут существенно различаться.

Температура. Это параметр, характеризующий состояние вещества или поле излучения. Только в случае термодинамического равновесия все температуры-параметры совпадают между собой. Наиболее фундаментальной и используемой в астрономии температурой является эффективная температура, которая определяется по количеству энергии, излучаемой звездой. Если принять, что звезда излучает как абсолютно черное тело, то ее эффективную температуру можно определить по закону Стефана - Больцмана:

E = σ´T⁴´4π´R² (5)

 

Здесь E – мощность излучения единицы поверхности звезды, σ – постоянная Стефана-Больцмана, T – эффективная температура звезды, R – ее радиус.

Химический состав – один из фундаментальных параметров звезды, от которого зависят ее строение и спектр испускаемого излучения. Изучение химического состава звезд важно при решении общенаучных проблем, таких как происхождение химических элементов, эволюция звезд, происхождение и развитие Вселенной. Химический состав звезд и других небесных тел определяется с помощью спектрального анализа. По химсоставу звезды нашей Галактики делятся на населения I и II типа. Звезды населения I имеют химсостав, подобный нашему Солнцу, звезды населения II относительно обеднены металлами.

Светимость звезд. Полную мощность излучения звезды во всем диапазоне электромагнитного спектра называют истинной или болометрической «светимостью». Чем больше масса нормальной звезды, тем выше ее светимость; она возрастает приблизительно пропорционально кубу массы. Это соотношение масса – светимость сначала было найдено из наблюдений, а позже получило теоретическое обоснование. Светимость звезды обозначается буквойL и измеряется в ваттах или в единицах мощности излучения Солнца. Светимость Солнца равна 3.8·10²⁶ вт.

Ускорение силы тяжести. Ускорение силы тяжести на поверхности звезды или, другими словами, напряженность гравитационного поля можно вычислить, если известны ее масса и размер, по формуле:

g = G´M/R², (6)

где G – гравитационная постоянная.

Возраст. Возраст звезд определяется разными методами: по месту звезды на диаграмме «спектр – светимость», по пространственному расположению в Галактике, по химическому составу. Отметим, что возраст звезд определяется очень грубо, с большой неопределенностью.