книги / Физика и философия подобия от преонов до метагалактик

22 §3. Диаграмма состава звездного населения. Характеристики звезд

Звезды на этой диаграмме располагаются в пяти основных группах: ГП или главная последовательность, субкарлики, белые карлики, красные гиганты, сверхгиганты.

В отличие от звезд главной последовательности субкарлики имеют пониженную светимость, увеличенные пространственные скорости и очень малое содержание ме­ таллов - в 3-100 раз меньше, чем у обычных звезд.

Вид диаграммы приведен на рис. 4а согласно [3] и на рисунке 46 согласно [79]. Приблизительное соотношение количеств звезд в окрестностях Солнца таково:

На 1 сверхгигант приходится: - 10 млн. звезд ГП, —до 1 млн. белых карликов,

—10 тыс. субкарликов,

-тысячи красных гигантов.

Главная последовательность содержит основное количество звезд, причем преоб­ ладают маломассивные звезды. Главной причиной этому является то, что на ГП звез­ ды находятся большую часть своей жизни, до тех пор, пока не заканчивается их ядерное горючее или не возникает какая-либо неустойчивость. Характерные времена жизни звезд на ГП из [301], [369], [223] приведены в Таблице 5 (в скобках —показатели степени по основанию 10).

Таблица 5

Характерные времена жизни звезд на ГП.

Полагая, что возраст Солнца порядка 5 миллиардов лет и сравнивая с Таблицей 5, находим, что Солнце выработало свой ресурс почти наполовину. Время жизни мас­ сивных звезд значительно меньше из-за более высокой температуры, достигаемой в центре звезд и большой скорости реакций термоядерного синтеза. Чем легче звезда, тем больше возможный срок ее жизни на ГП; если же рассматривать коричневые кар­ лики с массой порядка 0,05 —0,07 М с , в которых ядерное топливо не загорается из-за низкой температуры, то срок их жизни должен быть максимальным.

Эволюция звезд после ухода с ГП определяется их массами. Если масса звезды не превышает 8 Л/с , звезда вначале переходит в группу гигантов, а затем становится

белым карликом. Звезды с массами > 8 Мс часть жизни проводят как сверхгиганты с вероятным концом в виде вспышки сверхновой. В настоящее время исследованы сверхновые двух типов: СН I , когда звезда взрывается в результате ядерного взрыва, и СН II , когда более массивная звезда в результате гидродинамического коллапса рождает пульсар — быстровращающуюся нейтронную звезду. Ежегодно в нашей Галактике не менее чем 3—4 звезды превращаются в белые карлики и нейтронные звезды [223].

С точки зрения состояния вещества все звезды разделяются на 3 группы. Характе­ ристики этих групп приведены в Таблице 6 по данным из [125], [22].

Обычные параметры белых карликов лежат в следующих пределах:

Температура 7 ^ : 5-103—7-104 К. Светимость L : 1(Г4 - 1 Lc.

Масса: 0,1 — 1,2 Мс. Радиус: (1,1-10)-106 м. Плотность вещества белого карлика Сириус В достигает 2-109 кг/м3

Нейтронные звезды имеют плотность до 5-1017 кг/м3, массы менее 2,2 Мс ,

радиусы 10—100 км.

Характеристики отдельных моделей нормальных звезд, не принадлежащих глав­ ной последовательности, приведены в Таблице 7.

Таблица 7

Параметры отдельных моделей звезд, не принадлежащих ГП.

24 §3. Диаграмма состава звездного населения. Характеристики звезд

Физические величины, характеризуйте звезды ГП, в зависимости от массы при­ ведены в Таблице 8 поданным [3], [5], [67], [125], [166], [184], [185].

Разброс параметров у разных авторов может достигать нескольких десятков про­ центов и более. Это можно объяснить неточностью измерений и тем, что звезды во время жизни на ГП изменяют свои характеристики, что приводит к размытию глав­ ной последовательности на диаграмме спектр-светимость.

Данные в Таблице 8 показывают усредненные величины масс, радиусов, спект­ ральных классов и болометрических звездных величин, полученных из измерений. Число использованных звезд с массой менее 0,45 М с с полностью известными пара­ метрами составляет 11, число звезд с массой более 10 М с составляет 39, общее

В спектральных классах ВО—АОзвезды и соответствующие им химические элемен­ ты разделены на серии, поскольку наклон кривой зависимости спектрального класса звезд от массового числа слишком мал. В спектральных классах А1-М 8,5 удалось раз­ делить отдельные химические элементы с учетом разброса масс их изотопов. Элемен­ ты с нечетными номерами имеют не более двух стабильных изотопов, в то время как элементы с четными номерами имеют до 9 стабильных изотопов (например, олово), и иногда в соседних химических элементах стабильный изотоп одного из элементов имеет меньшее зарядовое число при большем массовом числе, чем изотоп другого элемента. В частности, такая ситуация сложилась для звезд спектральных классов А2—А4, соответствующих по массе аргону Аг и калию К.

Из Таблицы 9 видно, что практически все звезды главной последовательности на­ ходятся в соответствии с химическими элементами таблицы Менделеева. Поскольку все известные классы звезд, кроме некоторых сверхгигантов, имеют массы не боль­ шие, чем звезды главной последовательности, то можно утверждать, что почти для всех звезд выполняется соотношение подобия масс, так что любой звезде с известной массой можно поставить в соответствие определенный нуклид или химический эле­ мент.

Звезды класса О, являющиеся сверхгигантами, не вошли в Таблицу 9 ввиду их чрезмерной массы и, следовательно, несоответствия известным химическим элемен­ там. Надо также учесть, что число их крайне незначительное. Более подробно массив­ ные звезды будут рассматриваться в следующем параграфе.

§ 4. Звезды наибольших масс

Самые массивные элементы таблицы Менделеева получают в специальных экспе­ риментах в лабораториях по ядерной физике. Эти элементы весьма неустойчивы и бы­ стро распадаются с течением времени. Конец таблицы по [205] и другим источникам выглядит так:

UH'KU. JgNs. j£E-W, “ E-Re, 10s[265], ,„[266],

причем последние два элемента еще не имеют названия. Элементу с Z = 108 соответст­ вует массовое число Л = 265. ( По последним данным, вДармштадте, Германия, в Цен­ тре по исследованию тяжелых ионов был создан очередной новый элемент 112 с атомной массой 277 [181]). Найдем по формуле (4) с учетом (12) массу звезды для А = 265:

M s = AMUS= 2,93*103|кг = 14,7 Мс.

В среднем звезды таких масс имеют следующие характеристики:

Спектральный класс ВО. Радиус 6,3 Rc . Светимость 32000 Lc.Температура повер­ хности 31000 К Плотность 83 кг/м3. Болометрическая звездная величина -6,55. Время пребывания на главной последовательности 10 миллионов лет.

Согласно [301], [369] в массивных звездах с массой М s > 13 Мс термоядерные ре­ акции синтеза происходят до тех пор, пока весь водород в ядре звезды не превратится в гелий, гелий - в углерод, а углерод —в более тяжелые элементы, вплоть до железа. По­ сле ухода с главной последовательности звезда попадает в область голубых сверхги­ гантов. На последних стадиях эволюции нейтринная светимость превышает световую. В результате фотодиссоциации железа ядра массивных звезд коллапсируют, поэтому следует ожидать вспышки сверхновой. С помощью начальной функции масс в [129] показывается, что для обеспечения наблюдаемой частоты вспышек сверхно­ вых II типа в нашей Галактике необходимо, чтобы все звезды с массами более 8 М с заканчивали эволюцию взрывом сверхновой.

В качестве примера в Таблице 10 приведены параметры некоторых массивных звезд главной последовательности . Данные взяты из [5], [103], [125], [166].

На рис. 5 воспроизведена диаграмма Герцшпрунга-Ресселадля Большого Магел­ лановою облака (БМО) из [295]. Эта галактика содержит очень большое количество ярких звезд-гигантов и удобна для исследований, поскольку является ближайшей га­ лактикой и не заслоняется диском нашей собственной Галактики (имеющей второе название Млечный Путь).

На диаграмме показано распределение звезд-сверхгигантов по спектральным классам, а штриховой линией — край главной последовательности. В параграфе 3 было установлено, что звезды класса ВО соответствуют нуклидам самых тяжелых изве­ стных химических элементов в конце Периодической таблицы Менделеева.

Из рисунка отчетливо видно, что спектральный класс ВО является границей, после которой (в спектральном классе О) количество звезд резко падает. Аналогичная кар­ тина наблюдается и для Галактики = Млечный Путь.

Произведем расчет количества звезд по рис. 5. Общее количество сверхгигантов составляет 844, из них 76 звезд имеют спектральный класс О — то есть около 10 %. С другой стороны, согласно подсчетам французского астронома Вокулера, количест­ во звезд-сверхгигантов с массой более 10 Мс в БМО составляет 4700. Пересчет для класса О дает 750 звезд или 16 % от общего количества сверхгигантов.

Масса БМО оценивается величиной 13 миллиардов Мс. Предположим, что эта масса соответствует 10“ звезд. Тогда доля сверхгигантов класса О составляет 10"8 сре­ ди всех звезд БМО. Для эллиптических галактик, где количество сверхгигантов мень­ ше, а общее количество звезд больше, указанная доля может быть еще меньше, порядка 10"10

Следовательно, звезды, массы которых соответствуют известным химическим элементам, составляют основную часть всех звезд, и установление подобия нуклидов и звезд по массе является справедливым по крайней мере с точностью до 10"6 % от общего количества звезд.

§ 5. Планеты и электроны

а) Невидимые спутники звезд — планетарные объекты.

Некоторые звезды являются трудно наблюдаемыми из-за их малого размера или слабой светимости. Обычно это маломассивные звезды или охлаждающиеся белые карлики. Однако, если они находятся в тесных двойных системах, то их массы могут быть определены из анализа орбитальных элементов основной хорошо видимой звез­ ды. Для некоторых обьектов найденные массы практически соответствуют массам планет типа Юпитера.

Несмотря на трудности наблюдений, в сфере радиусом 5 парсек вокруг Солнца из 60 известных звезд (из них 30 одиночных, 13 двойных, 1 тройная и Солнце) уже у нескольких обнаружены невидимые спутники малой массы. Данные о некоторых спутниках приведены в Таблице 11 по материалам [3], [25], [98], [255], [329], [371].

ожидаемое инфракрасное излучение можно было вычислить с большой точностью. Далее, оказалось, что источник инфракрасного излучения, связанный с этой звездой, не «точечный» (как ожидалось), а довольно протяженный: его угловые размеры около 20й. Соответствующие линейные размеры (учитывая, что расстояние до Веги 26 свето­ вых лет) - около 80 астрономических единиц. Короче говоря, оказалось, что Вега ок­ ружена кольцом, состоящим из роя твердых частиц, размеры которых больше 1 мм. Эти довольно большие частицы, нагретые излучением звезды до температуры 90 кельвинов, и являются источником инфракрасного излучения.

Очень похоже, что прямыми астрономическими наблюдениями около одной из ближайших к нам звезд обнаружена планетная система, притом значительно более молодая, чем Солнечная (возраст Веги не превышает 300 миллионов лет, в то время как возраст Солнца около 5 миллиардов лет). Значение этого открытия трудно пере­ оценить. Оно наглядно демонстрирует большую распространенность планетных сис­ тем во Вселенной». У другой звезды, р Pic, расстояние до которой 16,5 парсек, видимый размер диска достигает 8-1013 метров. Многие молодые звезды — HL Тельца, R Единорога, L1551/IRS5 — имеют газово-пылевые протопланетные диски, которые можно даже сфотографировать в инфракрасных лучах. Согласно [330], L1551/IRS5 является двойной звездой, в которой компоненты — молодые звезды находятся на расстоянии 45 а.е. друг от друга, а массы их протопланетных дисков достигают 0,05 Мс. По последним данным от инфракрасных космических обсерваторий до 50 % ближайших молодых звезд окружены пылевидными оболочками, в которых могут на­ ходиться кометы, астероиды и планеты.

б) Расчет массы планеты, соответствующей электрону, с помощью коэффициента подобия.

Введем следующие обозначения:

МЕ = 9,109534-Ю"31 кг — масса электрона,

Мп — масса планеты-аналога электрона,

М3 — масса Земли,

Мю — масса Юпитера.

Для определения величины М п умножим массу электрона на коэффициент подо­ бия по массе Ф из (11):

Масса (17) превышает массы Меркурия, Венеры, Земли, Марса, Плутона, но меньше, чем массы Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна (см.Таблицу 1). Наиболее близким по массе к величине (17) является Уран с массой 14,5 М3.

Масса е-планеты — аналога электрона (17) и масса р-звезды — аналога протона

(14)будут использованы далее для определения других коэффициентов подобия.

§6. Основные результаты

1.С точки зрения подобия атомных ядер и звезд главной последовательности Солнце соответствует изотопу кислорода !JOc массовым числом Ас = 18. Для опреде­

ления массового числа Солнца были использованы данные из каталога Свечникова [166] о массах 446 звезд, 118 из которых имеют достаточно точно определенные массы.

2. Безразмерный коэффициент подобия по массе Ф = 6,654-1055.