Связь между физическими характеристиками звезд

Сопоставление светимостей звезд с их спектральными классами впервые было сделано в начале XX века Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Расселом, поэтому диаграмму спектр-светимость часто называют диаграммой Герцшпрунга–Рассела. Эйнар Герцшпрунг

В настоящее время выяснилось, что звезды главной последовательности – нормальные звезды, похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода в термоядерных реакциях. Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части главной последовательности и являются голубыми гигантами. Самые маленькие по массе звезды – карлики. Красные карлики располагаются в нижней части главной последовательности. Красные гиганты и красные сверхгиганты располагаются над главной последовательностью справа, белые карлики – в нижнем левом углу, под главной последовательностью.

Выяснилось, что положение звезды на диаграмме Герцшпрунга–Рассела изменяется в зависимости от возраста звезды.

Стадии эволюции звезды после главной последовательности короткие. Типичные звезды становятся при этом красными гигантами, а очень массивные звезды – красными сверхгигантами.

Продолжительность жизни каждой звезды определяется ее массой. Звезды большой массы (сверхгиганты) щедро расходуют свою энергию, и эволюция таких звезд продолжается всего сотни миллионов лет. Поэтому голубые сверхгиганты являются молодыми звездами. Массивные звезды быстро проходят свой жизненный путь, заканчивая его эффектным взрывом.

Звезды более скромных размеров, включая и Солнце, наоборот, в конце жизни, после стадии красного гиганта сжимаются, сбрасывают оболочку, превращаясь в белые карлики.

Красные карлики имеют малую массу, их эволюция продолжается сотни миллиардов лет, поэтому они практически не успели сойти с главной последовательности.

Современный вид диаграммы масса–светимость В начале прошлого века было установлено, что для звезд главной последовательности существует связь между светимостью L и массой М. На основе наблюдений была построена диаграмма масса–светимость. При большей массе в недрах звезды достигаются более высокие температуры. Вероятность реакций синтеза возрастает, соответственно выделяется больше энергии и увеличивается светимость звезды. Поэтому, чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Сравнения масс и светимостей для большинства звезд выявили следующую зависимость: светимость приблизительно пропорциональна четвертой степени массы.

Задача. В конце своей эволюции Солнце начнет расширяться и превратится в красный гигант. В результате, температура поверхности понизится вдвое, а светимость увеличится в 400 раз. При таких условиях поглотит ли Солнце при этом какие-либо из планет? Решение. По закону Стефана–Больцмана светимость звезды связана радиусом R и температурой поверхности Т формулой: L = 4πR 2 · σТ 4. Радиус звезды пропорционален R ~ T -2 L ½ Тогда для Солнца в эпоху красного гиганта получим: Это чуть меньше радиуса орбиты Меркурия (0,387 а. е.). Поскольку орбита Меркурия достаточно вытянутая, а в перигелии планета подходит к Солнцу на расстояние 0,31 а. е., Меркурий будет проглочен.