LibKing » Книги » sci-phys » Иосиф Шкловский - Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Иосиф Шкловский - Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Тут можно читать онлайн Иосиф Шкловский - Звезды: их рождение, жизнь и смерть - бесплатно полную версию книги (целиком). Жанр: sci-phys, издательство Наука, Главная редакция физико-математической литературы. Здесь Вы можете читать полную версию (весь текст) онлайн без регистрации и SMS на сайте LibKing.Ru (ЛибКинг) или прочесть краткое содержание, предисловие (аннотацию), описание и ознакомиться с отзывами (комментариями) о произведении.
Иосиф Шкловский - Звезды: их рождение, жизнь и смерть
  • Название:
    Звезды: их рождение, жизнь и смерть
  • Автор:
  • Жанр:
  • Издательство:
    Наука, Главная редакция физико-математической литературы
  • Год:
    неизвестен
  • ISBN:
    нет данных
  • Рейтинг:
    3.9/5. Голосов: 101
  • Избранное:
    Добавить в избранное
  • Ваша оценка:

Иосиф Шкловский - Звезды: их рождение, жизнь и смерть краткое содержание

Звезды: их рождение, жизнь и смерть - описание и краткое содержание, автор Иосиф Шкловский, читайте бесплатно онлайн на сайте электронной библиотеки LibKing.Ru

Книга посвящена центральной проблеме астрономии — физике звезд. Заключительный этап звездной эволюции представляет особенно большой интерес, так как он имеет прямое отношение к таким интереснейшим объектам современной астрономии, как пульсары, рентгеновские звезды и черные дыры. Проблемы, связанные с этими объектами, пока далеки от решения. Поэтому автор стремился осветить фактическое состояние вопроса, давая лишь общее представление о существующих: теориях и гипотезах. В книге рассматривается также проблема образования звезд.

Книга рассчитана на широкий круг лиц со средним образованием. Специальный интерес она представляет для студентов, лекторов, преподавателей, специалистов в области смежных наук.

Звезды: их рождение, жизнь и смерть - читать онлайн бесплатно полную версию (весь текст целиком)

Звезды: их рождение, жизнь и смерть - читать книгу онлайн бесплатно, автор Иосиф Шкловский
Свет

Шрифт:

Сбросить

Интервал:

Закладка:

Сделать

Все эти интересные и, несомненно, очень важные аномалии химического состава звезд мы в этой книге, конечно, рассматривать не можем. Это увело бы нас слишком далеко в сторону. К счастью, для основной интересующей нас проблемы эволюции звезд эти редчайшие исключения, обусловленные некоторыми специфическими процессами в их наружных и внутренних слоях, не имеют большого значения.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми; звезды же спектральных классов К и М — красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезды характеризуется разностью ее величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи («B»), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом («V »). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B - V можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов — единственная возможность их спектральной классификации. Как мы увидим в § 12, массовое определение цветов слабых звезд в скоплениях явилось наблюдательной основой современной теории звездной эволюции.

Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как (как уже говорилось выше) звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона Стефана — Больцмана:

Фото (1.4)

где Фото= 5,6 Фото10-5 — постоянная Стефана. Мощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, очевидно, будет равна

Фото (1.5)

где R — радиус звезды. Таким образом, для определения радиуса звезды нужно знать ее светимость и температуру поверхности. Заметим, что речь идет о «болометрической светимости», т. е. мощности излучения во всем диапазоне электромагнитных волн, включая ультрафиолетовые и инфракрасные волны. В свою очередь болометрическая светимость выводится из ее абсолютной болометрической звездной величины. Последняя получается из «обычной» абсолютной величины путем прибавления так называемой «болометрической поправки», зависящей только от температуры поверхности звезды.

Нам остается определить еще одну, едва ли не самую важную характеристику звезды — ее массу. Надо сказать, что это сделать не очень просто. А главное существует не так уже много звезд, для которых имеются надежные определения их масс. Последние легче всего определить, если звезды образуют двойную систему, для которой большая полуось орбиты a и период обращения P известны. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде:

Фото (1.6)

Здесь M1 и M2 — массы компонент системы, G = 6,67 Фото10-8 г-1 Фотосм3 Фотос-2 — постоянная в законе всемирного тяготения Ньютона. Уравнение (1.6) дает сумму масс компонент системы. Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей обеих компонент, то их массы можно определить отдельно. К сожалению, только для сравнительно небольшого количества двойных систем можно таким способом определить массы каждой из звезд. Для неотличимых по отдельности, близких друг к другу звезд («тесные пары») этого уже сделать нельзя. Например, в случае спектрально-двойных звезд (см. начало § 2) если наблюдается лишь спектр одной из компонент, то из наблюдений можно определить только «функцию масс»: комбинацию масс компонент и синуса угла наклона плоскости орбиты к лучу зрения,

Фото

Если известны спектры обеих компонент (что бывает сравнительно редко), то можно определить величины M1 sin 3i и M2 sin 3i. И уже совсем плохо обстоит дело с определением масс одиночных звезд.

В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы изолированной (т. е. не входящей в состав кратных систем) звезды. И это весьма серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. В такой ситуации астрономы молчаливо принимают, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Последние же определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее «сестра», входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью. Дело в том, что, как мы увидим в конце этой части книги, сам характер звездной эволюции в тесных двойных системах не такой, как у одиночных звезд. Поэтому «представительными» являются лишь определения масс для далеко отстоящих друг от друга и поэтому, как можно полагать, независимо эволюционирующих звезд. Но и здесь следует быть осторожным (см. § 14). Крайне неудовлетворительно обстоит дело с определением масс одиночных необычных (или, как говорят астрономы, «пекулярных») звезд. Но о таких «уродах» мы пока говорить не будем... Хочется верить, что когда-нибудь астрономы научатся определять массы одиночных звезд способом, о котором сейчас мы не имеем даже понятия...

Все же для нормальных звезд с учетом оговорок, сделанных выше, массы определяются с удовлетворительной точностью.

Итак, современная астрономия располагает методами определения основных звездных характеристик: светимости, поверхностной температуры (цвета), радиуса, химического состава и массы. Возникает важный вопрос: являются ли эти характеристики независимыми? Оказывается, нет. Прежде всего имеется функциональная зависимость, связывающая радиус звезды, ее болометрическую светимость и поверхностную температуру. Эта зависимость представляется простой формулой (1.5) и является тривиальной. Наряду с этим, однако, уже давно была обнаружена зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом (или, что фактически то же самое,— цветом). Эту зависимость эмпирически установили (независимо) на большом статистическом материале еще в начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Рессел. Если нанести на диаграмму, у которой по оси абсцисс отложены спектры (или соответствующие им цвета B - V ), а по оси ординат — светимости (или абсолютные величины), положения большого количества звезд, то, как оказывается, они отнюдь не располагаются беспорядочным, случайным образом, а образуют определенные последовательности. Такая диаграмма (носящая название «диаграммы Герцшпрунга — Рессела») для близких звезд, удаленных от Солнца на расстояние, не превышающее 5 парсек, изображена на рис. 1.2. Из этого рисунка видно, что подавляющее большинство звезд сосредоточено вдоль сравнительно узкой полосы, тянущейся от верхнего левого угла диаграммы вниз вправо. Эта полоса называется «главной последовательностью». Спектральный класс звезд главной последовательности непрерывно меняется от В до М. Кроме этой последовательности, вырисовывается небольшая группа из пяти звезд, расположенная в нижнем левом углу диаграммы. Эти звезды принадлежат к сравнительно «раннему» спектральному классу и имеют абсолютную величину 10—12m, т. е. их светимость в сотню раз меньше, чем у Солнца, а цвет «белый». Поэтому эта группа звезд уже давно получила название «белых карликов».

Читать дальше
Свет

Шрифт:

Сбросить

Интервал:

Закладка:

Сделать


Иосиф Шкловский читать все книги автора по порядку

Иосиф Шкловский - все книги автора в одном месте читать по порядку полные версии на сайте онлайн библиотеки LibKing.




Звезды: их рождение, жизнь и смерть отзывы


Отзывы читателей о книге Звезды: их рождение, жизнь и смерть, автор: Иосиф Шкловский. Читайте комментарии и мнения людей о произведении.


Понравилась книга? Поделитесь впечатлениями - оставьте Ваш отзыв или расскажите друзьям


Прокомментировать
Большинство книг на сайте опубликовано легально на правах партнёрской программы ЛитРес. Если Ваша книга была опубликована с нарушениями авторских прав,
пожалуйста, направьте Вашу жалобу на PGEgaHJlZj0ibWFpbHRvOmFidXNlQGxpYmtpbmcucnUiIHJlbD0ibm9mb2xsb3ciPmFidXNlQGxpYmtpbmcucnU8L2E+ или заполните форму обратной связи.
img img img img img