Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Для звезды любой массы можно определить предельную светимость, ее называют эддингтоновской. Обычно чем массивнее звезда, тем ближе ее светимость к предельному значению. Звезда с массой в 20–30 раз больше солнечной имеет предельную светимость, в миллион раз превосходящую светимость Солнца. При этом наблюдаемая светимость таких звезд на Главной последовательности больше солнечной примерно в 100 000 раз. Самые массивные звезды имеют очень высокую светимость, но она все же меньше предельной.

Непрозрачность вещества звезды зависит от содержания тяжелых элементов, поэтому у малометалличных звезд ветер слабее. Соответственно, предельная светимость также зависит от металличности звезды. Значит, от этого может зависеть и предельная масса. Чем меньше содержание элементов тяжелее гелия, тем, по всей видимости, больше может быть максимальная масса звезд. Для так называемого солнечного (типичного сейчас для межзвездной среды нашей Галактики) состава эта величина составляет несколько сотен солнечных масс в случае невращающихся звезд. Возможно, особенности звездообразования (например, способность коллапсирующего газа остывать и фрагментировать на отдельные сгустки, что также зависит от химического состава) определяют более низкий верхний предел на массу. Первые звезды с крайне низким содержанием тяжелых элементов могли иметь массы в несколько сотен солнечных. Также на предельную светимость и массу может влиять вращение звезды.

Давление света вносит вклад в баланс сил внутри звезд. Этот эффект растет с массой звезды.

Наличие конвективных оболочек у маломассивных звезд приводит к важным последствиям. Такие объекты могут иметь сильные магнитные поля на поверхности. Эти поля постоянно эволюционируют, создавая области с большой магнитной энергией, которая может выделяться в виде звездных вспышек. Как правило, чем меньше масса звезды, тем глубже конвективная оболочка (для масс ниже примерно трети солнечной вся звезда становится конвективной) и тем мощнее вспышечная активность. Красные карлики, чья масса в несколько раз меньше солнечной, известны как источники частых и мощных вспышек. В последние годы большую статистику по этим явлениям собрал космический телескоп Kepler.

Звезды имеют отрицательную теплоемкость, что создает условия для саморегуляции.

Звезды являются очень устойчивыми и стабильными объектами благодаря так называемой отрицательной теплоемкости. Если температура в центральной части звезды увеличивается (например, возрастает темп термоядерных реакций), то дополнительное энерговыделение приведет к раздуванию звезды и тем самым уменьшению ее температуры. Падение температуры, в свою очередь, приведет к уменьшению темпа термоядерных реакций. За счет такой саморегуляции с отрицательной обратной связью звезда вернется в исходное состояние. Аналогично будут развиваться события, если каким-то образом увеличится отвод тепла: давление упадет, звезда сожмется, что приведет к росту температуры и плотности, увеличится темп термоядерных реакций, и звезда снова вернется в исходное состояние. Отрицательная теплоемкость позволяет звездам сохранять равновесие в течение длительного времени.

Отрицательная теплоемкость звезд связана с тем, что одной из основных сил, определяющих их состояние, является гравитация. Аналогичные явления свойственны и более простым системам, например планетам и спутникам. Если мы затормозим движение спутника, то он, потеряв энергию, опустится на более низкую орбиту, но при этом скорость его движения возрастет: отбирая энергию, мы увеличиваем кинетическую энергию спутника. Этот кажущийся парадокс легко понять, если вспомнить, что в поле тяготения тела имеют отрицательную потенциальную энергию. Полная энергия спутника действительно уменьшается, как и должно быть. Кинетическая энергия растет, но при этом растет (по модулю) и отрицательная потенциальная энергия.

Для таких систем, находящихся в равновесии в гравитационном поле, верна так называемая теорема вириала. Она гласит, что потенциальная энергия по модулю равна удвоенной кинетической. Для звезд роль кинетической энергии выполняет внутренняя энергия, связанная с давлением газа, т.e. кинетическая энергия движения составляющих его частиц.

4.3. Диаграмма Герцшпрунга – Рассела. Цефеиды

Огромную роль в визуализации параметров звезд и свойств их эволюции играет диаграмма Герцшпрунга – Рассела. В типичном современном виде она связывает светимость звезд с их температурой. Однако обе величины трудно измерить напрямую, поэтому часто используют варианты диаграммы с другими параметрами, связанными со светимостью и температурой.