Строение, излучения и эволюция Солнца и звёзд

Встаньте у костра: жарко, светло, но дрова через пару часов прогорят. Солнце светит миллиарды лет. Никакое горение столько не продержится. Значит, у звёзд другой источник энергии.

Из чего сделаны звёзды

Звёзды состоят из тех же элементов, что есть на Земле и в таблице Менделеева. Но пропорции другие: у большинства звёзд примерно 70 % массы — водород, 28 % — гелий и лишь 2 % — всё остальное. Газ в звезде так горяч (от тысяч до десятков тысяч градусов уже снаружи), что атомы теряют электроны — вещество ионизовано.

Почему внутри так жарко

Огромная масса звезды создаёт сильное тяготение. Оно сжимает вещество, и к центру растут давление, плотность и температура. У Солнца снаружи около 6000 °C, а в центре — 14–15 млн °C. Плотность в центре около 150 г/см³ — в 19 раз больше, чем у железа. Только в таких условиях ядра водорода сливаются в гелий. Это термоядерная реакция, и она питает звезду.

У планет так не получается. Даже массы Юпитера не хватает, чтобы в его недрах начался синтез. Планеты греются изнутри в основном за счёт радиоактивного распада.

Как энергия выходит наружу

Посмотрите на схему.

• Ядро — здесь выделяется энергия.
• Зона лучистого переноса — энергию несёт излучение. Порцию света (квант) поглощает атом и испускает снова, в случайную сторону. Поэтому путь энергии к поверхности растягивается на тысячи лет.
• Конвективная зона — горячий газ всплывает, отдаёт энергию, остывает, уплотняется и тонет. Как вода в кастрюле на плите. Этот газ непрозрачен, поэтому глубже него мы не видим.
• Фотосфера — то, что мы называем поверхностью Солнца. Она покрыта яркими «зёрнами» — гранулами. Это верхушки всплывающих потоков.
• Хромосфера — красноватый слой толщиной 10–15 тыс. км. В ней видны протуберанцы — огромные выбросы плазмы.
• Корона — внешний слой, разогретый до 1–2 млн °C. Частицы там так быстры, что корона тянется на несколько солнечных радиусов. Её хорошо видно во время полного солнечного затмения.

Фотосфера, хромосфера и корона вместе — это атмосфера Солнца.

Пятна и активность

Иногда в атмосфере возникают магнитные поля в тысячи раз сильнее земного. Они не пускают горячую плазму наверх. Участок остывает и выглядит тёмным — это солнечное пятно. По движению пятен видно, что Солнце вращается: оборот относительно звёзд длится около 25,4 сут. Число пятен, форма и яркость короны меняются с циклом солнечной активности около 11 лет.

Светимость

Светимость \(L\) — мощность излучения звезды, то есть энергия, которую она излучает за 1 с (в ваттах). Для звёзд типа Солнца светимость пропорциональна четвёртой степени массы \(M\). Вдвое большая масса даёт светимость в \(2^4 = 16\) раз больше.

Жизнь звезды

Когда в центре водород превращается в гелий, звезда меняется. Внешние слои раздуваются и остывают, ядро сжимается, а светимость растёт — звезда становится красным гигантом. Когда ядро нагреется до 100 млн °C, гелий начнёт превращаться в углерод. Потом звезда типа Солнца сбрасывает часть вещества, а остаток сжимается до размера планеты — это белый карлик, который медленно остывает.

Как решать задачи

1. Выясните, что сравнивают: массы, светимости, температуры или время.
2. Для светимости запишите отношение: \(\dfrac{L_1}{L_2} = \left(\dfrac{M_1}{M_2}\right)^4\).
3. Если дана светимость, а нужна масса, извлеките корень четвёртой степени: это два квадратных корня подряд.
4. Для доли вещества умножьте массу звезды на процент, делённый на 100.
5. Проверьте ответ: более массивная звезда всегда ярче, и намного.