Физическая природа Солнца

Общая мощность излучения Солнца составляет 5*10²³ л. с. Вследствие излучения Солнце теряет 4 млн. т вещества в секунду.

  Солнце является также источником излучения радиоволн. Общая мощность радиоизлучения Солнца в диапазонах волн от 8 мм до 15 м невелика. Такое радиоизлучение "спокойного" Солнца исходит от хромосферы и короны и является тепловым излучением. Когда же на Солнце появляются в большом количестве пятна, факелы и протуберанцы, мощность радиоизлучения увеличивается в тысячи раз. Особенно большие всплески радиоизлучения "возмущенного" Солнца возникают в периоды сильных вспышек в его хромосфере. 
 

СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ И ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА ЗВЕЗД

  Разнообразные и важные сведения о физической природе звезд, которыми располагает современная астрономия, были получены по результатам изучения излучаемого ими света. Изучение природы света производится методами фотометрии и спектрального анализа.

  В середине XIX столетия французский философ-идеалист Огюст Конт утверждал, что химический состав небесных светил останется навсегда неизвестным для науки. Однако вскоре методами спектрального анализа на Солнце и звездах были открыты химические элементы, известные на Земле.

 В наше время изучение спектров позволило не только установить химический состав звезд, но также измерить их температуры, светимости, диаметры, массы, плотности, скорости вращении и поступательных движений, а также определить расстояния до тех далеких звезд, тригонометрические параллаксы которых являются по малости их недоступными для измерений.

  Физическая природа звезд весьма различна, а поэтому и их спектры отличаются большим разнообразием. Звезды, как и Солнце, имеют непрерывные спектры, пересеченные темными линиями поглощения, а это и доказывает, что каждая звезда есть раскаленное газовое тело, дающее непрерывный спектр и окруженное более холодной атмосферой.

  Линии звездных спектров отождествлены с линиями известных на Земле химических элементов, что служит доказательством материального единства Вселенной. Все звезды состоят из одних и тех же химических элементов, преимущественно из водорода и гелия.

  Причина большого различия звездных спектров определяется не столько различием химического состава звезд, сколько различной степенью ионизации вещества звездных атмосфер, определяемой в основном температурой. Современная классификация звездных спектров, созданная на Гарвардской обсерватории (США) по результатам изучения более чем 200 000 звезд, основана на отождествлении принадлежности линий поглощения известным химическим элементам и оценке их относительной интенсивности.

  При всем разнообразии звездных спектров их можно объединить в небольшое число классов, содержащих сходные между собой признаки и постепенно переходящих один в другой с образованием непрерывного ряда. Основные классы гарвардской классификации обозначены буквами латинского алфавита О, В, А, F, G, К, М, образующими ряд, соответствующий уменьшению температур звезд. Для детализации спектральных показателей в каждом классе введены десятичные подразделения, обозначаемые цифрами. Обозначению А0 соответствует типичный спектр класса А; А5 обозначает спектр, средний между классами А и F; A9 -- спектр, гораздо более близкий к F0, чем к А0.

  В таблице приведены характеристики спектров, соответствующие им температуры и типичные звезды по каждому из спектральных классов. 
 

    Кроме основных спектральных классов, существуют дополнительные классы R, N, S немногочисленных звезд, температура которых ниже 3000°.

  Приведенные в таблице температуры относятся к поверхностным слоям звезд, в недрах их господствуют температуры порядка 10--30 млн. градусов. Высокая температура обеспечивает протекание самопроизвольных ядерных реакций, т. е. процессов, рассмотренных ранее.

 Цвет звезды зависит от ее температуры. Холодные звезды излучают преимущественно в длинных волнах, соответствующих красной части спектра, а горячие -- в коротких волнах, представляемых фиолетовой частью спектра.

  Человеческий глаз наиболее восприимчив к желто-зеленым лучам, и обычная фотографическая пластинка -- к синим и фиолетовым лучам спектра. Вследствие этого при наблюдении звезд визуальным и фотографическим методами для одной и той же звезды получают различные звездные величины.

  В астрономии цвет измеряют, сравнивая величины звезды, определенные визуально и по фотографиям, и оценивают его показателем цвета, который представляет собой разность фотографической и визуальной величин звезды: 

Условно считают, что для звезд спектрального класса А0 показатель цвета равен пулю. Показатель цвета более холодных звезд -- величина положительная, так как они интенсивно излучают в длинных волнах, к которым наиболее чувствителен глаз. Показатель цвета горячих звезд -- величина отрицательная, поскольку их излучение по преимуществу коротковолновое, а фотопластинка наиболее восприимчива к синим и фиолетовым лучам.

  Зависимости между показателями цвета и спектрами звезд устанавливаются эмпирически. Составляют таблицу, из которой по показателю цвета звезды приближенно определяют ее спектральный класс.

  Основными факторами, определяющими количество излучаемой энергии, являются температура и площадь излучающей поверхности звезды. Исследование спетимостей звезд привело к разделению их на две характерные группы: звезды-гиганты и звезды-карлики. Звезды-гиганты обладают высокой светимостью и большой площадью излучения (большим объемом), но имеют малую плотность вещества. Звезды-карлики характеризуются низкой светимостью, малым объемом и значительной плотностью вещества.

  Различие между гигантами и карликами наиболее резко проявляется у звезд спектральных классов М и К, у которых разница в светимости достигает 9^m_10^m, т. е. красные гиганты в 5--10 тыс. раз ярче красных карликов. У желтоватых и желтых звезд классов F и G наряду с гигантами и карликами многочисленны также и звезды промежуточных светимостей.

   Для характеристики светимостей звезд впереди прописной буквы их спектрального класса дополнительно пишутся малые буквы: g -- для звезд-гигантов и d -- для звезд-карликов. Капелла gG0 -- гигант класса G0, Солнце dG3 -- карлик класса G3 и т. д.

СОВРЕМЕННЫЕ ПРЕДСТАВЛЕНИЯ О ВОЗНИКНОВЕНИИ И ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД

Раздел астрономии, в котором изучаются вопросы происхождения и развития небесных тел, называется космогонией. Космогония исследует процессы изменения форм космической материи, приводящие к образованию отдельных небесных тел и их систем, и направление их последующей эволюции. Космогонические исследования приводят и к решению таких проблем, как возникновение химических элементов и космических лучей, появление магнитных полей и источников радиоизлучения.      

  Решение космогонических проблем связано с большими трудностями, так как возникновение и развитие небесных тел происходит столь медленно, что проследить эти процессы путем непосредственных наблюдений невозможно; сроки протекания космических событий так велики, что вся история астрономии в сравнении с их длительностью представляется мгновением. Поэтому космогония из сопоставления одновременно наблюдаемых физических свойств небесных тел устанавливает характерные черты последовательных стадий их развития.

  Недостаточность фактических данных приводит к необходимости оформлять результаты космогонических исследований в виде гипотез, т.е. научных предположений, основанных на наблюдениях, теоретических расчетах и основных законах природы. Дальнейшее развитие гипотезы показывает, в какой мере она соответствует законам природы и количественной оценке предсказанных ею фактов.

  Выводы космогонии, приводящие к утверждению материального единства Вселенной, закономерности совершающихся в ней процессов и причинной связи всех наблюдаемых явлений имеют глубокий философский смысл и служат обоснованием научного материалистического мировоззрения.

 Возникновение и эволюция звезд являются центральной проблемой космогонии.

  В наблюдаемой картине строения Галактики осуществляется распределение звезд по их возрастам. Помимо шаровых и рассеянных звездных скоплений, в Галактике имеются особые группы звезд, однородных по своим физическим характеристикам. Они открыты акад. В.А. Амбарцумяном и названы звездными ассоциациями. Звездные ассоциации являются неустойчивыми образованиями, так как составляющие   их  звезды  с большими скоростями разбегаются в различных направлениях. Этим определяется быстрый темп их распада и непродолжительность времени существования, не превышающего нескольких миллионов лет. Поэтому наличие звезд в ассоциации свидетельствует об их недавнем возникновении, поскольку они еще не успели выйти из ассоциации и смешаться с окружающими звездами.

  Исследование звездных ассоциаций привело акад. В.А. Амбарцумяна к выводу о том, что звезды Галактики возникли неодновременно, что образование звезд представляет собой незаконченный процесс, продолжающийся и в настоящее время, и что звездные ассоциации являются теми местами Галактики, в которых произошло групповое формирование звезд.

  В современной космогонии по вопросу о возникновении звезд существуют две точки зрения: 1) звезды возникают в процессе распада сверхплотных тел, ведущего к уменьшению плотности вещества, и 2) звезды образуются в результате гравитационной конденсации рассеяного вещества, сопровождающейся увеличением его плотности. Однако результаты наблюдений не позволяют в настоящее время отдать предпочтение какой-либо из них.

   Согласно гипотезе, предложенной акад. В. А. Амбарцумяном звезды образуются из сверхплотной дозвездной материи, выбрасываемой при взрывах, происходящих в ядрах галактик. Ядра галактик содержат небольшие по размерам тела, на много порядков превосходящие по массе звезды, отличные по своей физической природе от звезд и диффузной материи. Эти сверхплотные тела, по-видимому, представляют собой новую форму материи, неизвестную современной науке. Распад сверхплотных тел -- протозвезд приводит в дальнейшем к одновременному образованию звездных групп -- ассоциации. Однако В.А. Амбарцумян не рассматривает механизма превращения протозвезд в звездные группы и скопления.