Многообразие звезд от красных карликов до черных дыр реферат

Обновлено: 30.06.2024

Звезды и бескрайнее небесное пространство всегда притягивали и притягивают всех. А для ученых звездное небо не только предмет восторга и наслаждения, но и увлекательный, неисчерпаемый объект исследований.

Звезда - небесное тело, по своей природе сходное с Солнцем, вследствие огромной отдалённости видимое с Земли как светящаяся точка на ночном небе. Звёзды представляют собой массивные самосветящиеся газовые (плазменные) шары, образующиеся из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами Кельвинов, а на их поверхности — тысячами Кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий или гелия в углерод, происходящих при высоких температурах во внутренних областях.

Жизненный путь звезд, представляет собой законченный цикл – рождение, рост, период относительно спокойной активности, агония, смерть, напоминающий жизненный путь отдельного организма.

1. ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД

Р. Трюмплер, доказавший в 1930г. существование межзвездной пыли, детально исследовал звездные скопления. Его результаты привели к следующей схеме эволюции звезд. В результате тщательного изучения фотографий туманных участков Млечного Пути удалось обнаружить маленькие чёрные пятнышки неправильной формы, или глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Они выглядят чёрными, так как не испускают собственного света и находятся между нами и яркими звёздами. Эти газово-пылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звёзд.

Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, на которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления объём, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь, всё меньше и меньше. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения. Гравитационные силы в центре глобулы тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к её центру. Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогревают газово-пылевое облако.

Падение вещества может длиться сотни лет, сопровождается весьма частыми столкновениями частиц и переходом из кинетической энергии в тепловую. В результате температура глобулы возрастает. Глобула становится протозвездой и начинает светиться, так как энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и газ.

В этой стадии протозвезда едва видна. Звезда ещё не родилась, но зародыш её уже появился. Астрономам пока неизвестно, сколько времени требуется протозвезде, чтобы достигнуть той стадии, когда она начинает светиться как тусклый красный шар и становится видимой. По различным оценкам, это время колеблется от тысяч до нескольких миллионов лет.

Мир звёзд многообразен: Антарес имеет красный цвет, Капелла – жёлтый, Сириус – белый, Вега – голубовато-белый. Звёзды отличаются по яркости, и еще древние ввели звёздные величины. В 19 столетии звёзды рассортировали по расстояниям и массам, а в конце века – по спектрам.

Спектральные классы выстроили в порядке убывания температуры: О, В, А, F , G , К, М. Имеется ещё 4 дополнительных класса: для холодных звёзд – R , N , S , для горячих - W .

Герцшпрунг и Генри Ресселл составили диаграмму зависимости светимостей звёзд от их спектральных классов (диаграмма носит имена обоих учёных): у оси абсцисс откладываются спектральные классы звёзд (иногда соответствующие показатели цвета или температуры), по оси ординат – светимости звёзд L (или звездные величины M ) . Оказалось, что на диаграмме звёзды располагаются не беспорядочно, а образуют несколько последовательностей.

Так, в окрестности Солнца большинство звёзд сконцентрированы вдоль сравнительно узкой полосы, протянувшейся из верхнего левого угла вниз (Главная последовательность). Стационарное состояние звёзд, проходящих свой путь на Главной последовательности, не означает, что в них прекращаются направленные процессы развития. Горение водорода оставляет свои следы в структуре светила, подводя время от времени систему к критическим состояниям, за которыми следует радикальная трансформация программы эволюции.

На основе полученных закономерностей распределения звезд на диаграмме и известных в начале века физических моделей, Ресселл построил эволюционный путь звезды. Переходя от стадии холодной туманности в голубовато-белую стадию, звезда перемещается в верхней части диаграммы справа налево, пока не достигнет верхнего левого конца Главной последовательности. Далее звезда под влиянием поля тяготения сжимается и остывает, превращаясь в желтый карлик , как наше Солнце. Затем она станет красным карликом и погаснет совсем, став черным карликом – пеплом угасшей звезды. Так звезда скользит по Главной последовательности из верхнего левого угла к нижнему правому. Эту гипотезу, просуществовавшую всего десятилетие, назвали теорией скользящей эволюции звезд (Рис. 1).

2. ТИПЫ ЗВЕЗД

За исключениемЛуны и планет,любой кажущийся неподвижным объект на небе является звездой, и типы этих звезд варьируются от карликов до сверхгигантов.

2.1. ЗВЕЗДЫ – КАРЛИКИ

2.1.1. БЕЛЫЕ КАРЛИКИ

Белые карлики – это звезды белого цвета, весьма малых размеров. Они обладают крайне низкой светимостью и чрезвычайно высокой плотностью. К числу белых карликов относится спутник Сириуса, плотность которого близка к 40 000 г\см 3 ; масса его составляет 0,97 массы Солнца, тогда как диаметр равен всего лишь 0,03 диаметра Солнца. Чрезвычайно высокая плотность белого карлика обусловлена тем, что подавляющее большинство их атомов полностью ионизовано. Эти атомы состоят из атомных ядер с немногочисленными ближайшими к ним электронами и поэтому занимают гораздо меньший объем (Рис. 2).

2.1.2. КРАСНЫЕ КАРЛИКИ

Красные карлики – это наиболее распространенный тип звезд. Будучи меньше по размеру, чем Солнце, они экономно расходуют свои запасы топлива, чтобы продлить время своего существования на десятки миллионов лет. Если можно было бы увидеть все красные карлики, небо оказалось бы буквально усеяно ими. Однако красные карлики настолько тусклы, что мы в состоянии наблюдать лишь наименее удаленные от нас (Рис. 2).

2.2. ЗВЕЗДЫ – ГИГАНТЫ

Наиболее распространенными являются красные гиганты. У них такая же температура поверхности, как у красных карликов, но они намного больше и ярче. Масса этих монстров обычно примерно равна солнечной, однако, если бы одно из них заняло место нашего светила, его оболочка захватила бы внутренние планеты Солнечной системы.

В действительности большинство из них имеет оранжевый цвет, но звезда R Зайца настолько красна, что некоторые сравнивают ее с каплей крови.

2.3. ЗВЕЗДЫ – СВЕРХГИГАНТЫ

Сверхгиганты – наибольшие по размерам звезды, радиус которых в 30 – 2500 раз превышает радиус Солнца.

Сверхгиганты располагаются вдоль вершины диаграммы Герцшпрунга – Рассела. Бетельгейзе в плече Ориона имеет в поперечнике почти 1 000 млн. км. Другой наиболее яркий светоч Ориона – Ригель, голубой сверхгигант, одна из самых ярких звезд, видимых невооруженным глазом. Будучи чуть ли не в десять раз меньше Бетельгейза, Ригель все же почти в сто раз превосходит Солнце своим размером (Рис. 3).

2.4. СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

Сверхновые звезды – это переменные звезды, светимость которых внезапно увеличивается в сотни миллионов раз, а затем медленно спадает.

Вспышка сверхновой звезды наблюдается весьма редко в среднем не чаще чем один раз в 200-300 лет. Установлено, что ряд вспышек, отмеченных в древних летописях, преимущественно китайских, принадлежит сверхновым звездам. В ряде мест небесной сферы, где, согласно летописям, наблюдались вспышки в настоящее время видны своеобразные светящиеся туманности, представляющие собой несомненно продукт вспышек сверхновых звезд. Из таких объектов лучше всего изучена Крабовидная туманность в созвездии Тельца (Рис. 4).

Крабовидная туманность представляет собой один из наиболее мощных источников радиоизлучения. В процессе вспышки внутреннее строение звезды претерпевает существенные изменения, при этом звезда теряет огромную энергию.

Чтобы звезда могла взорваться в качестве сверхновой, ее масса должна в десять раз превышать массу солнца. Она превращается в красного сверхгиганта, образуя тяжелые элементы типа железа внутри своего ядерного реактора. С потерей значительной части массы звезда постепенно утрачивает способность сопротивляться силе гравитации. Буквально за долю секунды ядро взрывается, разрывая звезду на куски. Расширяющееся облако материи, которое образует тело звезды, соединяется с соседним межзвездным веществом, образуя остатки сверхновой.

2.5. НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ И ПУЛЬСАРЫ

Остатки взорвавшегося ядра известны под названием нейтронной звезды. Нейтронные звезды вращаются очень быстро, испуская световые и радиоволны, которые, проходя мимо Земли, кажутся светом космического маяка.

Колебания яркости этих волн навело астрономов на мысль назвать такие звезды пульсарами. Самые быстрые пульсары вращаются со скоростью, почти равной 1000 оборотов в секунду (Рис. 5).

К настоящему времени их открыто уже более двухсот. Регистрируя излучение пульсаров на различных, но близких частотах, удалось по запаздыванию сигнала на большей длине волны (при предположении о некоторой плотности плазмы в межзвездной среде) определить расстояние до них. Оказалось, что все пульсары находятся на расстояниях от 100 до 25 000 световых лет, т. е. принадлежат нашей Галактике, группируясь вблизи плоскости Млечного Пути.

2.6. ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Одинокие звезды типа нашего Солнца составляют меньшинство: более половины звезд имеют одного соседа в космосе и носят название двойных.

Двойные звезды – это звезды, близкие одна к другой. Компоненты двойных звезд связаны силами взаимного тяготения, обращаются по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс и совместно движутся в просторах Галактики. Многие звезды видны невооруженным глазом, при наблюдении с более мощным инструментом раздваиваются, а в некоторых случаях оказываются состоящими из трех или даже большего числа составляющих. Такие звезды называются визуально-двойными или кратными звездами. Более яркая составляющая двойных звезд обычно называется главной звездой, а более слабая – спутником.

Помимо визуальных двойных звезд, существуют спектрально-двойные звезды, обнаруживаемые только по периодическим смещениям или раздвоениям спектральных линий; их не удается разделить на отдельные компоненты даже в самые большие телескопы. Существует многочисленный класс двойных звезд, обнаруживаемых только по периодическим изменениям блеска – фотометрические или затменно-двойные.

В 1889 г. была открыта первая спектрально-двойная звезда Мицар (Рис. 6).

По своим физическим характеристикам и особенностям движения в пространстве двойные звезды не отличаются от одиночных звезд. Из этого следует, что двойные звезды не являются каким-то особым классом звезд, что они имеют общее с одинарными звездами происхождение.

3. ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

Звездные скопления – это тесные группы звезд, видимые на небольшом участке неба с помощью телескопа или на фотографиях звездного неба. Звездные скопления – физически связанные группы звезд, находящихся в пространстве одна вблизи другой. Плотность распределения звезд в пространстве возрастает к центру звездного скопления. Все звезды, принадлежащие к звездным скоплениям, имеют общее происхождение.

Звездные скопления подразделяются на 2 группы, резко отличающиеся не только по внешнему виду, но и по их распределению в галактической системе, по составу и по происхождению.

¡ Шаровые звездные скопления содержат много тысяч звезд и характеризуются шаровой формой. По небу разбросано более 100 шаровых скоплений. Этим гигантским сборищам звезд около 15 миллионов лет.

Омега Центавра – большое овальное скопление сотен тысяч звезд – видимо невооруженным глазом. Им можно любоваться весенним вечером из южных областей США 47 Тукана (Рис. 7).

¡ Рассеянные звездные скопления состоят из нескольких десятков или сотен звезд и не всегда характеризуются строго шаровой формой. К рассеянным звездным системам по существу относятся и движущиеся звездные скопления. Звезды, принадлежащие к рассеянным звездным скоплениям, постепенно покидают их. Невооруженным взглядом видны только несколько звездных скоплений этой группы: Плеяда (в созвездии Тельца), Гиады (Рис. 7).

¡ Движущиеся звездные скопления представляют собой наиболее близкие к нам звездные скопления, которые обнаруживаются по движениям звезд. Направление собственных движений звезд скопления кажутся исходящими из одной точки, что является следствием перспективы. В действительности же все звезды скопления движутся в пространстве по параллельным путям одинаковыми скоростями, то есть все звездное скопление движется поступательно. Примерами движущихся звездных скоплений являются Гиады - этому скоплению принадлежит около 140 звезд (Рис. 7).

Одни звезды кажутся нам более яркими, другие более слабыми. Однако это еще не говорит об истинной мощности излучения звезд, поскольку все они находятся на разных расстояниях.

Звезды эволюционируют, и их эволюция необратима, так как все в природе находится в состоянии беспрерывного изменения. Внешние характеристики звезды меняются в течение всей ее жизни.

В недрах звезд происходят мощные термоядерные процессы, обеспечивающие выделение огромного количества энергии. В конечные этапы жизни звезд в них возникают некие упорядоченные состояния, которые не могут быть описаны классической физикой. В нейтронных звездах и белых карликах вещество переходит в новые квантовые состояния, которые ограничивают энергетические потери. Обнаружить эти изменения – вот основная задача теории звездной эволюции.

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

ЗВЕЗДЫ-КАРЛИКИ

Белый карлик

Рентгеновский снимок системы звезд Сириус, сделанный из космической обсерватории Чандра. Более яркий источник на фото – звезда Сириус В, представляющая собой белый карлик.

Красный карлик

Наиболее распространенный тип звезд, в основном встречается в одиночных системах.

ЗВЕЗДЫ-СВЕРХГИГАНТЫ

Бетельгейзе

Это единственная звезда, не считая нашего Солнца, фотографию поверхности которой удалось получить при помощи заимствованной у радиоастрономов технологии.

СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

Крабовидная туманность в созвездии Тельца

Пульсар в Крабовидной туманности в созвездии Тельца заснят здесь во время пульсации с частотой 30 раз в секунду.

ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Алькор и Мицар

Возможно, они являются самой известной парой звезд для наблюдения северных широт.

ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

Шаровое скопление 47 Тукана

Одно из красивейших в южном небе. В нем выделяется центральное ядро из звезд.

Рассеянные скопления Плеяда

Плеяды, наверное, одно из самых известных открытых скоплений, ясно видимое невооруженным глазом в созвездии Тельца.

Движущиеся скопления Гиады

СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННЫХ ИСТОЧНИКОВ

Разобраться в классификации звезд позволяет диаграмма Герцшпрунга – Рассела.

Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Звезды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

Большая часть звезд находится на так называемой главной последовательности. Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90% времени эволюции большинства звезд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр.

Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития, звезды подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты.

Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К ним относится и наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды, как Солнце, называют желтыми карликами.

Жёлтый карлик

Жёлтый карлик – тип небольших звёзд главной последовательности, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца и температуру поверхности 5000–6000 K.

Время жизни жёлтого карлика составляет в среднем 10 миллиардов лет.

После того, как сгорает весь запас водорода, звезда во много раз увеличивается в размере и превращается в красный гигант. Примером такого типа звёзд может служить Альдебаран.

Красный гигант выбрасывает внешние слои газа, образуя тем самым планетарные туманности, а ядро коллапсирует в маленький, плотный белый карлик.

Красный гигант

Красный гигант – это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Образование таких звезд возможно как на стадии звездообразования, так и на поздних стадиях их существования.

На ранней стадии звезда излучает за счет гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии, до того момента пока сжатие не будет остановлено начавшейся термоядерной реакцией.

Звезда гигант имеет сравнительно низкую температуру поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий 800 солнечных и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами.

Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.

Звезды карлики являются противоположностью гигантов и могут быть следующие.

Белый карлик

Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды с массой, не превышающей 1,4 солнечной массы, после того, как она проходит стадию красного гиганта.

Из-за отсутствия водорода термоядерная реакция в ядре таких звезд не происходит.

Белые карлики – очень плотные. По размеру они не больше Земли, но массу их можно сравнить с массой Солнца.

Это невероятно горячие звёзды, их температура достигает 100 000 градусов и более. Они сияют за счёт своей оставшейся энергии, но со временем она заканчивается, и ядро остывает, превращаясь в чёрного карлика.

Красный карлик

Красные карлики – самые распространённые объекты звёздного типа во Вселенной. Оценка их численности варьируется в диапазоне от 70 до 90% от числа всех звёзд в галактике. Они довольно сильно отличаются от других звезд.

Масса красных карликов не превышает трети солнечной массы (нижний предел массы — 0,08 солнечной, далее идут коричневые карлики), температура поверхности достигает 3500 К. Красные карлики имеют спектральный класс M или поздний K. Звезды этого типа испускают очень мало света, иногда в 10 000 раз меньше Солнца.

Учитывая их низкое излучение, ни один из красных карликов не виден с Земли невооружённым глазом. Даже ближайший к Солнцу красный карлик Проксима Центавра (самая близкая к Солнцу звезда в тройной системе) и ближайший одиночный красный карлик, звезда Барнарда, имеют видимую звёздную величину 11,09 и 9,53 соответственно. При этом невооружённым взглядом можно наблюдать звезду со звёздной величиной до 7,72.

Из-за низкой скорости сгорания водорода красные карлики имеют очень большую продолжительность жизни – от десятков миллиардов до десятков триллионов лет (красный карлик с массой в 0,1 массы Солнца будет гореть 10 триллионов лет).

В красных карликах невозможны термоядерные реакции с участием гелия, поэтому они не могут превратиться в красные гиганты. Со временем они постепенно сжимаются и всё больше нагреваются, пока не израсходуют весь запас водородного топлива.

Постепенно, согласно теоретическим представлениям, они превращаются в голубые карлики – гипотетический класс звёзд, пока ни один из красных карликов ещё не успел превратиться в голубого карлика, а затем – в белые карлики с гелиевым ядром.

Коричневый карлик

Коричневый карлик – субзвездные объекты (с массами в диапазоне примерно от 0,01 до 0,08 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.

Минимальная температура звёзд главной последовательности составляет порядка 4000 К, температура коричневых карликов лежит в промежутке от 300 до 3000 К. Коричневые карлики на протяжении своей жизни постоянно остывают, при этом чем крупнее карлик, тем медленнее он остывает.

Субкоричневые карлики

Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики – холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Масса их меньше примерно одной сотой массы Солнца или, соответственно, 12,57 массы Юпитера, нижний предел не определён. Их в большей мере принято считать планетами, хотя к окончательному заключению о том, что считать планетой, а что – субкоричневым карликом научное сообщество пока не пришло.

Черный карлик

Черные карлики – остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.

Двойная звезда

Двойная звезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс.

Иногда встречаются системы из трех и более звезд, в таком общем случае система называется кратной звездой.

В тех случаях, когда такая звездная система не слишком далеко удалена от Земли, в телескоп удается различить отдельные звезды. Если же расстояние значительное, то понять, что перед астрономами двойная звезда удается только по косвенным признакам – колебаниям блеска, вызываемым периодическими затмениями одной звезды другою и некоторым другим.

Новая звезда

Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10 000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызывая вспышку светимости.

Сверхновая звезда

Сверхновая звезда – это звезда, заканчивающая свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.

Нейтронная звезда

Нейтронные звезды (НЗ) – это звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, типичный радиус нейтронной звезды составляет, предположительно, порядка 10—20 километров.

Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц – нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. Плотность таких звезд чрезвычайно высока, она соизмерима, а по некоторым оценкам, может в несколько раз превышать среднюю плотность атомного ядра. Один кубический сантиметр вещества НЗ будет весить сотни миллионов тонн. Сила тяжести на поверхности нейтронной звезды примерно в 100 млрд раз выше, чем на Земле.

В нашей Галактике, по оценкам ученых, могут существовать от 100 млн до 1 млрд нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд.

Пульсары

Пульсары – космические источники электромагнитных излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов).

Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения. Когда Земля попадает в конус, образуемый этим излучением, то можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Некоторые нейтронные звёзды совершают до 600 оборотов в секунду.

Цефеиды

Цефеиды – класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период-светимость, названный в честь звезды Дельта Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда.

Приведенный перечень основных видов (типов) звезд с их краткой характеристикой, разумеется, не исчерпывает всего возможного многообразия звезд во Вселенной.

Каждая звезда, в процессе своей эволюции, переходит из одного вида в другой. Этот факт обусловливается ядерными реакциями, проходящими в её ядре, а если точнее, то какой элемент синтезирует в другой. Это конечно не ключевой фактор, а один из основных, можно сказать главный. В этой статье мы немного поговорим про виды звёзд, населяющие наш космос.

Итак, этот переход, из одного вида в другой, хочу немного описать на примере нашего Солнца.

На данной стадии солнечной эволюции, оно имеет спектральный класс G, то есть оно жёлтый карлик (оно таким и образовалось), и находиться на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Сейчас в нём происходит горение водорода, и выделяется гелий. Когда водород закончиться, начнёт гореть гелий, превращаясь в углерод, и наше Солнце переместиться на ветвь субгигантов. Дальше оно станет расширяющимся красным гигантом (спектральный класс М). А когда выгорит весь гелий, то это расширение приведёт к тому, что верхние слоя нашего Солнца сорвутся, и останется его ядро – белый карлик. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела, это в самом нижнем, левом углу. Оно там и останется пока не погаснет вовсе. Это стандартная схема эволюции для звёзд, с массами схожими с солнечными.

Но не все звёзды сначала жёлтые, потом красные и т.д. Существует много спектральных классов звёзд, и их размеров (помимо гигантов есть ещё и сверхгиганты, и гипергиганты). Всё это зависит от многих факторов, в первую очередь от первоначальной массы звезды и т.д.

Ниже чуть подробнее разберём виды звёзд. Существуют такие виды как:

звёзды главной последовательности;
красные гиганты и сверхгиганты;
белые карлики;
коричневые карлики;
переменные звёзды;
звёзды типа Т Тельца;
типа Вольфа-Райе;
сверхновые;
новые;
гиперновые;
ультраяркие рентгеновские источники;
яркие голубые переменные;
уникальные звёзды;
нейтронные звёзды;
звёздные системы.

Звёзды главной последовательности

голубые (О);
бело-голубые (В);
белые (А);
жёлто-белые (F);
жёлтые (G);
оранжевые (К);
красные (М).

Все звёзды главной последовательности объединяться одинаковыми ядерными реакциями в их ядре, это синтез (превращение) водорода в гелий, так называемый CNO-цикл (см. терминологию сайта). Вследствие этого их температура (ну и спектральный класс конечно) и светимость всецело зависят от массы звезды.

Массы звёзд на главной последовательности варьируют от, приблизительно, 0,07 масс Солнца, у красных карликов, до 50 – в голубых звёздах.

Красные гиганты и сверхгиганты

Это два вида звёзд, характеризуются небольшими поверхностными температурами, от 3000 К до 5000 К, но большими светимостями. В их недрах происходит горение гелия, который превращается в углерод, так называемая тройная гелиевая реакция или же тройной альфа процесс (см. терминологию сайта).

Эти виды звёзд включают в себя звёзды двух спектральных классов М и К, то есть красные и оранжевые. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела находятся выше главной последовательности.

Имеют диаметры от 100 до 800 солнечных. Но есть и исключения, например, YV Большого Пса имеет диаметр в 1024 диаметров Солнца.

Белые карлики

Белые карлики – это полностью проэволюционировавшие звезды, представляют собой ядра звёзд, потерявших свою внешнюю оболочку, из-за своего же расширения.

Эти звёзды обладают малыми размерами (где-то в 100 раз меньше чем Солнце) и светимостью (в 10 000 раз меньше Солнца). При таких малых размерах они обладают массой примерно равной массе нашего светила. Объясняется это большой плотностью их вещества (10 5 -10 9 г/см 3 ).

Коричневые карлики

Коричневые карлики, это вид звёзд, в которых потери энергии на излучение не компенсируются их ядерными реакциями.

Ранее считалось, что это гипотетические объекты, так как такие объекты, по всей видимости, должны существовать. И в 2004 году был открыт 2М1207 – коричневый карлик, в созвездии Гидры.

Коричневые карлики имеют очень и очень малые размеры, где-то в 12,5-80,3 раз больше Юпитера. В их ядрах протекают ядерные реакции с участием ядер легких элементов – дейтерия, бора, бериллия и лития. После их исчерпания термоядерная реакция прекращается, и звезда полностью потухнет, превратившись в некий планетоподобный объект.

Коричневые карлики имеют свои спектральные классы, различающиеся поверхностной температурой: L – температура от 1500 K до 2000 К; Т – 700 К-1500 К; Y – очень холодные, с температурой до 700 К.

Переменные звёзды

Переменные звёзды – виды звёзд, в которых наблюдается (хотя бы один раз) перемена значения их блеска. Причины этому разные, как внутренние процессы, так и то, что звезда состоит в двойной системе.

Существуют разные виды переменных звёзд, различающиеся механизмами изменения их блеска.

Пульсирующие переменные

Изменение блеска в таких звёздах происходят из-за периодического расширения (сжатия) их поверхностных слоёв. Причём эти пульсации бывают двух видов: радиальные и не радиальные. В первых, при пульсации сферическая форма звезды сохраняется, а у вторых – нет.

Эруптивные переменные

Такие звёзды изменяют свой блеск за счет происходящих, в их коронах и фотосферах, бурных процессов, а также вспышек. Такие процессы возникают вследствие каких-то изменений или же сильного звёздного ветра, идущего от таких звёзд с разной интенсивностью.

Вращающиеся переменные

В этих звёздах поверхностная яркость неоднородная или же они имеют неправильную (не элипсообразную форму). Неоднородность поверхностной яркости можно объяснить как наличием пятен на поверхности звезды, так и наличием химических или температурных поверхностных неоднородностей.

Катаклизмические переменные (новоподобные и взрывные)

Изменение яркости в таких звёздах вызваны взрывными процессами, происходящими в разных слоях звезды. Глубоко в недрах – сверхновые звёзды, в поверхностных слоях – новые.

Такие виды звёзд переменной яркости занимают очень малый количественный процент, среди остальных.

Затменно-двойные системы

Этот подкласс переменных звёзд представляют собой двойные системы, вращающиеся за счёт общего центра масс, и расположены близко друг к другу. Наблюдатель фиксирует перемену яркости, из-за затмения одной из звёзд другой.

Оптические переменные двойные системы, имеющие жесткое рентгеновское излучение

Эти источники имеют сильное излучение в рентгеновском диапазоне длин волн, носящее переменный характер.

Звёзды типа Т Тельца

Этот вид звёзд названный в честь своего явного представителя, в созвездии Тельца. Представители этого вида – переменные звёзды, спектрального класса от F до М, которые можно обнаружить около молекулярных облаков. Имеют весьма нерегулярную переменность яркости, вследствие активности их хромосферы.

Имеют период вращения от одного до двенадцати дней. Их поверхностные температуры и массы схожи со звёздами главной последовательности, а вот радиусы (соответственно и светимости) больше.

Ещё одно отличие звёзд типа Т Тельца от звёзд главной последовательности, это то, что у них основным источником энергии служит гравитационное сжатие самой звезды.

Звёзды типа Вольфа-Райе

Такие звёзды характеризуются высокими светимостями, превышающими солнечную в, примерно, 4000 раз, и температурами, большими, чем 50000 К. Размеры таких звёзд сравнительно небольшие, порядком в 10-15 раз больше нашего Солнца, и массы, примерно, 10 солнечных.

Звёзды Вольфа-Райе отличаются от других звёзд, с такими же температурами, своими особыми спектрами.

Этот класс ночных светил имеет свои спектральные виды звёзд:

WN – в их спектрах обнаружены линии азота и гелия;
WO – в спектрах таких звёзд сильные линии кислорода;
WC – богатые углеродом.

Окончательную точку, в вопросе о происхождении звёзд Вольфа-Райе, ещё не поставили. Однако популярной является гипотеза, по которой эти звёзды представляют собой гелиевые остатки больших и массивных звёзд.

В нашей галактике, на сегодняшний день, открыто 230 звёзд этого вида.

Сверхновые

Сверхновая – это звезда, которая вследствие своего сжатия, на определённом этапе своей эволюции, взрывается. Такой взрыв, для постороннего наблюдателя, будет выглядеть как спонтанное, очень сильное увеличение яркости такого светила. И наблюдать такой эффект можно на очень больших расстояниях.

Отличаются сверхновые звёзды от новых силой происходящего взрыва.

Сверхновые звёзды могут отличаться друг от друга, наличием линий водорода, в спектре такой вспышки. Если водород отсутствует, то звезда I типа, а если есть, то сверхновая II типа.

Новые

Новые звёзды, как и сверхновые это переменные катаклизмического типа. В первых, перемена в блеске наблюдается не так спонтанно, как у вторых, и может продлиться не один год.

Поэтому новые звёзды распределили по группам, отличающимся друг от друга по времени пребывания блеска звезды в своём максимуме:

очень быстрые – максимум длиться до 10 дней;
быстрые – от 11 до 25 дней;
очень медленные – до 250 дней;
предельно медленные – максимум блеска может длиться годами.

Гиперновые

Гиперновые представляют собой гипотетические виды звёзд, описывающие взрывы звёзд, с массами, превышающими солнечную больше чем в 100 раз. Фактически, гиперновые это очень большие сверхновые звёзды.

Предполагается, что 440 млн. лет назад мог быть взрыв гиперновой звезды, вследствие чего на Землю мог попасть изотоп никеля 56Ni, от взорвавшегося источника.

Ультраяркие рентгеновские источники

Или ULX – это источники сильного рентгеновского излучения. Предположительно обладают массами в 10000 масс Солнца. Эти излучения носят периодическую природу, изменяющуюся от нескольких секунд до нескольких лет.

Что собой представляют ULX до сих пор неясно, и по этому поводу ведутся много споров. Самое популярное мнение, что это чёрная дыра.

Яркие голубые переменные

Или же звёзды типа S Золотой Рыбы – голубые гипергиганты, с пульсирующими оболочками. Имеют неправильные изменения своего блеска с большой амплитудой, до 7 звёздных величин.

По всей видимости, такие светила являются прародителями для звёзд типа Вольфа-Райе, и, в конце концов, они могут взорваться в качестве гиперновой.

Уникальные звёзды (SS 433)

SS 433 – затменно рентгеновская двойная система. Один из компонентов этой системы массивная звезда с высокой температурой, где-то в 30000 К. Второй – какой-то компактный источник (чёрная дыра или нейтронная звезда), обладающий огромной массой.

Со звезды на этот источник постоянно перетекает струя газа, и формирует аккреционный диск, затмевающий главную звезду, с периодом в 13 суток.

Этот компактный спутник окружен плазмой, имеющую очень высокую температуру и светимость, а также являющуюся источником сильного рентгеновского излучения.

Представителем объектов SS 433 является звезда V 1343, в созвездии Орла.

Нейтронные звёзды

Это ядра взорвавшихся звёзд, в которых дальнейшее сжатие приводит к тому, что это ядро полностью будет состоять из нейтронов. Массы таких звёзд составляют, приблизительно от 1,44 масс Солнца (предел Чандрасекара), до предела Оппенгеймера-Волкова (см. терминологию сайта), который будет разный для каждой звезды. Радиусы таких звёзд ничтожно малы, около 10-20 км.

Нейтронные звёзды обладают сильным магнитным полем и неимоверно быстрым вращением, около тысячи оборотов за секунду! Вследствие этого существуют такие виды звёзд нейтронного типа, как: рентгеновские пульсары и радиопульсары. Излучают они соответственно в рентгеновском и радио- диапазонах длин волн.

Считается, что нейтронные звёзды рождаются вследствие взрыва сверхновой звезды.

Звёздные системы

Звёздные системы это совокупность звёзд, от двух до миллиардов.

Если в системе состоят две звезды, то это двойная звезда, объединённая общим центром масс, или этим центром выступает какая-то звезда.

А если в системе состоят больше десяти звёзд – это звёздное скопление. Распределяют такие скопления на шаровые, рассеянные и звёздные ассоциации.

Галактики, по своей сути тоже являются звёздными системами очень больших размеров, включающие в себя разные виды звёзд.

Звезды - небесные тела и гигантские светящиеся сферы плазмы. Только в нашей галактике Млечный Путь их насчитывают миллиарды, включая Солнце. Не так давно мы узнали, что некоторые из них еще и располагают планетами.

История наблюдений за звездами

Сейчас можно легко купить телескоп и наблюдать на ночным небом или воспользоваться телескопами онлайн на нашем сайте. С древних времен звезды на небе играли важную роль во многих культурах. Они отметились не только в мифах и религиозных историях, но и послужили первыми навигационными инструментами. Именно поэтому астрономия считается одной из древнейших наук. Появление телескопов и открытие законов движения и гравитации в 17 веке помогли понять, что все звезды напоминают наше Солнце, а значит подчиняются тем же физическим законам.

Фотография умирающей звезды. Изображение получено космическим телескопом Хаббл

Изобретение фотографии и спектроскопии в 19 веке (исследование длин волн света, исходящих от объектов) позволили проникнуть в звездный состав и принципы движения (создание астрофизики). Первый радиотелескоп появился в 1937 году. С его помощью можно было отыскать невидимое звездное излучение. А в 1990 году удалось запустить первый космический телескоп Хаббл, способный получить наиболее глубокий и детализированный взгляд на Вселенную (качественные фото Хаббла для различных небесных тел можно найти на нашем сайте).

Наименование звезд Вселенной

Древние люди не обладали нашими техническими преимуществами, поэтому в небесных объектах узнавали образы различных существ. Это были созвездия, о которых сочиняли мифы, чтобы запомнить названия. Причем практически все эти имена сохранились и используются сегодня.

Красный сверхгигант Бетельгейзе

Не стоит забывать, что все это время составлялось множество каталогов, чьи обозначения используют до сих пор. Например, Каталог Генри Дрейпера предлагает спектральную классификацию и позиции для 272150 звезд. Обозначение Бетельгейзе – HD 39801.

Звезды все одинаковые? Ну, когда наблюдаешь без использования техники, то они лишь слегка отличаются по яркости. Но ведь это всего лишь огромные газовые шары, так? Не совсем. На самом деле, у звезд есть классификация, основанная на их главных характеристиках.

Среди представителей можно встретить голубых гигантов и крошечных коричневых карликов. Иногда попадаются и причудливые звезды, вроде нейтронных. Погружение во Вселенную невозможно без понимания этих вещей, поэтому давайте познакомимся со звездными типами поближе.

Типы звезд Вселенной

Это то, что мы видим до появления полноценной звезды. Протозвезда представляет собою скопление газа, рухнувшего от молекулярного облака. Эволюционная фаза занимает примерно 100000 лет. Дальше гравитация набирает силу, и заставляет образование разрушаться. Гравитация накаляет газ и вынуждает его выделять энергию.

Этот момент идет перед переходом в звезду главной последовательности. Наступает в завершении протозвезды, когда энергию дарит только разрушающая ее гравитационная сила. У таких звезд еще нет достаточного нагрева и давления, чтобы активировать процесс ядерного синтеза. На звездах типа Т Тельца можно заметить огромные пятна, вспышки рентгеновского излучения и мощные порывы ветров. Эта стадия охватывает 100000 миллионов лет.

Большая часть вселенских звезд находится в стадии главной последовательности. Можно вспомнить Солнце, Альфа Центавра А и Сирус. Они способны кардинально отличаться по масштабности, массивности и яркости, но выполняют один процесс: трансформируют водород в гелий. При этом производится огромный энергетический всплеск.

Такая звезда переживает ощущение гидростатического баланса. Гравитация заставляет объект сжиматься, но ядерный синтез выталкивает его наружу. Эти силы работают на уравновешивании, и звезде удается сохранять форму сферы. Размер зависит от массивности. Черта – 80 масс Юпитера. Это минимальная отметка, при которой возможно активировать процесс плавления. Но в теории максимальная масса – 100 солнечных.

Когда звезда полностью израсходует внутреннее топливо, то больше не может создавать внешнее давление, а значит не противодействует внутреннему. Звезда сжимается, а оболочка вокруг ядра воспламеняется, продлевая ей жизнь, но увеличивая в размере. Звезда трансформируется в красного гиганта и может быть в 100 раз крупнее, чем представитель в главной последовательности. Когда не остается водорода, начинает гореть гелий и даже более тяжелые элементы. На этот этап уходит несколько сотен миллионов лет.

Если топлива нет, то у звезды больше не хватает массы, чтобы продлить ядерный синтез. Она превращается в белого карлика. Внешнее давление не работает, и она сокращается в размерах из-за силы тяжести. Карлик продолжает сиять, потому что все еще остаются горячие температуры. Когда он остынет, то обретет фоновую температуру. На это уйдут сотни миллиардов лет, поэтому пока просто невозможно найти ни единого представителя.

Это наиболее распространенный вид. Перед нами звезда главной последовательности с низкой массой, из-за чего значительно уступает в температуре Солнцу. Но выигрывает за счет продолжительности жизни. Дело в том, что им удается расходовать топливо в медленных темпах, поэтому отличаются значительной экономией. Наблюдения говорят, что такие объекты способны просуществовать до 10 триллионов лет. Наименьшие экземпляры достигают всего 0.075 раз солнечной массы, но могут набирать и 50%.

Когда звезда в 1.35-2.1 раз больше солнечной массы, то не завершает существование в виде белого карлика, а освещает небо взрывом сверхновой. После этого остается ядро, которое и выступает нейтронной звездой. Это очень интересный объект, так как всецело представлен нейтронами. Дело в том, что мощная гравитационная сила сжимает протоны и электроны, формирующие нейтроны. Если масса звезды была еще больше, то перед нами развернется черная дыра.

Наиболее крупные звезды называют сверхгигантами. Они в десятки раз больше солнечной массы, но им не так уж и повезло: чем больше размер, тем короче жизнь. Они стремительно расходуют внутреннее топливо (несколько миллионов лет). Поэтому проживают короткую жизнь и умирают как сверхновые.

Как вы поняли, существуют различные виды звезд. Понимание этого, поможет вам разобраться в эволюционной стадии объекта и даже понять, что его ждет.

Коричневыми карликами называют объекты, которые слишком крупные для планет, но и чересчур маленькие для звезд. Их масса начинается с двойной Юпитера и может достигать 0.08 солнечной. Формируются как и обычные звезды – из коллапсирующего газового и пылевого облака. Но им не хватает температуры и давления, чтобы запустить ядерный синтез. Долгое время их считали всего лишь теоретическими объектами, пока в 1995 году не нашли первый экземпляр.

Цефеиды – звезды, пережившие эволюцию из главной последовательности к полосе неустойчивости Цефеиды. Это обычные радио-пульсирующие звезды с заметной связью между периодичностью и светимостью. За это их ценят ученые, ведь они являются превосходными помощниками в определении дистанций в пространстве.

Они также демонстрируют перемены лучевой скорости, соответствующие фотометрическим кривым. У более ярких наблюдается длительная периодичность.

Классические представители – сверхгиганты, чья масса в 2-3 раза превосходит солнечную. Они пребывают в моменте сжигания топлива на этапе главной последовательности и трансформируются в красных гигантов, пересекая линию неустойчивости цефеид.

Ученые извлекают из этих объектов пользу, потому что они помогают вычислить массу отдельных участников. Когда они передвигаются по общей орбите, то вычисления Ньютона для гравитации позволяют с невероятной точностью рассчитать массу.

Можно выделить несколько категорий в соответствии с визуальными свойствами: затмевающие, визуально бинарные, спектроскопические бинарные и астрометрические.

Затмевающие – звезды, чьи орбиты создают горизонтальную линию от места наблюдения. То есть, человек видит двойное затмение на одной плоскости (Алголь).

Визуальные – две звезды, которые можно разрешить при помощи телескопа. Если одна из них светит очень ярко, то бывает сложно отделить вторую.

Формирование звезды

Давайте внимательнее изучим процесс рождения звезды. Сначала мы видим гигантское медленно вращающееся облако, наполненное водородом и гелием. Внутренняя гравитация заставляет его сворачиваться внутрь, из-за чего вращение ускоряется. Внешние части трансформируются в диск, а внутренние в сферическое скопление. Материал разрушается, становясь горячее и плотнее. Вскоре появляется шарообразная протозведа. Когда тепло и давление вырастают до 1 миллиона °C, атомные ядра сливаются и зажигается новая звезда. Ядерный синтез превращает небольшое количество атомной массы в энергию (1 грамм массы, перешедший в энергию, приравнивается к взрыву 22000 тонн тротила). Посмотрите также объяснение на видео, чтобы лучше разобраться в вопросе звездного зарождения и развития.

Звездная эволюция

Основываясь на массе звезды, можно определить весь ее эволюционный путь, так как он проходит по определенным шаблонным этапам. Есть звезды промежуточной массы (как Солнце) в 1.5-8 раз больше солнечной массы, более 8, а также до половины солнечной массы. Интересно, что чем больше масса звезды, тем короче ее жизненный срок. Если она достигает меньше десятой части солнечной, то такие объекты попадают в категорию коричневых карликов (не могут зажечь ядерный синтез).

Объект с промежуточной массой начинает существование с облака, размером в 100000 световых лет. Для сворачивания в протозвезду температура должна быть 3725°C. С момента начала водородного слияния может образоваться Т Тельца – переменная с колебаниями в яркости. Последующий процесс разрушения займет 10 миллионов лет. Дальше ее расширение уравновесится сжатием силы тяжести, и она предстанет в виде звезды главной последовательности, получающей энергию от водородного синтеза в ядре. Нижний рисунок демонстрирует все этапы и трансформации в процессе эволюции звезд.

Этапы эволюции звезды

Когда весь водород переплавится в гелий, гравитация сокрушит материю в ядро, из-за чего запустится стремительный процесс нагрева. Внешние слои расширяются и охлаждаются, а звезда становится красным гигантом. Далее начинает сплавляться гелий. Когда и он иссякает, ядро сокращается и становится горячее, расширяя оболочку. При максимальной температуре внешние слои сдуваются, оставляя белый карлик (углерод и кислород), температура которого достигает 100000 °C. Топлива больше нет, поэтому происходит постепенно охлаждение. Через миллиарды лет они завершают жизнь в виде черных карликов.

Процессы формирования и смерти у звезды с высокой массой происходят невероятно быстро. Нужно всего 10000-100000 лет, чтобы она перешла от протозвезды. В период главной последовательности это горячие и голубые объекты (от 1000 до миллиона раз ярче Солнца и в 10 раз шире). Далее мы видим красного сверхгиганта, начинающего сплавлять углерод в более тяжелые элементы (10000 лет). В итоге формируется железное ядро с шириною в 6000 км, чье ядерное излучение больше не может противостоять силе притяжения.

Когда масса звезды приближается к отметке в 1.4 солнечных, электронное давление больше не может удерживать ядро от крушения. Из-за этого формируется сверхновая. При разрушении температура поднимается до 10 миллиардов °C, разбивая железо на нейтроны и нейтрино. Всего за секунду ядро сжимается до ширины в 10 км, а затем взрывается в сверхновой типа II.

Туманность Эскимоса - один из последних этапов эволюции небольшой звезды

Если оставшееся ядро достигало меньше 3-х солнечных масс, то превращается в нейтронную звезду (практически из одних нейтронов). Если она вращается и излучает радиоимпульсы, то это пульсар. Если ядро больше 3-х солнечных масс, то ничто не удержит ее от разрушения и трансформации в черную дыру.

Звезда с малой массой тратит топливные запасы так медленно, то станет звездой главной последовательности только через 100 миллиардов – 1 триллион лет. Но возраст Вселенной достигает 13.7 миллиардов лет, а значит такие звезды еще не умирали. Ученые выяснили, что этим красным карликам не суждено слиться ни с чем, кроме водорода, а значит, они никогда не перерастут в красных гигантов. В итоге, их судьба – охлаждение и трансформация в черные карлики.

Двойные звезды

Мы привыкли, что наша система освещается исключительно одной звездой. Но есть и другие системы, в которых две звезды на небе вращаются по орбите относительно друг друга. Если точнее, только 1/3 звезд, похожих на Солнце, располагаются в одиночестве, а 2/3 – двойные звезды. Например, Проксима Центавра – часть множественной системы, включающей Альфа Центавра А и B. Примерно 30% звезд в Млечной Пути многократные.

Двойная звезда в Большой Медведице

Этот тип формируется, когда две протозвезды развиваются рядом. Одна из них будет сильнее и начнет влиять гравитацией, создавая перенос массы. Если одна предстанет в виде гиганта, а вторая – нейтронная звезда или черная дыра, то можно ожидать появления рентгеновской двойной системы, где вещество невероятно сильно нагреется – 555500 °C. При наличии белого карлика, газ из компаньона может вспыхнуть в виде новой. Периодически газ карлика накапливается и способен мгновенно слиться, из-за чего звезда взорвется в сверхновой типа I, способной затмить галактику своим сиянием на несколько месяцев.

Характеристика звезд

Для описания яркости звездных небесных тел используют величину и светимость. Понятие величины основывается еще на работах Гиппарха в 125 году до н.э. Он пронумеровал звездные группы, полагаясь на видимую яркость. Самые яркие – первая величина, и так до шестой. Однако расстояние между Землей и звездой способно влиять на видимый свет, поэтому сейчас добавляют описание фактической яркости – абсолютная величина. Ее вычисляют при помощи видимой величины, как если бы она составляла 32.6 световых лет от Земли. Современная шкала величин поднимается выше шести и опускается ниже единицы (видимая величина Сириуса достигает -1.46). Ниже можете изучить список самых ярких звезд на небе с позиции наблюдателя Земли.

Список самых ярких звезд видимых с Земли

Другие известные звезды:

Светимость звезды – скорость излучения энергии. Ее измеряют при помощи сравнения с солнечной яркостью. Например, Альфа Центавра А в 1.3 ярче Солнца. Чтобы произвести те же вычисления по абсолютной величине, придется учитывать, что 5 по шкале абсолютной приравнивается к 100 на отметке светимости. Яркость зависит от температуры и размера.

Вы могли заметить, что звезды отличаются по цвету, который, на самом деле, зависит от поверхностной температуры.

Каждая звезда обладает одним цветом, но производит широкий спектр, включая все виды излучения. Разнообразные элементы и соединения поглощают и выбрасывают цвета или длины волн цвета. Изучая звездный спектр, можно разобраться в составе.

Температура звездных небесных тел измеряется в кельвинах с температурой нуля, равной -273.15 °C. Температура темно-красной звезды – 2500К, ярко-красной – 3500К, желтой – 5500К, голубой – от 10000К до 50000К. На температуру частично вaлияет масса, яркость и цвет.

Размер звездных космических объектов определяется в сравнении с солнечным радиусом. У Альфа Центавра А – 1.05 солнечных радиусов. Размеры могут быть разными. Например, нейтронные звезды в ширину простираются на 20 км, а вот сверхгиганты – в 1000 раз больше солнечного диаметра. Размер влияет на звездную яркость (светимость пропорциональна квадрату радиуса). На нижних рисунках можно рассмотреть сравнение размеров звезд Вселенной, включая сопоставление с параметрами планет Солнечной системы.

Сравнительные размеры звезд

Здесь также все вычисляется в сравнении с солнечными параметрами. Масса Альфа Центавра А – 1.08 солнечных. Звезды с одинаковыми массами могут не сходиться по размерам. Масса звезды влияет на температуру.

Звезды генерируют магнитные поля. В случае с Солнцем, исследователи выяснили, что его магнитное поле способно достичь очень сконцентрированного состояния в небольших участках, создавая солнечные пятна или же извержения – выбросы корональной массы. Магнитное поле зависит от скорости вращения (увеличивается с нарастанием и уменьшается с замедлением).

Металличность обозначает количество тяжелых элементов (тяжелее гелия). Основываясь на металличности, выделяют три звездных поколения. До сих пор ученым не удалось найти наиболее древнее (III), полностью лишенное металлов. Во время смерти, именно они выпустили первые тяжелые элементы в пространство, из которых и появилось поколение II. По цепочки их смерть привела к рождению поколения I (Солнце).

Классификация звезд

В типах звезд главную роль играет спектр в системе Моргана-Кинана, выделяющей 8 спектральных классов. Каждый из них соответствует диапазону поверхностных температур: O, B, A, F, G, K, M и L (от наиболее горячего к холодному). Каждый из них делится еще на 10 типов (от 0 до 9).

Эта система учитывает и светимость. Наиболее крупные и ярчайшие обладают наименьшими римскими цифрами: Ia – яркий сверхгигант, Ib – сверхгигант, II – яркий гигант, III – гигант; IV – субгигант и V – главная последовательность или карлик.

Структура звезд Вселенной

Большую часть своего существования звезда пребывает в этапе главной последовательности. Представлена ядром, участками радиации и конвекции, фотосферой, хромосферой и короной. Ядро – территория, где происходит ядерное слияние, подпитывающее звезду. Энергия этих реакций переходит из радиационной зоны наружу. В конвективной энергия транспортируется горящими газами. Если звезда массивнее Солнца, то конвективная в ядре и излучает во внешних слоях, а если уступает по массивности, то излучает в ядре, а конвективная во внешних слоях. Объекты с промежуточной массой спектрального типа А способны излучать везде.

Далее в звездном строении идет фотосфера, которую часто называют поверхностью. За ней – красноватая хромосфера, из-за наличия водорода. Внешний шар звезды – корона. Она невероятно горячая и может быть связана с конвекцией во внешних слоях. Нижнее видео детально описывает движение звезд на небе.

Читайте также: