Какие звезды называют гигантами кратко

Обновлено: 05.07.2024

А гигантская звезда это звезда с существенно большим радиус и яркость чем главная последовательность (или же карлик) звезда того же температура поверхности. [1] Они лежат выше главной последовательности (класс светимости V в Спектральная классификация Йеркса) на Диаграмма Герцшпрунга – Рассела и соответствуют классам светимости II и III. [2] Условия гигант и карлик были придуманы для звезд совершенно разной светимости, несмотря на одинаковую температуру или спектральный класс к Эйнар Герцшпрунг около 1905 г. [3]

Гигантские звезды имеют радиусы в несколько сотен раз больше солнце и светимости от 10 до нескольких тысяч раз больше, чем солнце. Звезды, которые еще ярче гигантов, называются сверхгиганты и гипергиганты.

Горячую светящуюся звезду главной последовательности можно также назвать гигантом, но любую звезду главной последовательности правильно называть карликом, независимо от ее размера и яркости. [4]

Содержание

Формирование

Звезда становится гигантом после всего водород доступны для слияние по своей сути истощена и, в результате, оставляет главная последовательность. [2] Поведение звезда после главной последовательности во многом зависит от его массы.

Звезды средней массы

Для звезды с массой выше примерно 0,25 солнечные массы ( M _☉), когда ядро исчерпано водород он сжимается и нагревается, так что водород начинает предохранитель в оболочке вокруг ядра. Часть звезды за пределами оболочки расширяется и остывает, но лишь с небольшим увеличением яркости, и звезда становится субгигант. Инертный гелий Ядро продолжает расти и температура увеличивается по мере того, как гелий накапливается из оболочки, но в звездах примерно до 10-12 M _☉ он не становится достаточно горячим, чтобы начать горение гелия (звезды с большей массой являются сверхгигантами и эволюционируют по-другому). Вместо этого, всего через несколько миллионов лет ядро достигает Предел Шенберга – Чандрасекара, быстро разрушается и может переродиться. Это заставляет внешние слои расширяться еще больше и создает сильную конвективную зону, которая выносит тяжелые элементы на поверхность в процессе, называемом первым. дноуглубление. Эта сильная конвекция также увеличивает перенос энергии к поверхности, яркость резко возрастает, и звезда перемещается на поверхность. ветка красного гиганта где он будет стабильно сжигать водород в оболочке в течение значительной части своей жизни (примерно 10% для звезды, подобной Солнцу). Ядро продолжает набирать массу, сжиматься и нагреваться, тогда как во внешних слоях наблюдается некоторая потеря массы. [5] , § 5.9.

Если бы масса звезды на главной последовательности была ниже примерно 0,4 M _☉, он никогда не достигнет центральной температуры, необходимой для плавления гелий. [6] , п. 169. Поэтому он останется красным гигантом, синтезирующим водород, до тех пор, пока у него не закончится водород, после чего он станет гелием. белый Гном. [5] , § 4.1, 6.1. Согласно теории звездной эволюции, ни одна звезда такой малой массы не могла развиться до этой стадии в эпоху Вселенной.

В звездах выше около 0,4 M _☉ внутренняя температура в конечном итоге достигает 10 8 K и гелий начнут плавиться в углерод и кислород в основном тройной альфа-процесс. [5] , § 5.9, глава 6. Когда ядро - это синтез вырожденного гелия начинается взрывоопасно, но большая часть энергии идет на снятие вырождения, и ядро становится конвективным. Энергия, генерируемая синтезом гелия, снижает давление в окружающей оболочке, сжигающей водород, что снижает скорость генерации энергии. Общая светимость звезды уменьшается, ее внешняя оболочка снова сжимается, и звезда перемещается от ветви красных гигантов к ветви красных гигантов. горизонтальная ветвь. [5] [7] , Глава 6.

Когда ядро гелия исчерпано, звезда с примерно 8 M _☉ имеет углеродно-кислородное ядро, которое вырождается и начинает гореть гелий в оболочке. Как и в случае более раннего коллапса гелиевого ядра, это запускает конвекцию во внешних слоях, запускает второе углубление и вызывает резкое увеличение размера и яркости. Это асимптотическая ветвь гигантов (AGB) аналогична ветви красных гигантов, но более яркая, с горящей водородом оболочкой, вносящей большую часть энергии. Звезды остаются на AGB только около миллиона лет, становясь все более нестабильными, пока не исчерпают свое топливо, не пройдут фазу планетарной туманности и не станут углеродно-кислородным белым карликом. [5] , § 7.1–7.4.

Звезды большой массы

Звезды главной последовательности с массой более 12 M _☉ уже очень светятся, и они перемещаются горизонтально по диаграмме ЧСС, когда покидают главную последовательность, ненадолго становясь голубыми гигантами, прежде чем они расширятся дальше в голубых сверхгигантов. Они начинают гореть гелий в ядре до того, как ядро вырождается и плавно превращается в красных сверхгигантов без сильного увеличения светимости. На этом этапе они имеют светимость, сравнимую с яркими звездами AGB, хотя имеют гораздо более высокие массы, но их светимость будет увеличиваться, поскольку они сжигают более тяжелые элементы и в конечном итоге становятся сверхновыми.

Звезды главной последовательности класса O уже очень светятся. Гигантская фаза для таких звезд - это краткая фаза слегка увеличенного размера и светимости перед развитием сверхгигантского спектрального класса светимости. Гиганты типа O могут быть более чем в сто тысяч раз ярче Солнца и ярче многих сверхгигантов. Классификация сложна и трудна с небольшими различиями между классами светимости и непрерывным набором промежуточных форм. Самые массивные звезды развивают гигантские или сверхгигантские спектральные характеристики, все еще сжигая водород в своих ядрах из-за смешивания тяжелых элементов с поверхностью и высокой светимости, которая создает мощный звездный ветер и вызывает расширение атмосферы звезды.

Маломассивные звезды

Звезда, начальная масса которой меньше примерно 0,25 M _☉ вообще не станет звездой-гигантом. На протяжении большей части своей жизни интерьер таких звезд тщательно перемешивается конвекция и поэтому они могут продолжать синтез водорода в течение более 10 лет. 12 лет, намного дольше, чем нынешний возраст Вселенная. Все это время они постепенно становятся горячее и ярче. В конце концов они действительно развивают радиационное ядро, впоследствии истощая водород в ядре и сжигая водород в оболочке, окружающей ядро. (Звезды с массой более 0,16 M _☉ в этот момент может расшириться, но никогда не станет очень большим.) Вскоре после этого запас водорода звезды будет полностью исчерпан, и она станет гелий белый Гном. [9] Опять же, Вселенная слишком молода, чтобы наблюдать такие звезды.

Подклассы

Существует широкий спектр звезд класса гигантов, и несколько подразделений обычно используются для определения более мелких групп звезд.

Субгиганты

Субгиганты представляют собой совершенно отдельный от гигантов спектроскопический класс светимости (IV), но имеют с ними много общих черт. Хотя некоторые субгиганты являются просто сверхсветящимися звездами главной последовательности из-за химических изменений или возраста, другие представляют собой отчетливый эволюционный путь к истинным гигантам.

Яркие гиганты

Другой класс светимости - это яркие гиганты (класс II), которые отличаются от обычных гигантов (класс III) просто тем, что они немного больше и ярче. Они имеют светимости между нормальными гигантами и сверхгигантами, около -3 абсолютной звездной величины.

Aa1 (δ Ori Aa1), главный компонент Минтаки, яркого гиганта O-типа; (α Car), яркий гигант F-типа, Канопус, также иногда классифицируется как сверхгигант.

Красные гиганты

В пределах любого класса гигантской светимости более холодные звезды спектрального класса K, M, S и C (а иногда и некоторые звезды G-типа [10] ) называются красными гигантами. Красные гиганты включают звезды в несколько различных этапов эволюции своей жизни: ветка красного гиганта (RGB); красный горизонтальная ветвь или же красный комок; то асимптотическая ветвь гигантов (AGB), хотя звезды AGB часто бывают достаточно большими и достаточно яркими, чтобы их можно было классифицировать как сверхгиганты; а иногда и другие большие холодные звезды, такие как звезды, сразу же после AGB. Звезды RGB на сегодняшний день являются наиболее распространенным типом гигантских звезд из-за их умеренной массы, относительно долгой стабильной жизни и светимости. Они представляют собой наиболее очевидную группу звезд после главной последовательности на большинстве диаграмм HR, хотя белые карлики более многочисленны, но гораздо менее ярки.

Желтые гиганты

Гигантские звезды с промежуточными температурами (спектральный класс G, F и, по крайней мере, некоторый A) называются желтыми гигантами. Их гораздо меньше, чем красных гигантов, отчасти потому, что они образуются только из звезд с несколько большей массой, а отчасти потому, что они проводят меньше времени в этой фазе своей жизни. Однако они включают ряд важных классов переменных звезд. Желтые звезды высокой яркости обычно нестабильны, что приводит к полоса нестабильности на диаграмме HR, где большинство звезд являются пульсирующими переменными. Полоса нестабильности простирается от главной последовательности до сверхгигантских светимостей, но при светимостях гигантов существует несколько классов переменных звезд:

- пульсирующие звезды класса A (иногда F) с горизонтальной ветвью с периодами меньше суток и амплитудами меньшей величины; более яркие пульсирующие переменные, также известные как цефеиды типа II, с периодами 10–20 дней; еще более светящиеся, в основном сверхгиганты, с еще более длинными периодами; , редкие субгиганты или даже звезды главной последовательности.

Желтые гиганты могут быть звездами средней массы, впервые эволюционирующими в сторону ветви красных гигантов, или же они могут быть более развитыми звездами на горизонтальной ветви. Впервые эволюция в сторону ветви красных гигантов происходит очень быстро, тогда как звезды могут проводить гораздо больше времени на горизонтальной ветви. Звезды с горизонтальной ветвью, с более тяжелыми элементами и меньшей массой, более нестабильны.

(σ Octantis), гигант F-типа и переменная Delta Scuti; (α Aurigae Aa), гигант G-типа, одна из звезд, составляющих Капеллу.

Голубые (а иногда и белые) гиганты

Самые горячие гиганты спектральных классов O, B, а иногда и раннего A называются голубые гиганты. Иногда звезды A- и позднего B-типа называют белыми гигантами. [ Почему? ]

Голубые гиганты представляют собой очень разнородную группу, начиная от звезд большой массы и высокой светимости, просто покидающих главную последовательность, до звезд малой массы, звезды с горизонтальной ветвью. Звезды с более высокой массой покидают главную последовательность, чтобы стать голубыми гигантами, затем яркими синими гигантами, а затем голубыми сверхгигантами, прежде чем расшириться в красные сверхгиганты, хотя при очень высоких массах стадия гигантов настолько коротка и узка, что ее трудно отличить от синий сверхгигант.

Звезды с меньшей массой, горящие гелием в ядре, эволюционируют из красных гигантов вдоль горизонтальной ветви, а затем снова к асимптотическая ветвь гигантов, а в зависимости от массы и металличность они могут стать голубыми гигантами. Считается, что некоторые звезды post-AGB переживает опоздание тепловой импульс может стать своеобразным [ требуется разъяснение ] голубые гиганты.

Одним из интереснейших видов небесных тел, по праву, являются звезды гиганты и сверхгиганты. Поэтому давайте вместе разберёмся, что они собой представляют.

На самом деле, звезда гигант — это светило, которое имеет большой радиус и сильную светимость. Кстати, суммарная энергия излучения подобных объектов может быть 10-1000 солнечной. Также они имеют размер 10-100 радиусов Солнца.

Размер красного гиганта относительно Солнца

В действительности, некоторые названия светил ввёл астроном Эйнар Герцшпрунг при изучении их светимости. Между прочим, итогом его деятельности, наряду с Генри Расселом, стала диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Которая, безусловно, имеет важное значение в теории звёздной эволюции.

Герцшпрунг и Рассел

Прежде всего, звезды гиганты имеют светимость выше главной последовательности, а сверхгиганты по этому показателю преобладает над ними.
Потому как максимальное излучение находится на красной и инфракрасной спектральной области, их называют красными.

Как появляются звезды гиганты и сверхгиганты

Как известно, находясь на главной последовательности светило производит энергию благодаря реакциям, происходящим внутри ядра. То есть оно расходует водород. За счёт чего синтезируется гелий. Но он не участвует в термоядерных процессах.

А вот после того, как водородный запас иссякает, ядро сжимается и в ход идёт гелий. При его сгорании внешние слои, наоборот, расширяются. Следовательно, увеличивается температура и площадь излучаемой поверхности.

В результате светимость повышается. Однако высвобождение энергии становится меньше, и поверхность уменьшается. Как следствие, она охлаждается. Правда, дальнейшую судьбу решает масса звёздного тела.

UY Щита (Красный гипергигант)

Эволюция светил малой массы

Например, если массивность меньше 0,35 массы нашего Солнца, то эволюционировать в гигантское светило не сможет. Скорее всего, его ждёт стадия голубого, а затем белого карлика.

При условии, что звезда имеет среднюю массу, а весь водород сгорит, ядро сожмётся. После этого начнётся горение водорода возле ядра. Что позволит внешним слоям расшириться и остыть. Причем светимость несколько увеличится.

Собственно говоря, объект, прошедший стадию главной последовательности, в котором ещё не горит гелий, относится к классу звезды субгиганты.

Возможно, что у светила масса гелиевого ядра увеличится до предела Чандрассекара. В таком случае, оно резко уплотнится и уменьшится. Либо ядро выродится, либо расширятся внешние слои. При последнем сценарии также возрастёт пространство конвективной зоны, а вещество перемешается. В итоге, тело станет красным гигантом.

Звезда Пистолет (Синий гипергигант)

Светила средней массы

Разумеется, массивность играет важную роль в развитии небесных тел, в том числе и звёзд. К примеру, учёные выявили как продолжают свою жизнь объекты с различными значениями по этой характеристике.

С массой не более 0,4 солнечной, горение гелия не начинается. Тогда по окончании водорода внешняя оболочка сбрасывается. И образуется белый гелиевый карлик.
При массе больше 0,4 нашего Солнца в ядре вспыхивает гелий. В то же время внутреннее давление падает, светимость снижается и светило переходит на, так называемую, горизонтальную ветвь эволюции.
Когда масса несколько меньше 8 солнечных масс, а в ядре гелиевые ресурсы прекращаются, повышается углеродно-кислородное содержание. Далее ядро сжимается и вокруг запускается горение гелия. Причем перемешивание вещества приводит к росту размера и светимости. На этой стадии звёздный объект находится на асимптотической ветви с инертным центром. После чего он, спустя примерно миллион лет становится нестабильным, и формируется в углеродно-кислородный белый карлик.

Таким образом получается, что звезда прошедшая стадию красного гиганта называется белым карликом.

Большая масса

Что важно, при значениях больше 8 солнечных масс вслед за образованием углеродно-кислородного ядра в термоядерных реакциях начинает принимать участие и углерод. Между прочим, гелиевое сгорание запускается не вспышкой, а постепенно.

По данным учёных, в светилах с массивностью от 8 до 12 Солнца в дальнейшем возможно горение других, более тяжёлых элементов. Правда, в них железо ещё не горит.

Они проходят этапы эволюции по аналогии с представителями средних значений. Однако их светимость выше, а уцелевший белый карлик имеет другой состав. Если говорить точнее, он богат на кислород, магний и неон. В некоторых случаях может произойти взрыв сверхновой, но это очень редкое явление.

Арктур (Оранжевый гигант)

А вот при массе более 12 солнечных отмечается ещё более высокая светимость. Тогда их уже относят к сверхгигантам. В них синтез протекает с участием всё более тяжёлых элементов, вплоть до железа. Из-за чего образуется железное ядро, которое в последствии коллапсирует, то есть взрывается как сверхновая. В результате формируется нейтронная звезда или чёрная дыра.

Предел Шёнберга-Чандрасекара — максимальное значение ядерной массы, при котором в нём не происходят никакие ядерные реакции. Тогда оно не сможет поддерживать внешнюю оболочку.

Звезды гиганты, их названия и примеры

По данным астрономов, к гигантскому виду относят Арктур, Антарес, Поллукс и другие. Стоит отметить, что популярная звезда Альдебаран является сверхгигантом.

Например, гигантский красный представитель класса находится в созвездии Кита — это известная Мира. Или Тубан в созвездии Дракона, относящийся к белым светилам.
Конечно же, это не всё. На самом деле, их очень много и перечислять подряд, наверное, не имеет смысла.

Итак, мы узнали что собой представляют не только гигантские звезды, но и сверхгиганты.

Каждая яркая звезда это не просто красивая оболочка. Характеристика любой из них очень любопытная, а также раскрывает совокупность свойств, жизненный путь.

Более того, исследование отдельно взятого космического объекта или их групп играет важное значение для понимания того, как устроен наш мир.
За ней интересно наблюдать и изучать её особенности. Как много еще всего во Вселенной непостижимого и прекрасного!

Звёзды гиганты

Звезды гиганты говорят сами за себя и, соответственно, имеют существенно больший радиус и высокую светимость в отличие от тех звезд главной последовательности, которые имеют такую же температуру поверхности. Радиус звезд гигантов, как правило, находится в диапазоне от 10 до 100 солнечных радиусов, и обладают светимостью от 10 до 1000 светимостей Солнца. Температура звезд гигантов является относительно низкой в силу массы звезды, поскольку распределяется на всю звездную поверхность, и достигает порядка 5000 градусов.

Однако, также существуют и такие звезды, которые имеют в разы большую светимость, чем у звезд гигантов. Такие звезды принято называть сверхгиганты и гипергиганты.

В связи с тем, что данные звезды имеют очень огромные массы, продолжительность их жизни крайне мала и составляет от 30 до нескольких сотен миллионов лет. Сверхгиганты можно наблюдать, как правило, в областях активного звездообразования – рассеянных звездных скоплениях, рукавах спиральных галактик, а также в неправильных галактиках.

Среди звезд гигантов бывают красные гиганты.

Красный гигант

Красный гигант – звезда поздних спектральных классов, имеющая высокую светимость и протяженные оболочки. Наиболее известные красные гиганты – Арктур, Альдебаран, Гакрукс, Мира.

Они имеют относительно невысокую температуру излучающей поверхности, которая составляет порядка 3000 – 5000 градусов Кельвина. Радиус красных гигантов находится в пределах от 100 до 800 солнечных радиусов.Красные гиганты — звезды, что на поздних стадиях эволюции увеличиваются в 10—100 раз, становятся менее горячими на поверхности и медленно сбрасывают в окружающее пространство свои газовые оболочки.

Белый гигант

Кроме красных гигантов, также существуют и белые гиганты. Белый гигант – звезда главной последовательности, которая достаточно горячая и яркая. Иногда звезда белый гигант может комбинироваться с красным карликом. Такая комбинация звезд называется двойной или кратной и, как правило, состоит из звезд различных типов.

Сверхгиганты

Сверхгиганты — одни из самых массивных звезд. Массы сверхгигантов варьируют от 10 до 70 масс Солнца, светимости — от 30 000 вплоть до сотен тысяч солнечных. Радиусы могут сильно отличаться — от 30 до 500, а иногда и превышают 1000 солнечных, тогда их ещё можно называть гипергигантами.

Выделяют красные и голубые сверхгиганты. Относительно холодные поверхности красных сверхгигантов выделяют намного меньше энергии с единицы площади, чем горячие голубые сверхгиганты. Поэтому при одинаковой светимости красный сверхгигант всегда будет иметь больший размер, чем голубой.Крупные звезды покидают главную последовательность, когда в их ядре начинается горение углерода и кислорода, – они становятся красными сверхгигантами.Именно красные сверхгиганты обычно заканчивают жизненный путь светила и взрываются сверхновой. Газовая оболочка звезды дает начало новой туманности, а вырожденное ядро превращается в белого карлика. Антарес и Бетельгейзе – крупнейшие объекты из числа умирающих красных светил.

Бетельгейзе

В отличие от красных, доживающих долгую жизнь гигантов, голубые гиганты – это молодые и раскаленные звезды, превосходящие своей массой солнечную в 10-50 раз, а радиусом – в 20-25 раз. Их температура впечатляет – она составляет 20-50 тыс. градусов. Поверхность голубых сверхгигантов стремительно уменьшается из-за сжатия, при этом излучение внутренней энергии непрерывно растет и повышает температуру светила. Ярчайшая звезда созвездия Ориона – Ригель – отличный пример голубого сверхгиганта. Ее внушительная масса в 20 раз превышает Солнце, светимость выше в 130 тысяч раз.

Ригель

Гипергиганты незначительно превосходят сверхгигантов по размеру, но при этом превалируют в массе в десятки раз, а их яркость достигает от 500 тыс. до 5 млн. светимостей Солнца. Эти звезды имеют самую короткую жизнь, иногда она исчисляется сотнями тысяч лет. Таких ярких и мощных объектов в нашей Галактике найдено около 10.

Гипергигант на окраине скопления Вестерлунд 1-26 (W 26)

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.

Читайте также: