Какие звезды самые горячие кратко
Обновлено: 30.06.2024
В начале 20 века Гарвардской обсерваторией США была разработана
классификация эвёздных спектров, принимаемая и поныне.
Классы звёзд обозначаются буквами, подклассы - цифрами от 0 до 9.
Последовательность спектральных классов соответствует падению
температуры звёзд. Выглядит так:
___________C_____R
___________/_____/
O - B - A - F - G - K - M
___________\_____\
___________S ____N
В классе О самые горячие звёзды Т ~ 40000 гр. К. Бета, лямбда, эпсилон Ориона.
Класс В голубовато-белые Т > 10000 гр. К. Звезда Спика созвездия Девы.
Класс А - белого цвета Т = 10000 . 7500 гр. К. Вега из Лиры, Сириус из Большого Пса.
Класс F - желтовато-белые Т = 7500 . 6050 гр. К. Канопус из созвездия Киля, Процион из Малого Пса.
Класс G - желтые. Т ~ 5500 гр. К. Солнце, альфа Центавра, Капелла - альфа Возничего.
Класс К -красно-оранжевые. Т ~ 4100 гр. К. Арктур - альфа Волопаса.
Класс М - красного цвета. Т ~ 2800 гр. К. Бетельгейзе из Ориона, Антарес - альфа Скорпиона.
Вещество нашей Вселенной структурно организовано и образует большое многообразие феноменов различного масштаба с весьма сильно разнящимися физическими свойствами. Одно из важнейших таких свойств – температура. Зная этот показатель и используя теоретические модели, можно судить о многих характеристиках того или иного тела – о его состоянии, строении, возрасте.
Разброс значений температуры у различных наблюдаемых компонентов Вселенной весьма велик. Так, самая низкая величина ее в природе зафиксирована для туманности Бумеранг и составляет всего 1 K. А каковы самые высокие температуры во Вселенной, известные на сегодняшний день, и о каких особенностях различных объектов свидетельствуют? Для начала посмотрим, как же ученые определяют температуру удаленных космических тел.
Спектры и температура
Всю информацию о далеких звездах, туманностях, галактиках ученые получают, исследуя их излучение. По тому, на какой частотный диапазон спектра приходится максимум излучения, определяется температура как показатель средней кинетической энергии, которой обладают частицы тела, – ведь частота излучения связана прямой зависимостью с энергией. Так что самая высокая температура во Вселенной должна отражать, соответственно, и наибольшую энергию.
Спектральные классы звезд
На основе спектральных особенностей, включая цвет, была разработана так называемая Гарвардская классификация звезд. Она включает семь основных классов, обозначаемых буквами O, B, A, F, G, K, M и несколько дополнительных. Гарвардская классификация отражает поверхностную температуру звезд. Солнце, фотосфера которого разогрета до 5780 K, относится к классу желтых звезд G2. Наиболее горячи голубые звезды класса O, самые холодные – красные – принадлежат классу M.
Гарвардскую классификацию дополняет Йеркская, или классификация Моргана-Кинана-Келлман (МКК – по фамилиям разработчиков), подразделяющая звезды на восемь классов светимости от 0 до VII, тесно связанных с массой светила – от гипергигантов до белых карликов. Наше Солнце – карлик класса V.
Примененные совместно, в качестве осей, по которым отложены значения цвет – температура и абсолютная величина – светимость (свидетельствующая о массе), они дали возможность построить график, широко известный как диаграмма Герцшпрунга-Рассела, на котором отражены главные характеристики звезд в их взаимосвязи.
Самые горячие звезды
Из диаграммы явствует, что наиболее горячими являются голубые гиганты, сверхгиганты и гипергиганты. Это чрезвычайно массивные, яркие и короткоживущие звезды. Термоядерные реакции в их недрах протекают очень интенсивно, порождая чудовищную светимость и высочайшие температуры. Такие звезды относятся к классам B и O либо к особому классу W (отличается широкими эмиссионными линиями в спектре).
Однако фотосферы звезд, как бы сильно разогреты они ни были, не дадут нам представления о самой высокой температуре во Вселенной. В поисках более жарких областей нужно заглянуть в недра звезд.
Термоядерные топки космоса
В ядрах массивных звезд, стиснутых колоссальным давлением, развиваются действительно высокие температуры, достаточные для нуклеосинтеза элементов вплоть до железа и никеля. Так, расчеты для голубых гигантов, сверхгигантов и очень редких гипергигантов дают для этого параметра к концу жизни звезды порядок величины 109 K – миллиард градусов.
Строение и эволюция подобных объектов пока еще недостаточно хорошо изучены, соответственно и модели их еще далеко не полны. Ясно, однако, что очень горячими ядрами должны обладать все звезды больших масс, к каким бы спектральным классам они ни принадлежали, – например, красные сверхгиганты. Несмотря на несомненные различия в процессах, протекающих в недрах звезд, ключевым параметром, определяющим температуру ядра, является масса.
Звездные остатки
От массы в общем случае зависит и судьба звезды – то, как она окончит свой жизненный путь. Маломассивные звезды типа Солнца, исчерпав запас водорода, теряют внешние слои, после чего от светила остается вырожденное ядро, в котором уже не может идти термоядерный синтез, – белый карлик. Наружный тонкий слой молодого белого карлика обычно имеет температуру до 200 000 K, а глубже располагается изотермическое ядро, нагретое до десятков миллионов градусов. Дальнейшая эволюция карлика заключается к его постепенному остыванию.
Гигантские звезды ждет иная судьба – взрыв сверхновой, сопровождающийся повышением температуры уже до значений порядка 1011 K. В ходе взрыва становится возможен нуклеосинтез тяжелых элементов. Одним из результатов подобного феномена является нейтронная звезда – очень компактный, сверхплотный, со сложной структурой остаток погибшей звезды. При рождении он столь же горяч – до сотен миллиардов градусов, однако стремительно остывает за счет интенсивного излучения нейтрино. Но, как мы увидим далее, даже новорожденная нейтронная звезда – не то место, где температура – самая высокая во Вселенной.
Далекие экзотические объекты
Существует класс космических объектов, достаточно удаленных (а значит, и древних), характеризующихся совершенно экстремальными температурами. Это квазары. По современным воззрениям, квазар представляет собой сверхмассивную черную дыру, обладающую мощным аккреционным диском, образуемым падающим на нее по спирали веществом – газом или, точнее, плазмой. Собственно, это активное галактическое ядро в стадии формирования.
Скорость движения плазмы в диске настолько велика, что вследствие трения она разогревается до сверхвысоких температур. Магнитные поля собирают излучение и часть вещества диска в два полярных пучка – джета, выбрасываемых квазаром в пространство. Это чрезвычайно высокоэнергетический процесс. Светимость квазара в среднем на шесть порядков выше светимости самой мощной звезды R136a1.
Жарче всех
Следует иметь в виду, что квазар 3С 273 мы видим таким, каким он был около 2,5 миллиарда лет назад. Так что, учитывая, что, чем дальше мы заглядываем в космос, тем более отдаленные эпохи прошлого наблюдаем, в поисках самого горячего объекта мы вправе окинуть взглядом Вселенную не только в пространстве, но и во времени.
Если вернуться к самому моменту ее рождения — приблизительно 13,77 миллиарда лет назад, наблюдать который невозможно, — мы обнаружим совершенно экзотическую Вселенную, при описании которой космология подходит к пределу своих теоретических возможностей, связанному с границами применимости современных физических теорий.
Описание Вселенной становится возможным, начиная с возраста, соответствующего планковскому времени 10-43 секунд. Самый горячий объект в эту эпоху – сама наша Вселенная, с планковской температурой 1,4×1032 K. И это, согласно современной модели ее рождения и эволюции, максимальная температура во Вселенной из всех когда-либо достигавшихся и возможных.
Эта заметка — справочник по десяти самым ярким звёздам на ночном небе и некоторым сопутствующим объектам, упорядоченным по их относительному расположению на небесной сфере.
1. Ригель
RA: 05h 14m 32s, Dec: −08°12′06″, mag 0.13 m
Созвездие Ориона: Ригель (снизу) и Бетельгейзе (сверху слева). Фото — Akira Fujii.
, или — самая яркая в созвездии Ориона и седьмая по яркости звезда на ночном небе на расстоянии 860 световых лет. На небе выглядит как голубой сверхгигант спектрального класса B, но в небольшой телескоп или бинокль можно различить его парную компоненту. Предполагают, что система является четверной, или, как минимум — тройной. Главная звезда, или Ригель A — сверхгигант с массой в 21 солнечную массу, а Ригель B (возможно, это две звезды Ba и Bb) и C — бело-голубые субкарлики главной звёздной последовательности с массой около двух солнечных. Кроме Ригеля, на этом участке неба и примерно на этом же расстоянии находится несколько ярких звёзд и туманностей. Все эти достопримечательности составляют созвездие Ориона с характерным абрисом, расположенное на небесном экваторе.
Пояс Гулда. Ось вращения Земли наклонена в нашу сторону, центр Галактики направлен от нас.
На масштабе в несколько сот световых лет она проявляется в том, что на небе виден пояс из ярких молодых звёзд и областей интенсивного звёздообразования, наклонённый под углом 20° к плоскости Млечного Пути. Солнце несколько смещено к одному из его краёв, а плоскость Солнечной системы наклонена по отношению к диску Галактики так, что к ближнему краю пояса обращено наше южное полушарие — поэтому на юге видимых ярких звёзд больше.
Созвездия Ориона и Скорпиона по отношению к Млечному Пути.
2. Бетельгейзе
RA: 05h 55m 10s Dec: +07°24′25″, mag +0.5 m
Зимний треугольник: Бетельгейзе, Сириус (внизу) и Процион. Hubble/ESA/Akira Fujii.
— звезда с переменной яркостью (видимая звёздная величина изменяется от 0 m до +1,6 m ) в созвездии Ориона (Альфа Ориона) на расстоянии около 700 световых лет. Она замыкает десятку самых ярких звёзд, и выделяется на небе рыжеватым оттенком, в отличие от горячих бело-голубых звёзд Ориона.
Это самая большая звезда из видимых невооружённым глазом: в Солнечной системе её радиус доходил бы где-то до орбиты Юпитера. Соответственно она стала первой звездой после Солнца, у которой в начале XX века начали измерять поперечные размеры, и вообще воспринимать звезду не только как точечный объект. Бетельгейзе — красный супергигант, находящийся на последней стадии эволюции, которая должна закончиться взрывом Сверхновой. Такое неизбежное событие ожидается на днях, то есть в следующие несколько тысяч или десятков тысяч лет. В новостях, включая российские, несколько раз встречалось утверждение, что взрыв звезды ожидается в ближайшую неделю. Вероятно, такие заметки получались в результате рерайтинга каких-то астрономических новостей и непонимания авторами заметок предмета. Пока что предсказать это событие, тем более с точностью до дня, нельзя. В окрестностях Солнечной системы есть ещё несколько звёзд-сверхгигантов, которые могут взорваться как сверхновые этого типа (Спика, Антарес, Ригель и др.), и в историческое время описано несколько таких взрывов.
3. Сириус
RA: 06h 45m 09s, Dec: −16°42′58″, mag −1.46 m
Сириус. Фото — Akira Fujii.
4. Процион
RA: 07h 39m 18s, Dec: +05°13′30″, mag +0.34 m
Зимний треугольник (справа внизу; Сириус — яркая звезда в правом нижнем углу). Справа — созвездие Ориона, в правом верхнем углу видны скопления Плеяд и Гиад. Яркий объект почти в центре — это Юпитер. Вид из Таганайского природного парка. Фото: И. Севостьянов.
— самая яркая звезда в созвездии Малого Пса (Canis Minor) и восьмая по яркости на ночном небе на расстоянии 11 световых лет. Звёздная система здесь также двойная, основной компонент относится к классу F5 — бело-жёлтый субгигант на почти завершающей стадии эволюции (перед стадией расширения и превращения в красного гиганта), а парный компонент — белый карлик, вряд ли различимый без сильного телескопа.
Оценка видимости объекта по временам года.
5. Ахернар
RA: 01h 37m 43s, Dec: −57°14′12″, mag +0.4 m
Ахернар (внизу). Туманность слева внизу — Большое Магелланово Облако. По левому краю также видны Канопус и Сириус, в левом верхнем углу созвездие Ориона. Фото — Akira Fujii.
— самая яркая звезда в созвездии Эридана на расстоянии 140 световых лет. Это бело-голубой гигант класса B, и самая горячая из десяти ярких звёзд с температурой поверхности 10 — 20 000 K, соответственно визуально наиболее голубая из них по цвету. Недавно установлено, что это двойная звезда, обладающая сравнительно небольшим спутником — звездой, в два раза более массивной, чем Солнце, и с периодом обращения системы около 14 лет.
Ахернар выделяется тем, что она очень быстро вращается вокруг своей оси: экваториальная скорость вращения составляет порядка 300 км/сек, поэтому звезда сильно сплюснута — её экваториальный диаметр в полтора раза больше полярного из-за центробежной силы (для сравнения: из-за вращения вокруг своей оси Земля сжата у полюсов примерно на 20 км, а сплюснутость Солнца всего 0,001 %). Как следствие, вещество звезды интенсивно выносится в околозвёздное пространство, и формирует оболочку из газа и плазмы, которая проявляется и в виде избыточного свечения в инфракрасном диапазоне.
6. Канопус
RA: 06h 23m 57s, Dec: −52°41′44″, mag: −0.74 m
Канопус (созвездие Киля). Снимок с МКС.
— вторая по яркости звезда ночного неба после Сириуса в южном созвездии Киля (Carina). Это жёлтая звезда-сверхгигант на поздней стадии эволюции (спектральный класс A9 или F0) с массой 8—9 масс Солнца на расстоянии 310 световых лет. Как и Ахернар, она расположена далеко на юге и из Европы видна только с широт южнее Афин и на юге Пиренейского и Анатолийского полуострова. Из-за прецессии земной оси несколько тысяч лет назад он находился ещё южнее, и предположительно не был виден из материковой Греции и Рима, но его можно было наблюдать из Египта.
Канопус использовался для морской навигации в южных широтах. Поскольку на месте южного небесного полюса нет звезды, аналогичной Полярной звезде в северном полушарии, для определения направления по сторонам света использовали несколько методов по ярким звёздам южного неба. Один из таких методов использует звёзды Канопус и Ахернар (Канопус, Ахернар и южный полюс мира составляют вершины равностороннего треугольника). Звезда даже использовалась с 1960-х годов в качестве реперной точки в космонавтике для определения ориентации космического корабля при помощи звёздных датчиков.
7. Альфа Центавра
RA: 14h 39m 35s, Dec: −60°50′15″, mag −0.27 m
Альфа и Бета Центавра. Красным кружком отмечена Проксима Центавра — ближайшая к Солнцу звезда. Небо вблизи Южного полюса мира.
Рядом с Альфа Центавра на небесной сфере находится также одна из ярких звёзд неба — , или , с видимой звёздной величиной +0,6 m . Это тоже тройная звёздная система, очень заметная на небе, но она формально не входит в десятку, занимая следующее место по яркости после Бетельгейзе и находится значительно дальше — на расстоянии 390 световых лет.
8. Арктур
RA: 14h 15m 40s, Dec: +19°10′56″, mag −0.05 m
Арктур (слева). Roger Ressmeyer/Corbis/VCG.
9. Капелла
RA: 05h 16m 41s, Dec: +45°59′53″, mag +0.08 m
Капелла (по центру сверху) и созвездие Возничего.
Это четверная звёздная система, состоящая из двух двойных звёзд с обозначениями Капелла Aa, Ab, H и L. Пара Aa, Ab — два жёлтых гиганта с массами в 2,5 массы Солнца, вращающиеся очень близко друг к другу, а пара H, L — красные карлики с массой примерно половину солнечной (спектральный класс M) на удалении от них. Из-за жёлто-красного цвета и значительной яркости утверждают, что звезду можно спутать на небе с Марсом, но она находится в совершенно другой области неба, сильно севернее плоскости движения Солнца и планет (эклиптики) и почти на уровне Большой Медведицы, куда Марс заведомо не зайдёт.
10. Вега
RA: 18h 36m 56s, Dec: +38°47′01″, mag +0.03 m
Летний треугольник: Вега (сверху слева), Денеб (возле левого края) и Альтаир (ниже центра).
Вега, (α Лебедя) и (α Орла) составляют (Летне-осенний треугольник). Как и Зимний треугольник, он лежит прямо на дуге Млечного Пути, но в этих окрестностях Млечный Путь выглядит живописнее. Это связано с тем, что на этой стороне неба направление в плоскости Млечного Пути указывает примерно на центр Галактики в южном созвездии Стрельца с плотным галактическим ядром и множеством звёзд, а на противоположной стороне неба, там, где Орион — в противоположную от центра сторону в менее заселённые районы. По этой же причине Млечный Путь лучше фотографировать и изучать из южного полушария, например, из Южной Европейской обсерватории в Чили или обсерватории на станции Скотта-Амундсена на Южном полюсе.
На этой обзорной карте небесной сферы можно увидеть все десять самых ярких звёзд, описанных здесь, разбросанных по всем 88 созвездиям.
Карта звёздного неба и самые яркие звёзды.
Звезда эта настолько агрессивная и недружелюбная, что своим жаром она испепеляет любое космическое тело, которое посмеет заглянуть в её окрестности, поэтому она одиночка – никакой планетарной системы у неё нет. Если бы такая звезда была вместо Солнца, то ни от одной бы известной нам планеты ничего бы не осталось. Агрессивное её поведение объясняется только одним: звезда уже не может удерживать сферическую форму, она как будто не хочет умирать – скоро ей, как и подобным другим объектам, предначертано погибнуть, взорвавшись, как сверхновая. По расчётам учёных, жить ей осталось всего 1500 лет – по космическим меркам это всего лишь секунды.
Когда звезда только-только сформировалась, её масса составляла примерно 40-60 масс Солнца. Её температура на данный момент оценивается в 200 000 – 250 000 С. Для сравнения температура Солнца: 5500 – 6000 С, Веги – 9500 С, Сириуса – 10 500 С, Пистолет – 20 000. Как мы видим, разница в температурах огромна. В чём же причина?
В недрах любой звезды температуры настолько высоки, что их трудно себе представить. Так, температура солнечного ядра составляет свыше 15 миллионов С! Но только в таких условиях могут происходить термоядерные реакции. Слияние двух атомов водорода приводит к образованию атома гелия, испусканию электрона и нескольких нейтрино, и всё это сопровождается выделением огромного количества энергии. Чаще всего в недрах звёзд и происходит водородно-гелиевый синтез, но он – не единственный, который может разогревать звёзды. При более высоких температурах в термоядерных реакциях могут участвовать литий, кислород или углерод. Если в реакциях они будут участвовать, то начинают образовываться ядра тяжёлых элементов, таких как сера, магний или фосфор. Они имеют более высокий заряд и с большей силой отталкиваются друг от друга. Для преодоления такого сопротивления нужно гораздо больше энергии.
Но если масса звезды выше определённого предела, тяжёлый термоядерный синтез может стать основным источником энергии даже после того, как весь водород будет истрачен – это звёзды типа Вольфа-Райе (название получено по именам открывателей-астрономов данного типа звёзд).
Звёзды типа Вольфа-Райе – это тяжёлые объекты с дефицитом водорода в конце своей жизни. Они являются очень редкими. Так, в Млечном Пути их не более 2 000, а общее количество звёзд в нашей галактике – от 200 до 400 миллиардов. Вместо водорода они горят за счёт синтеза углерода, кислорода или азота. Самые горячие звёзды – кислородные.
В спектре излучения звезды WR 102 особенно были выражены кислородные линии, именно благодаря кислороду она нагревается до таких высоких температур. Да! В ней очень много кислорода и почти нет водорода. Она в 380 000 раз ярче Солнца и в 36 раз горячее его. Несмотря на такую светимость, звезду не видно невооружённым глазом из-за слишком далёкого расстояния. Вы можете попробовать поискать её с помощью хорошего любительского телескопа (видимая звёздная величина 14,10).
Сброшенное ей вещество образовало плотную газовую оболочку – туманность, которая светится за счёт ультрафиолета, излучаемого звездой, и мощного звёздного ветра. Взрыв сверхновой будет сопровождаться сильным гамма-всплеском, но нам бояться не стоит: мы находимся слишком далеко, поэтому этот колоссальный выброс радиации не угрожает жизни на Земле. Всё, что останется после взрыва, - невероятно плотная и горячая нейтронная звезда. Взрыв отбросит от неё туманность. Она, в свою очередь, может под действием гравитации сжаться и образовать новую планетную систему, подобную нашей, Солнечной, ведь согласно гипотезе, все мы родились из атомов некогда умершей сверхновой звезды с интересным названием Коатликуэ. Элементы, оставшиеся после взрыва сверхновых, являются строительным материалом для планет и планетарных систем.
Читайте также: