Единицы измерения
Большинство звёздных характеристик как правило выражается в СИ , но также используется и СГС (например, светимость выражается в эргах в секунду). Масса, светимость и радиус обычно даются в соотношении с нашим Солнцем:
Для обозначения расстояния до звёзд приняты такие единицы как световой год и парсек
Большие расстояния, такие как радиус гигантских звёзд или большая полуось двойных звёздных систем часто выражаются с использованием астрономической единицы (а. е. ) - среднее расстояние между Землёй и Солнцем (150 млн км ).
Физические характеристики
Массы подавляющего большинства современных звёзд лежат в пределах от 0,071 масс Солнца (75 масс Юпитера) до 100-150 масс Солнца , возможно, первые звёзды были ещё более массивными. Температура в недрах звёзд достигает 10-12 млн .
Расстояние
Существуют множество способов определить расстояние до звезды. Но наиболее точный и основой для всех остальных методов является метод измерения параллаксов звёзд. Первым измерил расстояние до звезды Веги российский астроном Василий Яковлевич Струве в 1837 году. Определение параллаксов с поверхности Земли позволяет измерить расстояния до 100 парсек , а со специальных астрометрических спутников, таких как Hipparcos , - до 1000 пк. Если звезда входит в состав звездного скопления, то мы не сильно ошибемся, если примем расстояние до звезды равным расстоянию до скопления. Если звезда принадлежит к классу цефеид , то расстояние можно найти из зависимости период пульсации - абсолютная звездная величина. В основном, для определения расстояния до далеких звёзд используется фотометрия .
Масса
Достоверно определить массу звезды можно, только если она является компонентом двойной звезды . В этом случае массу можно вычислить, используя обобщенный третий закон Кеплера . Но даже при этом оценка погрешности составляет от 20 % до 60 % и, в значительной степени, зависит от погрешности определения расстояния до звезды. Во всех прочих случаях приходится определять массу по косвенным признакам, например, зависимости светимости и массы звезды. .
Химический состав
Крайне важной характеристикой является ее химический состав, как с точки зрения звезды, так и с точки зрения наблюдателя. И хотя доля элементов тяжелее гелия исчисляется не более чем несколько процентов, но они играют важную роль в жизни звезды. Благодаря им ядерные реакции могут замедляться или ускорятся, а это отразиться как на яркости, звезды, так и на цвете, так и на продолжительности жизни. Так чем больше металличность массивной звезды, тем меньше будет остаток при взрыве сверхновой. Наблюдатель, зная химический состав звезды, может довольно уверенно сказать время образования звезды. Так как все те трагические изменения, происходящие со звездой на протяжении ее жизни, не касаются поверхности звезды. Это всегда так мало массивных и средне массивных звезд, и почти всегда для массивных звезд.
Строение звёзд
Возникновение и эволюция звёзд
Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов Кельвинов , начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга - Рассела , пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.
В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а внутрениие наоборот, сжимаются. И до поры до времени яркость звезды тоже понижается. Температура поверхности снижается - звезда становится красным гигантом . На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.
Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию . В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды , звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.
У звёзд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны , упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 280 трлн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.
Схема эволюции одиночных звёзд
|
малые массы 0.08M sun |
умеренные массы |
массивные звёзды |
||
0.5M sun | 3M sun | 8M sun | M * >10M sun
|
| |
|
горение водорода в ядре |
||||
| гелиевые бел. карлики |
вырожд. He ядро |
невырожд. He ядро |
||
| гелиевая вспышка | ||||
|
спокойное горение гелия в ядре |
||||
|
CO белый карлик |
вырожд. CO ядро | невырожд. CO ядро | ||
|
углеродная дет. |
горение углерода в ядре. CO в Fe | |||
|
горение углерода в ядре. C в O, Ne, Si, Fe, Ni.. |
||||
|
O,Ne,Mg… белый карлик или нейтронная звезда |
чёрная дыра |
|||
Схема эволюции одиночных звёзд. По В. А. Батурину и И. В. Мироновой
Продолжительность эволюции звёзд
Классификация звёзд
Звёзды классифицируют по светимости, массе, температуре поверхности, химическому составу, особенностям спектра (спектральному классу) и кратности.
Кратные звёзды
Звёздные системы могут быть одиночными и кратными: двойными, тройными и большей кратности. В случае если в систему входит более десяти звёзд то принято её называть звёздным скоплением . Двойные (кратные) звёзды очень распространены. По некоторым оценкам более 70% звёзд в галактике кратные . Так среди 32 ближайших к Земле звёзд 12 кратных из которых 10 двойных в том числе и самая яркая из визуально наблюдаемых звёзд Сириус . В окрестностях 20 парсек от Солнечной системы из более 3000 звёзд, около половины - двойные звёзды всех типов
Обозначения звёзд
В прекрасно иллюстрированной Уранометрии (Uranometria, ) немецкого астронома И. Байера ( -), где изображены созвездия и связанные с их названиями легендарные фигуры, звёзды были впервые обозначены буквами греческого алфавита приблизительно в порядке убывания их блеска: α - ярчайшая звезда созвездия, β - вторая по блеску, и т. д. Когда не хватало букв греческого алфавита, Байер использовал латинский . Полное обозначение звезды состояло из упомянутой буквы и латинского названия созвездия. Например, Сириус - ярчайшая звезда в созвездии Большого Пса (Canis Major), поэтому его обозначают как α Canis Majoris, или сокращённо α CMa; Алголь - вторая по яркости звезда в Персее обозначается как β Persei, или β Per. Байер, однако, не всегда следовал введенному им правилу, и в байеровских обозначениях есть большое количество исключений.
Реакции термоядерного синтеза в недрах звёзд
Реакции термоядерного синтеза элементов - основной источник энергии большинства звёзд.
Самые известные звёзды
| № | обозначение | название |
факты о звездах в космосе
Свет звезд, прежде чем мы его видим, проходит через толщу слоев атмосферы (воздуха), что преломляют свет звезды и выдают нам уже иную картину, которую мы наблюдаем, любуясь звездами. Звезды красиво мерцают и сияют. Когда на самом деле свет от звезды исходит всегда ровно, постоянным прямым свечением.
факты о звездах в космосе
В космосе астрономами зафиксировано большое количество двойных звезд. Так называют звезды, которые находятся близко друг от друга – одна большая звезда своим большим полем притяжения притягивает к себе наиболее меньшую звезду, и кажется, что звезды словно приклеены друг другу. Но, это лишь так выглядит, а на самом деле, если звезды соединятся вплотную, то произойдет мощный ядерный взрыв от столкновения, звезды просто взорвутся. Но, чего никогда не происходит. Какая-то причина и сила заставляет звезд держать некую дистанцию.
Но, к такому двойному соединению может присоединиться еще парочка звезд – из энергии, излучаемой этими телами может зародиться новая сияющая звездочка. Правда это событие случается в звездном мире крайне редко.
факты о звездах в космосе
Наше Солнце также в будущем станет таким карликом. Но что произойдет еще совсем не скоро, примерно, через сотню миллионов лет. Солнце вначале станет огромным, словно надуется как воздушный шар превращаясь в большой, а затем резко уменьшится в размерах, примерно до размеров Земли или Луны, и потухнет, превратившись в «белого карлика».
Как известно, нагреваемый металл сначала начинает светиться красным светом, потом желтым и, наконец, белым при увеличении температуры. Также и со звездами. Красные – самые холодные, а белые (или даже голубые!) – самые горячие.
Вновь вспыхнувшая звезда будет иметь цвет, соответствующий выделяемой в ее сердцевине энергии, а интенсивность этого выделения, в свою очередь, зависит от массы звезды. Значит, те звезды что холоднее, тем они более красны.
Тяжелые звезды – белые и горячие, а легкие, менее массивные – красные и холодные.
Когда мы смотрим на самую дальнюю звезду, мы смотрим на 4 миллиарда лет в прошлое. Свет от нее, путешествующий со скоростью почти в 300 000 км/секунду достигает нас только через много лет.
Черные дыры – противоположность белым карликам. Они появляются из слишком больших звезд, в отличи от карликов, которые рождаются из слишком маленьких. Золотая середина между белыми карликами и черными дырами – это так называемые нейтронные звезды. Они излучают очень большое количество света из-за огромной силы гравитации вокруг них.
Нейтронные звезды являются самыми сильными магнитами во Вселенной. Магнитное поле нейтронной звезды в миллион миллионов раз больше, чем магнитное поле Земли.
факты о звездах в космосе
Самая большая из обнаруженных учеными на сегодняшний день звезда в 100 раз превышает массу Солнца.
Астрономы считают, что предельная масса для звезды – 120 солнечных масс, крупнее во всей Вселенной быть не может.
Pistol – самая горячая звезда, которая вообще не охлаждается. Неизвестно как ей удается выдерживать столь сильную температуру и не взорваться. Кстати эта звезда создает специфический «солнечный ветер», схожий с нашим Северным сиянием.
Автомобилю, движущемуся скоростью 96 киллометров в час, потребовалось бы 48 миллионов лет, чтобы достичь ближайшей к нам звезды (после Солнца) Проксимы Центавра.
Каждый год в нашей галактике зарождаются не менее сорока новых звезд.
Видео: Сравнения самых больших звезд
факты о звездах в космосе
Другие материалы категории:
Самая старая женщина в мире раскрывает секреты своего долголетия
Чеснок в народной медицине: короткие заметки о чесноке
Короткие заметки о полезном растении – Одуванчик
8 интересных фактов о звездах: сколько звезд на небе и другое
> Звезды
Звезды – массивные газовые шары: история наблюдений, названия во Вселенной, классификация с фото, рождение звезды, развитие, двойные звезды, список самых ярких.
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 , а значит подчиняются тем же физическим законам.
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.
В современном мире насчитывается (среди них 12 относятся к зодиакальным). Самая яркая звезда получает обозначение «альфа», вторая – «бета», а третья – «гамма». И так продолжается до конца греческого алфавита. Есть звезды, которые отображают части тела. Например, ярчайшая звезда Ориона (Альфа Ориона) – «рука (подмышка) великана».
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.
Но звезд на небе невероятно много, поэтому для новых используют аббревиатуры, обозначающие звездный тип или каталог. К примеру, PSR J1302-6350 – пульсар (PSR), J – используется система координат «J2000», а последние две группы цифр – координаты с кодами широты и долготы.
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.
 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. |
 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.
|
 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. |
 Если говорить точнее, то понятие «двойная звезда» не отображает реальную картинку. На самом деле, перед нами звездная система, представленная двумя звездами, совершающими обороты вокруг общего центра масс. Многие совершают ошибку и принимают за двойную звезду два объекта, которые кажутся расположенными близко при наблюдении невооруженным глазом. 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.
Эволюция протозвездных облаков
Астроном Дмитрий Вибе об актуализме, молекулярных облаках и рождении звезды:
Рождение звезд
Астроном Дмитрий Вибе о протозвездах, открытии спектроскопии и гравотурбулентной модели звездообразования:
Вспышки на молодых звездах
Астроном Дмитрий Вибе о сверхновых, типах молодых звезд и вспышке в созвездии Ориона:
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.
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.
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 . Если ядро больше 3-х солнечных масс, то ничто не удержит ее от разрушения и трансформации в .
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.
Термоядерные реакции и компактные объекты
Астрофизик Валерий Сулейманов о моделировании атмосфер, «большом споре» в астрономии и слиянии нейтронных звезд:
Астрофизик Сергей Попов о расстоянии до звезд, образовании черных дыр и парадоксе Ольберса:
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 многократные.
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.
Релятивистские двойные звезды
Астрофизик Сергей Попов об измерении массы звезды, черных дырах и ультрамощных источниках:
Свойства двойных звезд
Астрофизик Сергей Попов о планетарных туманностях, белых гелиевых карликах и гравитационных волнах:
Характеристика звезд
Яркость
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 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 достигает -1.46). Ниже можете изучить список самых ярких звезд на небе с позиции наблюдателя Земли.
Список самых ярких звезд видимых с Земли
| № | Название | Расстояние, св. лет | Видимая величина | Абсолютная величина | Спектральный класс | Небесное полушарие |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 0 | 0,0000158 | −26,72 | 4,8 | G2V | ||
| 1 | 8,6 | −1,46 | 1,4 | A1Vm | Южное | |
| 2 | 310 | −0,72 | −5,53 | A9II | Южное | |
| 3 | 4,3 | −0,27 | 4,06 | G2V+K1V | Южное | |
| 4 | 34 | −0,04 | −0,3 | K1.5IIIp | Северное | |
| 5 | 25 | 0,03 (перем) | 0,6 | A0Va | Северное | |
| 6 | 41 | 0,08 | −0,5 | G6III + G2III | Северное | |
| 7 | ~870 | 0,12 (перем) | −7 | B8Iae | Южное | |
| 8 | 11,4 | 0,38 | 2,6 | F5IV-V | Северное | |
| 9 | 69 | 0,46 | −1,3 | B3Vnp | Южное | |
| 10 | ~530 | 0,50 (перем) | −5,14 | M2Iab | Северное | |
| 11 | ~400 | 0,61 (перем) | −4,4 | B1III | Южное | |
| 12 | 16 | 0,77 | 2,3 | A7Vn | Северное | |
| 13 | ~330 | 0,79 | −4,6 | B0.5Iv + B1Vn | Южное | |
| 14 | 60 | 0,85 (перем) | −0,3 | K5III | Северное | |
| 15 | ~610 | 0,96 (перем) | −5,2 | M1.5Iab | Южное | |
| 16 | 250 | 0,98 (перем) | −3,2 | B1V | Южное | |
| 17 | 40 | 1,14 | 0,7 | K0IIIb | Северное | |
| 18 | 22 | 1,16 | 2,0 | A3Va | Южное | |
| 19 | ~290 | 1,25 (перем) | −4,7 | B0.5III | Южное | |
| 20 | ~1550 | 1,25 | −7,2 | A2Ia | Северное | |
| 21 | 69 | 1,35 | −0,3 | B7Vn | Северное | |
| 22 | ~400 | 1,50 | −4,8 | B2II | Южное | |
| 23 | 49 | 1,57 | 0,5 | A1V + A2V | Северное | |
| 24 | 120 | 1,63 (перем) | −1,2 | M3.5III | Южное | |
| 25 | 330 | 1,63 (перем) | −3,5 | B1.5IV | Южное |
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.
Цвет
Вы могли заметить, что звезды отличаются по цвету, который, на самом деле, зависит от поверхностной температуры.
| Класс | Температура,K | Истинный цвет | Видимый цвет | Основные признаки |
|---|---|---|---|---|
| O | 30 000-60 000 | голубой | голубой | Слабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизованных Si, C, N. |
| B | 10 000-30 000 | бело-голубой | бело-голубой и белый | Линии поглощения гелия и водорода. Слабые линии H и К Ca II. |
| A | 7500-10 000 | белый | белый | Сильная бальмеровская серия, линии H и К Ca II усиливаются к классу F. Также ближе к классу F начинают появляться линии металлов |
| F | 6000-7500 | жёлто-белый | белый | Сильны Линии H и К Ca II, линии металлов. Линии водорода начинают ослабевать. Появляется линия Ca I. Появляется и усиливается полоса G, образованная линиями Fe, Ca и Ti. |
| G | 5000-6000 | жёлтый | жёлтый | Линии H и К Ca II интенсивны. Линия Ca I и многочисленные линии металлов. Линии водорода продолжают слабеть, Появляются полосы молекул CH и CN. |
| K | 3500-5000 | оранжевый | желтовато-оранжевый | Линии металлов и полоса G интенсивны. Линии водорода почти не заметно. Появляется полосы поглощения TiO. |
| M | 2000-3500 | красный | оранжево-красный | Интенсивны полосы TiO и других молекул. Полоса G слабеет. Все ещё заметны линии металлов. |
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.
Поверхностная температура
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 влияет масса, яркость и цвет.
Размер
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
Масса
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.
Издревле человек стремился постичь неизведанное, устремляя свой взгляд на ночное небо, на котором буквально рассыпаны миллионы звезд. Ученые всегда уделяли серьезное внимание изучению космоса и теперь они имеют возможность, с помощью мощнейшего научного оборудования не только рассматривать его, но и делать уникальные фотографии. Предлагаю вам насладиться удивительными фотографиями космоса, которые были сделаны ими совсем недавно и узнать немного интересных фактов.
Прекрасная тройная туманность NGC 6514 в созвездии Стрельца. Название туманности предложено Уильямом Гершелем и означает «разделенная на три лепестка». Точное расстояние до нее неизвестно, но по различным оценкам составляет от 2 до 9 тысяч световых лет. NGC 6514 состоит сразу из трех основных типов туманностей - эмиссионной (розоватый цвет), отражающей (голубой цвет) и поглощающей (чёрный цвет). (Фото Máximo Ruiz):
Космический Хобот слона
Туманность Хобот слона извивается вокруг эмиссионной туманности и молодого звездного скопления в комплексе IC 1396 в созвездии Цефея. Длина космического слоновьего хобота составляет более 20 световых лет. Эти темные облака, похожие на усы, содержат материал для образования новых звезд и скрывают протозвезды - звезды на завершающем этапе своего формирования - за слоями космической пыли. (Фото Juan Lozano de Haro):
Мир-кольцо
Объект Хога - странная кольцеобразная галактика в созвездии Змеи, названная в честь открывателя.Расстояние до Земли составляет около 600 млн световых лет. В центре галактики находится скопление из относительно старых звезд желтого цвета. Оно окружено практически правильным кольцом из звезд более молодых, имеющих голубой оттенок. Диаметр галактики - около 100 тыс. световых лет. Среди гипотез о происхождении рассматриваются столкновение галактик, произошедшее несколько миллиардов лет тому назад. (Фото R. Lucas (STScI | AURA), Hubble Heritage Team, NASA):
Луна над Андромедой
Большая спиральная галактика Туманность Андромеды, находится всего в 2.5 млн световых лет от нас и является самой близкой к нашему Млечному Пути спиральной галактикой. Ее можно увидеть невооруженным глазом как небольшое размытое пятнышко на небе. Эта составная фотография позволяет сравнить угловой размер Туманности Андромеды и Луны. (Фото Adam Block and Tim Puckett):
Постоянно меняющаяся поверхность Ио
Спутник Юпитера Ио - самый вулканически активный объект в Солнечной системе. Его поверхность постоянно меняется из-за новых потоков лавы. Эта фотография стороны спутника Ио, повернутой к Юпитеру, она составлена из снимков, сделанных в 1996 году космическим аппаратом НАСА Галилео. Отсутствие ударных кратеров объясняется тем, что вся поверхность Ио покрывается слоем вулканических отложений гораздо быстрее, чем возникают кратеры. Вероятной причиной вулканической активности является меняющиеся гравитационные приливы, вызывающиеся огромным Юпитером. (Фото Galileo Project, JPL, NASA):
Туманность Конус
Около туманности Конус можно наблюдать странные образования. Они возникают из-за взаимодействия межзвездной пыли со светом и газом, исходящих от молодых звезд. Голубое свечение вокруг звезды S Mon - это отражение излучения яркой звезды окружающей звездной пылью. Звезда S Mon находится в рассеянном звездном скоплении NGC 2264, расположенном на расстоянии 2 500 световых лет от Земли. (Фото Subaru Telescope (NAOJ) & DSS):
Спиральная галактика NGC 3370
Спиральная галактика NGC 3370 находится на расстоянии около 100 миллионов световых лет от нас в созвездии Льва. По размеру и структуре она близка к нашему Млечному Пути. (Фото NASA, ESA, Hubble Heritage (STScI | AURA):
Спиральная галактика M74
Эта спиральная галактика одна из фотогеничных. Она состоит из примерно 100 миллиардов звезд и находится на расстоянии около 32 млн световых лет от нас. Предположительно в этой галактике есть черная дыра промежуточной массы (то есть существенно больше звёздных масс, но меньше чёрных дыр в центре галактик). (Фото NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI | AURA) - ESA | Hubble Collaboration):
Туманность Лагуна
Это гигантское межзвездное облако и область H II в созвездии Стрельца. Находясь на расстоянии 5200 световых лет, туманность Лагуна одна из двух звездоформирующих туманностей слабо различимых невооружённым глазом в средних широтах Северного полушария. Недалеко от центра Лагуны находится яркая область «песочных часов» - результат турбулентного взаимодействия звездных ветров и мощного излучения. (Фото Ignacio Diaz Bobillo):
Светящаяся полоса в туманности Пеликан
Хорошо видимая на небе, светящаяся полоса IC 5067 является частью большой эмиссионной туманности Пеликан с характерной формой. Длина полосы - около 10 световых лет, она очерчивает голову и шею космического пеликана. Находится на расстоянии около 2 000 световых лет от нас. (Фото César Blanco González):
Грозовое облако
Этот красивый снимок был сделан на юге провинции Альберта в Канаде. Это удаляющееся дождевое облако, на его ближнем краю видны необычные выступы, характерные для вымеобразных облаков, а из дальнего края облака идет дождь. Также читайте статью «Редкие виды облаков». (Фото Alan Dyer):
Три яркие туманности в Стрельце
Туманность Лагуна M8 находится слева от центра картинки, M20 - цветную туманность справа. Третья туманность, NGC 6559, расположена чуть выше M8 и отделена от нее темной полосой звездной пыли. Все они находятся на расстоянии около 5 тысяч световых лет от нас. (Фото Tony Hallas):
Галактика NGC 5195: знак вопроса
Карликовая галактика NGC 5195 в созвездии Гончие Псы хорошо известна как маленький спутник спиральной галактики M51 - галактики Водоворот. Вместе они похожи на космический вопросительный знак, в котором NGC 5195 является точкой. Находится на расстоянии около 30 млн световых лет от Земли. (Фото Hubble Legacy Archive, NASA, ESA):
Удивительный расширяющийся краб
Эта крабовидная туманность, находящаяся от нас на расстоянии 6 500 световых лет в созвездии Тельца - остаток вспышки сверхновой, расширяющееся облако вещества, оставшегося после взрыва огромной звезды. В настоящее время размер туманности - около 10 световых лет, и она расширяется со скоростью примерно 1000 км/с. (Фото Adam Block, Mt. Lemmon SkyCenter, U. Arizona):
Переменная звезда RS Кормы
Это - одна из самых важных звезд на небе. Одна из причин- она случайно оказалась окружена ослепительной отражательной туманностью. Самая яркая звезда в центре - пульсирующая RS Кормы. Она почти в 10 раз более массивна, чем Солнце, в 200 раз больше, а ее яркость в среднем в 15 000 раз больше солнечной, причем RS Кормы меняет яркость почти в пять раз каждые 41,4 дней. RS Кормы находится на расстоянии около четверти пути между Солнцем и центром Млечного Пути, на расстоянии 6 500 св. лет от Земли. (Фото Hubble Legacy Archive, NASA, ESA):
Планета-океан Глизе 1214b
Экзопланета (сверхземля) в созвездии Змееносца. Первая обнаруженная планета-океан, она обращается вокруг тусклого красного карлика GJ 1214. Планета находится достаточно близко к Земле (13 парсек или примерно 40 световых лет), и поскольку проходит транзитом по диску своей звезды, ее атмосфера может быть подробно изучена с помощью текущих технологий. Один год на планете длится 36 часов.
Атмосфера планеты состоит из густого водяного пара с небольшой примесью гелия и водорода. Однако учитывая высокую температуру на поверхности планеты (около 200 градусов Цельсия), ученые считают, что вода на планете находится в таких экзотических состояниях как «горячий лёд» и «супержидкая вода», которые не встречаются на Земле.
Возраст планетной системы оценивается в несколько миллиардов лет. Масса планеты составляет примерно 6,55 масс Земли, в то же время диаметр планеты превышает земной более чем в 2,5 раза. На этой картинке показано, как художник представляет себе прохождение сверхземли Глизе 1214b по диску своей звезды. (Фото ESO, L. Calçada):
Звездная пыль в Южной Короне
Здесь видны облака космической пыли, которые находятся на звездном поле около границы созвездия Южной Короны. Они находятся на расстоянии менее 500 световых лет от нас и блокируют свет от более далеких звезд галактики Млечный Путь. В самом центре снимка расположились несколько отражательных туманностей. (Фото Ignacio Diaz Bobillo):
Скопление галактик Abell 1689
Abell 1689 - скопление галактик в созвездии Девы. Это одно из наиболее больших и самое массивное из известных скоплений галактик, является гравитационной линзой, искажая свет галактик, находящихся за ним. Само скопление расположено на расстоянии 2.2 миллиарда световых лет (670 мегапарсек) от Земли.(Фото NASA, ESA, Hubble Heritage):
Плеяды
Рассеянное скопление в созвездии Тельца, иногда именуемое «Семь сестер»; одно из ближайших к Земле и одно из наиболее заметных для невооружённого глаза звездных скоплений. Пожалуй, это самое известное звездное скопление на небе. Звездное скопление Плеяд имеет около 12 световых лет в диаметре и содержит около 1 000 звезд. Общая масса звезд скопления оценивается в примерно 800 масс нашего Солнца. (Фото Roberto Colombari):
Туманность Креветка
У югу от от Антареса, в хвосте богатого туманностями созвездия Скорпиона, находится эмиссионная туманность IC 4628. Горячие массивные звезды, возраст которых всего лишь несколько миллионов лет, освещают туманность невидимым ультрафиолетовым светом. Астрономы называют это космическое облако туманностью Креветка. (Фото ESO):
Несмотря на разницу в размерах, в начале своего развития все эти звезды имели похожий состав.
То, из чего состоят звезды, полностью определяет их характер и судьбу - начиная от цвета и яркости, заканчивая сроком жизни. Более того, на составе звезды завязан весь процесс ее образования, равно как и формирования ее - и нашей Солнечной системы в том числе.
Любая звезда в начале своего жизненного пути - будь то монструозные гиганты вроде или желтые карлики как наше - состоит приблизительно из равной пропорции одних и тех же веществ. Это 73% водорода, 25% гелия и еще 2% атомов дополнительных тяжелых веществ. Почти таким же был состав Вселенной после , за исключением 2% тяжелых элементов. Они образовались после взрывов первых во Вселенной звезд, чьи размеры превышали размах современных галактик.
Однако почему тогда звезды такие разные? Секрет кроется в тех самых «дополнительных» 2 процентах звездного состава. Это не единственный фактор - очевидно, что достаточно большую роль играет масса звезды. Именно определяет судьбу светила - сгорит оно за пару сотен миллионов лет, подобно , или же будет светить миллиардами лет, как Солнце. Однако дополнительные вещества в составе звезды могут перебить все другие условия.
Состав звезды SDSS J102915 +172927 идентичен составу первых звезд, возникших после Большого взрыва.
Вглубь звезды
Но как такая ничтожная часть состава звезды может серьезно изменить ее функционирование? Для человека, в среднем состоящего на 70% из воды, потеря 2% жидкости не страшна - это всего лишь ощущается как сильная жажда и не приводит к необратимым изменениям в организме. Но Вселенная очень чуткая даже к самым малым переменам - будь 50-я часть состава нашего Солнца хоть капельку иной, жизнь в могла и не образоваться.
Как это работает? Для начала вспомним одно из главных последствий гравитационных взаимодействий, упоминаемое повсеместно в астрономии - тяжелое стремится к центру. Любая планета служит этого принципа: самые тяжелые элементы, вроде железа, располагаются в ядре, когда более легкие - снаружи.
То же самое происходит во время образования звезды из рассеянного вещества. В условном стандарте строения звезды гелий образует ядро светила, а из водорода собирается окружающая оболочка. Когда масса гелия переваливает за критическую точку, гравитационные силы сжимают ядро с такой силой, что в прослойках между гелием и водородом в ядре начинается .
Именно тогда звезда и зажигается - еще совсем молодая, окутанная водородными облаками, которые со временем улягутся на ее поверхности. Свечение играет важную роль в существовании звезды - именно , пытающиеся вырваться из ядра после термоядерной реакции, удерживают светило от моментального сжатия в или . Также имеет силу обычная конвекция, перемещение вещества под воздействием температуры - ионизированные накалом у ядра, атомы водорода поднимаются в верхние слои звезды, перемешивая тем самым материю в нем.
Так все же, при чем тут 2% тяжелых веществ в составе звезды? Дело в том, что любой элемент тяжелее гелия - будь то углерод, кислород или металлы - неминуемо окажется в самом центре ядра. Они опускают планку массы, по достижению которой зажигается термоядерная реакция - и чем тяжелее вещества в центре, тем быстрее зажигается ядро. Однако при этом оно будет излучать меньше энергии - размеры эпицентра горения водорода будут скромнее, чем если бы ядро звезды состояло из чистого гелия.
Солнцу повезло?
Итак, 4 с половиной миллиарда лет назад, когда Солнце только стало полноценной звездой, оно состояло из того же материала, что и вся - трех четвертей водорода, одной четверти гелия, и пятидесятой части примесей металлов. Благодаря особой конфигурации этих добавок, энергия Солнца стала подходящей для наличия жизни в его системе.
Под металлами не подразумевается только никель, железо или золото - астрономы называют металлами все, что отличается от водорода и гелия. Туманность, из которой по теории сформировалось , была сильно металлизирована - она состояла из остатков сверхновых звезд, которые стали источником тяжелых элементов во Вселенной. Звезды, чьи условия зарождения были схожи с Солнечными, называются звездами населения I. Такие светила составляют большую часть нашей .
Мы уже знаем, что благодаря 2% металлов в содержании Солнца оно горит медленнее - это обеспечивает не только долгую «жизнь» звезде, но и равномерную подачу энергии - важные для зарождения жизни на критерии. Кроме того, раннее начало термоядерной реакции поспособствовало тому, что не все тяжелые вещества были поглощены младенцем-Солнцем - в итоге сумели зародиться и полностью сформироваться существующие нынче планеты.
К слову, Солнце могло гореть немногим тусклее - пусть и маленькую, но все же значимую часть металлов забрали у Солнца газовые гиганты. В первую очередь стоит выделить , немало изменивший в Солнечной системе. Влияние планет на состав звезд было доказано в процессе наблюдений за тройной звездной системой . Там есть две звезды, похожие на Солнце, и возле одной из них нашли газовый гигант, масса которого минимум в 1,6 раза больше Юпитера. Металлизация этой звезды оказалась существенно ниже ее соседки.
Старение звезды и изменение состава
Однако время не стоит на месте - и термоядерные реакции внутри звезд постепенно изменяют их состав. Главной и самой простой реакцией синтеза, который протекает в большинстве звезд во Вселенной, и в нашем Солнце в том числе, является протон-протонный цикл. В нем четыре атома водорода сливаются воедино, образуя в итоге один атом гелия и очень большой выход энергии - до 98% общей энергии звезды. Такой процесс называется еще «горением» водорода: в Солнце «сгорает» до 4 миллионов тонн водорода ежесекундно.
Как меняется состав звезды в процессе ? Это мы можем понять того, что мы уже узнали о звездах в статье. Рассмотрим на примере нашего Солнца: количество гелия в ядре будет увеличиваться; соответственно, будет расти объем ядра звезды. Из-за этого увеличится площадь термоядерной реакции, а вместе с ней - интенсивность свечения и температура Солнца. Через 1 миллиард лет (в возрасте 5,6 млрд лет) энергия звезды вырастет на 10%. В возрасте 8 миллиардов лет (через 3 млрд лет от сегодняшнего дня) солнечное излучение составит 140% от современного - условия на Земле к тому времени поменяются настолько, что она в точности будет напоминать .
Рост интенсивности протон-протонной реакции сильно отразится на составе звезды - водород, мало затронутый с момента рождения, станет сгорать куда быстрее. Нарушится баланс между оболочкой Солнца и его ядром - водородная оболочка станет расширяться, а гелиевое ядро, наоборот, сужаться. В возрасте 11 миллиардов лет сила излучения из ядра звезды станет слабее сжимающей его гравитации - греть ядро теперь станет именно растущее сжатие.
Существенные изменения в составе звезды произойдут еще через миллиард лет, когда температура и сжатие ядра Солнца вырастет настолько, что запустится следующая стадия термоядерной реакции - «горение» гелия. В итоге реакции, атомные ядра гелия сначала сбиваются вместе, превращаясь в нестабильную форму бериллия, а затем в углерод и кислород. Сила этой реакции невероятно велика - когда будут зажигаться нетронутые островки гелия, Солнце будет вспыхивать до 5200 раз ярче, чем сегодня!
Во время этих процессов ядро Солнца будет продолжать накаляться, а оболочка расширится до границ орбиты Земли и значительно остынет - ибо чем больше площадь излучения, тем больше энергии теряет тело. Пострадает и масса светила: потоки звездного ветра будут уносить остатки гелия, водорода и новообразованных углерода с кислородом в далекий космос. Так наше Солнце превратится в . Полностью завершится развитие светила тогда, когда оболочка звезды окончательно истощится, и останется только плотное, горячее и маленькое ядро - . Оно медленно будет остывать миллиардами лет.
Эволюция состава звезд, отличных от Солнца
На этапе возгорания гелия термоядерные процессы в звезде размеров Солнца заканчиваются. Массы небольших звезд недостаточно для возгорания новообразованных углерода и кислорода - светило должно быть минимум в 5 раз массивнее Солнца, чтобы углерод начал ядерное преобразование.