Одиниці виміру
Більшість зоряних характеристик зазвичай виявляється у СІ , але використовується і СГС (наприклад, світність виявляється у ергах на секунду). Маса, світність та радіус зазвичай даються у співвідношенні з нашим Сонцем:
Для позначення відстані до зірок прийняті такі одиниці як світловий рік та парсек
Великі відстані, такі як радіус гігантських зірок або велика піввісь подвійних зоряних систем часто виражаються з використанням астрономічної одиниці (а. е.) – середня відстань між Землею та Сонцем (150 млн км).
Фізичні характеристики
Маси переважної більшості сучасних зірок лежать у межах від 0,071 мас Сонця (75 мас Юпітера) до 100-150 мас Сонця, можливо, перші зірки були ще масивнішими. Температура в надрах зірок досягає 10-12 млн. дол.
Відстань
Існує безліч способів визначити відстань до зірки. Але найбільш точний і основою для інших методів є метод вимірювання паралаксів зірок. Першим виміряв відстань до зірки Веги російський астроном Василь Якович Струве у 1837 році. Визначення паралаксів з поверхні Землі дозволяє виміряти відстані до 100 парсек, а зі спеціальних астрометричних супутників, таких як Hipparcos, - до 1000 пк. Якщо зірка входить до складу зоряного скупчення, то ми не сильно помилимося, якщо приймемо відстань до зірки рівною відстані до скупчення. Якщо зірка належить до класу цефеїд, то відстань можна знайти в залежності від періоду пульсації - абсолютна зоряна величина. В основному для визначення відстані до далеких зірок використовується фотометрія .
Маса
Достовірно визначити масу зірки можна тільки якщо вона є компонентом подвійної зірки . І тут масу можна обчислити, використовуючи узагальнений третій закон Кеплера . Але навіть при цьому оцінка похибки становить від 20 до 60% і, значною мірою, залежить від похибки визначення відстані до зірки. У всіх інших випадках доводиться визначати масу за непрямими ознаками, наприклад, залежність світності та маси зірки. .
Хімічний склад
Вкрай важливою характеристикою є її хімічний склад, як з погляду зірки, і з погляду спостерігача. І хоча частка елементів важче гелію обчислюється не більше ніж кілька відсотків, але вони відіграють важливу роль у житті зірки. Завдяки їм ядерні реакції можуть сповільнюватися або прискоряться, а це відобразиться як на яскравості, зірки, так і кольорі, так і на тривалості життя. Так чим більша металевість масивної зірки, тим менше буде залишок при вибуху наднової. Спостерігач, знаючи хімічний склад зірки, може досить впевнено сказати час утворення зірки. Оскільки всі ті трагічні зміни, що відбуваються із зіркою протягом її життя, не стосуються поверхні зірки. Це завжди так мало масивних та середньо масивних зірок, і майже завжди для масивних зірок.
Будова зірок
Виникнення та еволюція зірок
Зірка починає своє життя як холодну розріджену хмару міжзоряного газу, що стискується під дією власного тяжіння. При стисканні енергія гравітації перетворюється на тепло, і температура газової глобули зростає. Коли температура в ядрі досягає кількох мільйонів Кельвінів, починаються термоядерні реакції і стиск припиняється. У такому стані зірка перебуває більшу частину свого життя, перебуваючи на головній послідовності діаграми Герцшпрунга - Рассела, доки не закінчаться запаси палива в її ядрі. Коли в центрі зірки весь водень перетвориться на гелій, термоядерне горіння водню продовжується на периферії гелієвого ядра.
У цей час структура зірки починає помітно змінюватися. Її світність зростає, зовнішні шари розширюються, а внутрішнє, навпаки, стискаються. І до певного часу яскравість зірки теж знижується. Температура поверхні знижується - зірка стає червоним гігантом. На галузі гігантів зірка проводить значно менше часу, ніж на головній послідовності. Коли маса її ізотермічного ядра гелієвого стає значною, воно не витримує власної ваги і починає стискатися; Зростаюча при цьому температура стимулює термоядерне перетворення гелію на більш важкі елементи.
Переважна більшість зірок, і Сонце в тому числі, закінчують еволюцію, стискаючи доти, доки тиск вироджених електронів не врівноважить гравітацію. У цьому стані, коли розмір зірки зменшується в сотню разів, а щільність стає в мільйон разів вищою за щільність води, зірку називають білим карликом. Вона позбавлена джерел енергії і, поступово остигаючи, стає темною та невидимою.
У зірок масивніших, ніж Сонце, тиск вироджених електронів неспроможна стримати стиск ядра, і він триває до того часу, поки більшість частинок не перетвориться на нейтрони , упаковані настільки щільно, що розмір зірки вимірюється кілометрами, а щільність 280 трлн. разів перевищує щільність води. Такий об'єкт називають нейтронною зіркою; його рівновага підтримується тиском виродженої нейтронної речовини.
Схема еволюції одиночних зірок
|
малі маси 0.08M sun |
помірні маси |
масивні зірки |
||
0.5M sun | 3M sun | 8M sun | M * >10M sun |
| |
|
горіння водню в ядрі |
||||
| гелієві біл.карлики |
виродження. He ядро |
невироджений. He ядро |
||
| гелієвий спалах | ||||
|
спокійне горіння гелію в ядрі |
||||
|
CO білийкарлик |
виродження. CO ядро | невироджений. CO ядро | ||
|
вуглецева подітий. |
горіння вуглецю в ядрі. CO у Fe | |||
|
горіння вуглецю в ядрі. C в O, Ne, Si, Fe, Ni. |
||||
|
O,Ne,Mg… білийкарлик чи нейтронна зірка |
чорнадірка |
|||
Схема еволюції одиночних зірок. За В. А. Батуріном та І. В. Мироновою
Тривалість еволюції зірок
Класифікація зірок
Зірки класифікують за світністю, масою, температурою поверхні, хімічним складом, особливостями спектра (спектральним класом) та кратністю.
Кратні зірки
Зоряні системи можуть бути одиночними та кратними: подвійними, потрійними та більшою кратністю. Якщо в систему входить більше десяти зірок то прийнято її називати зоряним скупченням. Подвійні (кратні) зірки дуже поширені. За деякими оцінками понад 70% зірок у галактиці кратні. Так серед 32 найближчих до Землі зірок 12 кратних з яких 10 подвійних у тому числі і найяскравіша зі зірок Сіріус , що візуально спостерігаються . На околицях 20 парсек від Сонячної системи з понад 3000 зірок, близько половини - подвійні зірки всіх типів
Позначення зірок
У чудово ілюстрованій Уранометрії (Uranometria, ) німецького астронома І. Байєра (-), де зображені сузір'я та пов'язані з їх назвами легендарні постаті, зірки були вперше позначені літерами грецького алфавіту приблизно в порядку спадання їх блиску: α друга по блиску, і т. д. Коли не вистачало букв грецького алфавіту, Байєр використовував латинську мову. Повне позначення зірки складалося зі згаданої літери та латинської назви сузір'я. Наприклад, Сіріус - найяскравіша зірка в сузір'ї Великого Пса (Canis Major), тому його позначають як Canis Majoris, або скорочено CMa; Алголь - друга за яскравістю зірка в Персеї позначається як Persei, або Per. Байєр, однак, не завжди дотримувався введеного ним правила, і в байєрівських позначеннях є велика кількість винятків.
Реакції термоядерного синтезу в надрах зірок
Реакція термоядерного синтезу елементів - основне джерело енергії більшості зірок.
Найвідоміші зірки
| № | позначення | назва |
факти про зірок у космосі
Світло зірок, перш ніж ми його бачимо, проходить через товщу верств атмосфери (повітря), що заломлюють світло зірки і видають нам уже іншу картину, яку ми спостерігаємо, милуючись зірками. Зірки гарно мерехтять і сяють. Коли насправді світло від зірки завжди виходить рівно, постійним прямим свіченням.
факти про зірок у космосі
У космосі астрономами зафіксовано велику кількість подвійних зірок. Так називають зірки, які знаходяться близько одна від одної – одна велика зірка своїм великим полем тяжіння притягує до себе меншу зірку, і здається, що зірки немов приклеєні одна одній. Але це лише так виглядає, а насправді, якщо зірки з'єднаються впритул, то станеться потужний ядерний вибух від зіткнення, зірки просто вибухнуть. Але чого ніколи не відбувається. Якась причина та сила змушує зірок тримати якусь дистанцію.
Але до такого подвійного з'єднання може приєднатися ще парочка зірок - з енергії, що випромінюється цими тілами може зародитися нова сяюча зірочка. Щоправда, ця подія трапляється в зірковому світі вкрай рідко.
факти про зірок у космосі
Наше Сонце також у майбутньому стане таким карликом. Але що станеться ще зовсім не скоро, приблизно через сотню мільйонів років. Сонце спочатку стане величезним, наче надувається як повітряна куля перетворюючись на велику, а потім різко зменшиться в розмірах, приблизно до розмірів Землі або Місяця, і згасне, перетворившись на «білого карлика».
Як відомо, метал, що нагрівається, спочатку починає світитися червоним світлом, потім жовтим і, нарешті, білим при збільшенні температури. Також із зірками. Червоні – найхолодніші, а білі (чи навіть блакитні!) – найгарячіші.
Зірка, що знову спалахнула, матиме колір, відповідний виділяється в її серцевині енергії, а інтенсивність цього виділення, у свою чергу, залежить від маси зірки. Значить, ті зірки що холодніше, тим вони червоніші.
Важкі зірки – білі та гарячі, а легкі, менш масивні – червоні та холодні.
Коли ми дивимося на найдальшу зірку, ми дивимося на 4 мільярди років у минуле. Світло від неї, що подорожує зі швидкістю майже 300 000 км/секунду, досягає нас тільки через багато років.
Чорні дірки – протилежність білим карликам. Вони з'являються із надто великих зірок, на відміну від карликів, які народжуються із надто маленьких. Золота середина між білими карликами та чорними дірками – це так звані нейтронні зірки. Вони випромінюють дуже велику кількість світла через величезну силу гравітації навколо них.
Нейтронні зірки є найсильнішими магнітами у Всесвіті. Магнітне поле нейтронної зірки у мільйон мільйонів разів більше, ніж магнітне поле Землі.
факти про зірок у космосі
Найбільша з виявлених вченими на сьогоднішній день зірка у 100 разів перевищує масу Сонця.
Астрономи вважають, що гранична маса для зірки – 120 сонячних мас, більше у всьому Всесвіті бути не може.
Pistol – найгарячіша зірка, яка взагалі не охолоджується. Невідомо, як їй вдається витримувати таку сильну температуру і не вибухнути. До речі, ця зірка створює специфічний «сонячний вітер», схожий на наше Північне сяйво.
Автомобілю, що рухається швидкістю 96 кілометрів на годину, знадобилося б 48 мільйонів років, щоб досягти найближчої до нас зірки (після Сонця) Проксіми Центавра.
Щороку в нашій галактиці зароджуються щонайменше сорок нових зірок.
Відео: Порівняння найбільших зірок
факти про зірок у космосі
Інші матеріали категорії:
Найстаріша жінка у світі розкриває секрети свого довголіття
Часник у народній медицині: короткі нотатки про часник
Короткі нотатки про корисну рослину – Кульбаба
8 цікавих фактів про зірок: скільки зірок на небі та інше
> Зірки
Зірки- Масивні газові кулі: історія спостережень, назви у Всесвіті, класифікація з фото, народження зірки, розвиток, подвійні зірки, список найяскравіших.
Зірки- небесні тіла і гігантські сфери плазми, що світяться. Тільки в нашій галактиці Чумацький Шлях їх налічують мільярди, включаючи Сонце. Не так давно ми дізналися, що деякі з них ще й мають планети.
Історія спостережень за зірками
Зараз можна легко купити телескоп та спостерігати на нічне небо або скористатися телескопами онлайн на нашому сайті. З давніх часів зірки на небі відігравали важливу роль у багатьох культурах. Вони відзначилися у міфах і релігійних історіях, а й послужили першими навігаційними інструментами. Саме тому астрономія вважається однією з найдавніших наук. Поява телескопів і відкриття законів руху та гравітації в 17 столітті допомогли зрозуміти, що всі зірки нагадують наше, а значить підкоряються тим самим фізичним законам.
Винахід фотографії та спектроскопії в 19 столітті (дослідження довжин хвиль світла, що походять від об'єктів) дозволили проникнути в зірковий склад та принципи руху (створення астрофізики). Перший радіотелескоп з'явився 1937 року. З його допомогою можна було знайти невидиме зіркове випромінювання. А в 1990 році вдалося запустити перший космічний телескоп Хаббл, здатний отримати найглибший і детальніший погляд на Всесвіт (якісні фото Хаббла для різних небесних тіл можна знайти на нашому сайті).
Найменування зірок Всесвіту
Стародавні люди не мали наші технічні переваги, тому в небесних об'єктах впізнавали образи різних істот. Це були сузір'я, про які писали міфи, щоб запам'ятати назви. Причому, практично всі ці імена збереглися і використовуються сьогодні.
У світі налічується (серед них 12 ставляться до зодіакальним). Найяскравіша зірка отримує позначення "альфа", друга - "бета", а третя - "гамма". І так продовжується до кінця грецького алфавіту. Існують зірки, які відображають частини тіла. Наприклад, найяскравіша зірка Оріона (Альфа Оріона) – «рука (пахва) велетня».
Не варто забувати, що весь цей час складалося безліч каталогів, чиї позначення використовують досі. Наприклад, Каталог Генрі Дрейпера пропонує спектральну класифікацію та позиції для 272150 зірок. Позначення Бетельгейзе HD 39801.
Але зірок на небі дуже багато, тому для нових використовують абревіатури, що позначають зірковий тип або каталог. Наприклад, PSR J1302-6350 - пульсар (PSR), J - використовується система координат "J2000", а останні дві групи цифр - координати з кодами широти та довготи.
Зірки всі однакові? Ну, коли спостерігаєш без використання техніки, то вони лише трохи відрізняються за яскравістю. Але ж це лише величезні газові кулі, так? Не зовсім. Насправді у зірок є класифікація, заснована на їх головних характеристиках.
Серед представників можна зустріти блакитних гігантів та крихітних коричневих карликів. Іноді трапляються й химерні зірки, на кшталт нейтронних. Занурення у Всесвіт неможливе без розуміння цих речей, тому познайомимося з зірковими типами ближче.
 Більшість світових зірок перебуває у стадії головної послідовності. Можна згадати Сонце, Альфа Центавра А та Сірус. Вони здатні кардинально відрізнятися за масштабністю, масивністю та яскравістю, але виконують один процес: трансформують водень у гелій. У цьому виробляється величезний енергетичний сплеск. Така зірка переживає відчуття гідростатичного балансу. Гравітація змушує об'єкт стискати, але ядерний синтез виштовхує його назовні. Ці сили працюють на врівноважуванні і зірці вдається зберігати форму сфери. Розмір залежить від потужності. Характеристика – 80 мас Юпітера. Це мінімальна позначка, при якій можна активувати процес плавлення. Але теоретично максимальна маса – 100 сонячних. |
 Якщо палива немає, то зірка більше не вистачає маси, щоб продовжити ядерний синтез. Вона перетворюється на білого карлика. Зовнішній тиск не працює, і вона скорочується у розмірах через силу тяжкості. Карлик продовжує сяяти, бо залишаються гарячі температури. Коли він охолоне, то набуде фонової температури. На це підуть сотні мільярдів років, тому поки що просто неможливо знайти жодного представника.
|
 Цефеїди - зірки, що пережили еволюцію з головної послідовності до смуги нестійкості Цефеїди. Це звичайні радіо-пульсуючі зірки з помітним зв'язком між періодичністю та світністю. За це їх цінують науковці, адже є чудовими помічниками у визначенні дистанцій у просторі. Вони також демонструють зміни променевої швидкості, що відповідають фотометричним кривим. У яскравіших спостерігається тривала періодичність. Класичні представники - надгіганти, чия маса в 2-3 рази перевищує сонячну. Вони перебувають у моменті спалювання палива на етапі головної послідовності та трансформуються у червоних гігантів, перетинаючи лінію нестійкості цефеїд. |
 Якщо говорити точніше, то поняття подвійна зірка не відображає реальну картинку. Насправді, маємо зоряна система, представлена двома зірками, які здійснюють оберти навколо загального центру мас. Багато хто робить помилку і приймає за подвійну зірку два об'єкти, які здаються розташованими близько при спостереженні неозброєним оком. Вчені отримують з цих об'єктів користь, тому що вони допомагають обчислити масу окремих учасників. Коли вони пересуваються загальною орбітою, то обчислення Ньютона для гравітації дозволяють з неймовірною точністю розрахувати масу. Можна виділити кілька категорій відповідно до візуальних властивостей: затьмарювальні, візуально бінарні, спектроскопічні бінарні та астрометричні. Затьмарюючі - зірки, чиї орбіти створюють горизонтальну лінію від місця спостереження. Тобто людина бачить подвійне затемнення на одній площині (Алголь). Візуальні – дві зірки, які можна дозволити з допомогою телескопа. Якщо одна з них світить дуже яскраво, буває складно відокремити другу. |
Формування зірки
Давайте уважніше вивчимо процес народження зірки. Спочатку ми бачимо гігантську хмару, що повільно обертається, наповнена воднем і гелієм. Внутрішня гравітація змушує його згортатись усередину, через що обертання прискорюється. Зовнішні частини трансформуються в диск, а внутрішні у сферичне скупчення. Матеріал руйнується, стаючи гарячішим і щільнішим. Незабаром з'являється куляста протозведення. Коли тепло та тиск виростають до 1 мільйона °C, атомні ядра зливаються і запалюється нова зірка. Ядерний синтез перетворює невелику кількість атомної маси в енергію (1 грам маси, що перейшов в енергію, дорівнює вибуху 22000 тонн тротилу). Подивіться також пояснення на відео, щоб краще розібратися у питанні зоряного зародження та розвитку.
Еволюція протозіркових хмар
Астроном Дмитро Вібе про актуалізм, молекулярні хмари та народження зірки:
Народження зірок
Астроном Дмитро Вібе про протозірки, відкриття спектроскопії та гравотурбулентної моделі зіркоутворення:
Спалахи на молодих зірок
Астроном Дмитро Вібе про наднові, типи молодих зірок і спалах у сузір'ї Оріона:
Зоряна еволюція
Ґрунтуючись на масі зірки, можна визначити весь її еволюційний шлях, оскільки він проходить за певними шаблонними етапами. Існують зірки проміжної маси (як Сонце) в 1.5-8 разів більше сонячної маси, більше 8, а також до половини сонячної маси. Цікаво, що чим більша маса зірки, тим коротший її життєвий термін. Якщо вона досягає менше десятої частини сонячної, то такі об'єкти потрапляють до категорії коричневих карликів (не можуть запалити ядерний синтез).
Об'єкт із проміжною масою починає існування з хмари, розміром 100000 світлових років. Для згортання у протозірку температура має бути 3725°C. З початку водневого злиття може утворитися Т Тельця – змінна з коливаннями в яскравості. Подальший процес руйнування триватиме 10 мільйонів років. Далі її розширення врівноважиться стиском сили тяжіння, і вона постане у вигляді зірки головної послідовності, що отримує енергію від водневого синтезу в ядрі. Нижній малюнок демонструє всі етапи та трансформації у процесі еволюції зірок.
Коли весь водень переплавиться в гелій, гравітація знищить матерію в ядро, через що запуститься швидкий процес нагрівання. Зовнішні шари розширюються та охолоджуються, а зірка стає червоним гігантом. Далі починає сплавлятися гелій. Коли і він вичерпується, ядро скорочується і стає гарячішим, розширюючи оболонку. При максимальній температурі зовнішні шари здуваються, залишаючи білий карлик (вуглець та кисень), температура якого досягає 100 000 °C. Палива більше немає, тому відбувається поступово охолодження. Через мільярди років вони завершують життя у вигляді чорних карликів.
Процеси формування та смерті у зірки з високою масою відбуваються неймовірно швидко. Потрібно лише 10000-100000 років, щоб вона перейшла від протозірки. У період головної послідовності це гарячі та блакитні об'єкти (від 1000 до мільйона разів яскравіші за Сонце і в 10 разів ширші). Далі ми бачимо червоного надгіганта, який починає сплавляти вуглець у більш важкі елементи (10000 років). У результаті формується залізне ядро з шириною 6000 км, чиє ядерне випромінювання більше неспроможна протистояти силі тяжіння.
Коли маса зірки наближається до позначки 1.4 сонячних, електронний тиск більше не може утримувати ядро від краху. Через це формується наднова. Під час руйнування температура піднімається до 10 мільярдів °C, розбиваючи залізо на нейтрони та нейтрино. Усього за секунду ядро стискається до ширини в 10 км, а потім вибухає у надновому типу II.
Якщо ядро, що залишилося, досягало менше 3-х сонячних мас, то перетворюється на нейтронну зірку (практично з одних нейтронів). Якщо вона обертається і випромінює радіоімпульси, це . Якщо ядро більше 3-х сонячних мас, то ніщо не утримає її від руйнування та трансформації у .
Зірка з малою масою витрачає паливні запаси так повільно, стане зіркою головної послідовності тільки через 100 мільярдів – 1 трильйон років. Але вік Всесвіту досягає 13.7 мільярдів років, а отже такі зірки ще не вмирали. Вчені з'ясували, що цим червоним карликам не судилося злитися ні з чим, крім водню, а отже, вони ніколи не переростуть у червоних гігантів. У результаті їхня доля – охолодження та трансформація в чорні карлики.
Термоядерні реакції та компактні об'єкти
Астрофізик Валерій Сулейманов про моделювання атмосфер, «велику суперечку» в астрономії та злиття нейтронних зірок:
Астрофізик Сергій Попов про відстань до зірок, утворення чорних дірок і парадокс Ольберса:
Ми звикли, що наша система висвітлюється лише однією зіркою. Але є й інші системи, в яких дві зірки на небі обертаються орбітою щодо один одного. Якщо точніше, лише 1/3 зірок, схожих на Сонце, розташовуються на самоті, а 2/3 – подвійні зірки. Наприклад, Проксима Центавра – частина множинної системи, що включає Альфа Центавра А і B. Приблизно 30% зірок багаторазові.
Цей тип формується, коли дві протозірки розвиваються поряд. Одна з них буде сильнішою та почне впливати гравітацією, створюючи перенесення маси. Якщо одна з'явиться у вигляді гіганта, а друга – нейтронна зірка або чорна діра, то очікується появи рентгенівської подвійної системи, де речовина неймовірно сильно нагріється – 555500 °C. За наявності білого карлика газ із компаньйона може спалахнути у вигляді нової. Періодично газ карлика накопичується і здатний миттєво злитися, через що зірка вибухне в надновій типу I, здатної затьмарити галактику своїм сяйвом на кілька місяців.
Релятивістські подвійні зірки
Астрофізик Сергій Попов про вимірювання маси зірки, чорні діри та ультрапотужні джерела:
Властивості подвійних зірок
Астрофізик Сергій Попов про планетарні туманності, білі гелієві карлики та гравітаційні хвилі:
Характеристика зірок
Яскравість
Для опису яскравості зоряних небесних тіл використовують величину та світність. Поняття величини ґрунтується ще на роботах Гіппарха у 125 році до н.е. Він пронумерував зіркові групи, покладаючись на видиму яскравість. Найяскравіші – перша величина, і так до шостої. Однак відстань між зіркою і зіркою здатна впливати на видиме світло, тому зараз додають опис фактичної яскравості - абсолютна величина. Її обчислюють за допомогою видимої величини, якби вона становила 32.6 світлових років від Землі. Сучасна шкала величин піднімається вище за шість і опускається нижче одиниці (видима величина досягає -1.46). Нижче можна вивчити список найяскравіших зірок на небі з позиції спостерігача Землі.
Список найяскравіших зірок видимих із Землі
| № | Назва | Відстань, св. років | Видима величина | Абсолютна величина | Спектральний клас | Небесна півкуля |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 0 | 0,0000158 | −26,72 | 4,8 | G2V | ||
| 1 | 8,6 | −1,46 | 1,4 | A1Vm | Південне | |
| 2 | 310 | −0,72 | −5,53 | A9II | Південне | |
| 3 | 4,3 | −0,27 | 4,06 | G2V+K1V | Південне | |
| 4 | 34 | −0,04 | −0,3 | K1.5IIIp | Північне | |
| 5 | 25 | 0,03 (перем) | 0,6 | A0Va | Північне | |
| 6 | 41 | 0,08 | −0,5 | G6III + G2III | Північне | |
| 7 | ~870 | 0,12 (перем) | −7 | B8Iae | Південне | |
| 8 | 11,4 | 0,38 | 2,6 | F5IV-V | Північне | |
| 9 | 69 | 0,46 | −1,3 | B3Vnp | Південне | |
| 10 | ~530 | 0,50 (перем) | −5,14 | M2Iab | Північне | |
| 11 | ~400 | 0,61 (перем) | −4,4 | B1III | Південне | |
| 12 | 16 | 0,77 | 2,3 | A7Vn | Північне | |
| 13 | ~330 | 0,79 | −4,6 | B0.5Iv + B1Vn | Південне | |
| 14 | 60 | 0,85 (перем) | −0,3 | K5III | Північне | |
| 15 | ~610 | 0,96 (перем) | −5,2 | M1.5Iab | Південне | |
| 16 | 250 | 0,98 (перем) | −3,2 | B1V | Південне | |
| 17 | 40 | 1,14 | 0,7 | K0IIIb | Північне | |
| 18 | 22 | 1,16 | 2,0 | A3Va | Південне | |
| 19 | ~290 | 1,25 (перем) | −4,7 | B0.5III | Південне | |
| 20 | ~1550 | 1,25 | −7,2 | A2Ia | Північне | |
| 21 | 69 | 1,35 | −0,3 | B7Vn | Північне | |
| 22 | ~400 | 1,50 | −4,8 | B2II | Південне | |
| 23 | 49 | 1,57 | 0,5 | A1V + A2V | Північне | |
| 24 | 120 | 1,63 (перем) | −1,2 | M3.5III | Південне | |
| 25 | 330 | 1,63 (перем) | −3,5 | B1.5IV | Південне |
Інші відомі зірки:
Світність зірки – швидкість випромінювання енергії. Її вимірюють за допомогою порівняння із сонячною яскравістю. Наприклад, Альфа Центавра А в 1.3 яскравіша за Сонце. Щоб зробити ті ж обчислення за абсолютною величиною, доведеться враховувати, що 5 за абсолютною шкалою прирівнюється до 100 на позначці світності. Яскравість залежить від температури та розміру.
Колір
Ви могли помітити, що зірки відрізняються за кольором, який насправді залежить від поверхневої температури.
| Клас | Температура,K | Справжній колір | Видимий колір | Основні ознаки |
|---|---|---|---|---|
| O | 30 000-60 000 | блакитний | блакитний | Слабкі лінії нейтрального водню, гелію, іонізованого гелію, багаторазово іонізованих Si, C, N. |
| B | 10 000-30 000 | біло-блакитний | біло-блакитний та білий | Лінії поглинання гелію та водню. Слабкі лінії H та К Ca II. |
| A | 7500-10 000 | білий | білий | Сильна бальмерівська серія, лінії H та К Ca II посилюються до класу F. Також ближче до класу F починають з'являтися лінії металів |
| F | 6000-7500 | жовто-білий | білий | Сильні лінії H і К Ca II, лінії металів. Лінії водню починають слабшати. З'являється лінія Ca I. З'являється та посилюється смуга G, утворена лініями Fe, Ca та Ti. |
| G | 5000-6000 | жовтий | жовтий | Лінії H і К Ca II інтенсивні. Лінія Ca I та численні лінії металів. Лінії водню продовжують слабшати, з'являються смуги молекул CH та CN. |
| K | 3500-5000 | помаранчевий | жовтувато-жовтогарячий | Лінії металів та смуга G інтенсивні. Лінії водню майже непомітно. З'являється смуги поглинання TiO. |
| M | 2000-3500 | червоний | оранжево-червоний | Інтенсивні смуги TiO та інших молекул. Смуга G слабшає. Досі помітні лінії металів. |
Кожна зірка має один колір, але виробляє широкий спектр, включаючи всі види випромінювання. Різноманітні елементи та з'єднання поглинають та викидають кольори або довжини хвиль кольору. Вивчаючи зоряний спектр, можна розібратися у складі.
Поверхнева температура
Температура зоряних небесних тіл вимірюється в кельвінах із температурою нуля, що дорівнює -273.15 °C. Температура темно-червоної зірки – 2500К, яскраво-червоної – 3500К, жовтої – 5500К, блакитної – від 10000К до 50000К. На температуру частково впливає маса, яскравість та колір.
Розмір
Розмір зоряних космічних об'єктів визначається порівняно із сонячним радіусом. Альфа Центавра А – 1.05 сонячних радіусів. Розміри можуть бути різними. Наприклад, нейтронні зірки завширшки простягаються на 20 км, а ось надгіганти – у 1000 разів більше сонячного діаметру. Розмір впливає на зоряну яскравість (світність пропорційна квадрату радіусу). На нижніх малюнках можна розглянути порівняння розмірів зірок Всесвіту, включаючи зіставлення з параметрами планет Сонячної системи.
Порівняльні розміри зірок
Маса
Тут також все обчислюється порівняно із сонячними параметрами. Маса Альфа Центавра А – 1.08 сонячних. Зірки з однаковими масами можуть сходитися за розмірами. Маса зірки впливає на температуру.
З давніх-давен людина прагнула осягнути незвідане, спрямовуючи свій погляд на нічне небо, на якому буквально розсипані мільйони зірок. Вчені завжди приділяли серйозну увагу вивченню космосу і тепер вони мають можливість за допомогою найпотужнішого наукового обладнання не лише розглядати його, але й робити унікальні фотографії. Пропоную вам насолодитися дивовижними фотографіями космосу, які були зроблені ними зовсім недавно і дізнатися трохи цікавих фактів.
Прекрасна потрійна туманність NGC 6514 у сузір'ї Стрільця. Назва туманності запропонована Вільямом Гершелем і означає «розділена на три пелюстки». Точна відстань до неї невідома, але, за різними оцінками, становить від 2 до 9 тисяч світлових років. NGC 6514 складається відразу з трьох основних типів туманностей - емісійної (рожевий колір), що відбиває (блакитний колір) і поглинає (чорний колір). (Фото Máximo Ruiz):
Космічний Хобот слона
Туманність Хобот слона звивається навколо емісійної туманності та молодого зоряного скупчення у комплексі IC 1396 у сузір'ї Цефея. Довжина космічного слонового хобота становить понад 20 світлових років. Ці темні хмари, схожі на вуса, містять матеріал для утворення нових зірок та приховують протозірки – зірки на завершальному етапі свого формування – за шарами космічного пилу. (Фото Juan Lozano de Haro):
Світ-кільце
Об'єкт Хога - дивна кільцеподібна галактика в сузір'ї Змії, названа на честь відкривача. Відстань до Землі становить близько 600 млн. світлових років. У центрі галактики знаходиться скупчення відносно старих зірок жовтого кольору. Воно оточене практично правильним кільцем із зірок молодших, що мають блакитний відтінок. Діаметр галактики – близько 100 тис. світлових років. Серед гіпотез про походження розглядаються зіткнення галактик, яке відбулося кілька мільярдів років тому. (Фото R. Lucas (STScI | AURA), Hubble Heritage Team, NASA):
Місяць над Андромедою
Велика спіральна галактика Туманність Андромеди, знаходиться всього в 2.5 млн світлових років від нас і є найближчою до нашого Чумацького Шляху спіральною галактикою. Її можна побачити неозброєним оком як невелика розмита цятка на небі. Ця складова фотографія дозволяє порівняти кутовий розмір Туманності Андромеди та Місяця. (Фото Adam Block and Tim Puckett):
Постійно змінюється поверхня Іо
Супутник Юпітера Іо – найбільш вулканічно активний об'єкт у Сонячній системі. Його поверхня постійно змінюється через нові потоки лави. Ця фотографія сторони супутника Іо, повернутої до Юпітера, вона складена зі знімків, зроблених 1996 космічним апаратом НАСА Галілео. Відсутність ударних кратерів пояснюється тим, що вся поверхня Іо покривається шаром вулканічних відкладень набагато швидше, ніж з'являються кратери. Імовірною причиною вулканічної активності є мінливі гравітаційні припливи, що викликаються величезним Юпітером. (Фото Galileo Project, JPL, NASA):
Туманність Конус
При туманності Конус можна спостерігати дивні утворення. Вони виникають через взаємодію міжзоряного пилу зі світлом і газом, що походять від молодих зірок. Блакитне свічення навколо зірки S Mon - це відображення випромінювання яскравої зірки навколишнім зоряним пилом. Зірка S Mon знаходиться в розсіяному зоряному скупченні NGC 2264, розташованому на відстані 2500 світлових років від Землі. (Фото Subaru Telescope (NAOJ) & DSS):
Спіральна галактика NGC 3370
Спіральна галактика NGC 3370 знаходиться на відстані близько 100 мільйонів світлових років від нас у сузір'ї Лева. За розміром та структурою вона близька до нашого Чумацького Шляху. (Фото NASA, ESA, Hubble Heritage (STScI | AURA):
Спіральна галактика M74
Ця спіральна галактика одна із фотогенічних. Вона складається з приблизно 100 мільярдів зірок і знаходиться на відстані близько 32 млн. світлових років від нас. Імовірно, у цій галактиці є чорна діра проміжної маси (тобто істотно більше зоряних мас, але менше чорних дірок у центрі галактик). (Фото NASA, ESA, і Hubble Heritage (STScI | AURA) - ESA | Hubble Collaboration):
Туманність Лагуна
Це гігантська міжзоряна хмара та область H II у сузір'ї Стрільця. Перебуваючи на відстані 5200 світлових років, туманність Лагуна одна з двох зоряних туманностей слабо помітних неозброєним оком у середніх широтах Північної півкулі. Неподалік центру Лагуни знаходиться яскрава область «пісочного годинника» - результат турбулентної взаємодії зіркових вітрів і потужного випромінювання. (Фото Ignacio Diaz Bobillo):
Смуга, що світиться в туманності Пелікан
Добре видима на небі, смуга IC 5067, що світиться, є частиною великої емісійної туманності Пелікан з характерною формою. Довжина смуги – близько 10 світлових років, вона окреслює голову та шию космічного пелікану. Знаходиться на відстані близько 2000 світлових років від нас. (Фото César Blanco González):
Грозова хмара
Цей чудовий знімок був зроблений на півдні провінції Альберта в Канаді. Ця дощова хмара, що віддаляється, на її ближньому краю видно незвичайні виступи, характерні для вимові хмар, а з далекого краю хмари йде дощ. Також читайте статтю «Рідкісні види хмар». (Фото Alan Dyer):
Три яскраві туманності у Стрільці
Туманність Лагуна M8 знаходиться ліворуч від центру картинки, M20 – кольорову туманність праворуч. Третя туманність, NGC 6559, розташована трохи вище за M8 і відокремлена від неї темною смугою зоряного пилу. Всі вони знаходяться на відстані близько 5 тисяч світлових років від нас. (Фото Tony Hallas):
Галактика NGC 5195: запитання
Карликова галактика NGC 5195 в сузір'ї Гончіе Пси добре відома як маленький супутник спіральної галактики M51 - галактики Вир. Разом вони схожі на космічний знак питання, в якому NGC 5195 є точкою. Знаходиться на відстані близько 30 млн. світлових років від Землі. (Фото Hubble Legacy Archive, NASA, ESA):
Дивовижний краб, що розширюється
Ця крабоподібна туманність, що знаходиться від нас на відстані 6 500 світлових років у сузір'ї Тельця - залишок спалаху наднової, хмара речовини, що розширюється, що залишилася після вибуху величезної зірки. В даний час розмір туманності - близько 10 світлових років і вона розширюється зі швидкістю приблизно 1000 км/с. (Фото Adam Block, Mt. Lemmon SkyCenter, U. Arizona):
Змінна зірка RS Корми
Це одна з найважливіших зірок на небі. Одна з причин-вона випадково виявилася оточена сліпучою відбивною туманністю. Найяскравіша зірка в центрі – пульсуюча RS Корми. Вона майже в 10 разів більш масивна, ніж Сонце, в 200 разів більша, а її яскравість у середньому в 15 000 разів більша за сонячну, причому RS Корми змінює яскравість майже в п'ять разів кожні 41,4 днів. RS Корми знаходиться на відстані близько чверті шляху між Сонцем та центром Чумацького Шляху, на відстані 6500 св. років від Землі. (Фото Hubble Legacy Archive, NASA, ESA):
Планета-океан Глізе 1214b
Екзопланета (надземля) у сузір'ї Зміїносця. Перша виявлена планета-океан, вона обертається навколо тьмяного червоного карлика GJ 1214. Планета знаходиться досить близько до Землі (13 парсек або приблизно 40 світлових років), і оскільки проходить транзитом диском своєї зірки, її атмосфера може бути докладно вивчена за допомогою поточних технологій . Один рік на планеті триває 36 годин.
Атмосфера планети складається з густої водяної пари з невеликою домішкою гелію та водню. Однак враховуючи високу температуру на поверхні планети (близько 200 градусів Цельсія), вчені вважають, що вода на планеті знаходиться в таких екзотичних станах як гарячий лід і суперрідка вода, які не зустрічаються на Землі.
Вік планетної системи оцінюється у кілька мільярдів років. Маса планети становить приблизно 6,55 мас Землі, в той же час діаметр планети перевищує земну більш ніж у 2,5 рази. На цій картинці показано, як художник уявляє проходження надземлі Глізе 1214b по диску своєї зірки. (Фото ESO, L. Calçada):
Зірковий пил у Південній Короні
Тут видно хмари космічного пилу, що знаходяться на зоряному полі біля кордону сузір'я Південної Корони. Вони знаходяться на відстані менше 500 світлових років від нас і блокують світло від далеких зірок галактики Чумацький Шлях. У самому центрі знімку розташувалися кілька відбивних туманностей. (Фото Ignacio Diaz Bobillo):
Скупчення галактик Abell 1689
Abell 1689 - скупчення галактик у сузір'ї Діви. Це одне з найбільших і наймасивніше з відомих скупчень галактик, є гравітаційною лінзою, спотворюючи світло галактик, що знаходяться за ним. Саме скупчення розташоване на відстані 2.2 мільярда світлових років (670 мегапарсек) від Землі. (Фото NASA, ESA, Hubble Heritage):
Плеяди
Розсіяне скупчення в сузір'ї Тельця, що іноді називається «Сім сестер»; одне з найближчих до Землі та одне з найпомітніших для неозброєного ока зоряних скупчень. Мабуть, це найвідоміше зоряне скупчення на небі. Зоряне скупчення Плеяд має близько 12 світлових років у діаметрі та містить близько 1 000 зірок. Загальна маса зірок скупчення оцінюється приблизно в 800 мас нашого Сонця. (Фото Roberto Colombari):
Туманність Креветка
На півдні від Антареса, в хвості багатого на туманності сузір'я Скорпіона, знаходиться емісійна туманність IC 4628. Гарячі масивні зірки, вік яких лише кілька мільйонів років, висвітлюють туманність невидимим ультрафіолетовим світлом. Астрономи називають цю космічну хмару туманністю Креветка. (Фото ESO):
Незважаючи на різницю у розмірах, на початку свого розвитку усі ці зірки мали схожий склад.
Те, з чого складаються зірки, повністю визначає їх характер та долю – починаючи від кольору та яскравості, закінчуючи терміном життя. Більше того, на складі зірки зав'язаний весь процес її утворення, так само як і формування її – і нашої Сонячної системи в тому числі.
Будь-яка зірка на початку свого життєвого шляху - будь то монструозні гіганти на кшталт або жовті карлики як наше - складається приблизно з рівної пропорції тих самих речовин. Це 73% водню, 25% гелію та ще 2% атомів додаткових важких речовин. Майже таким був склад Всесвіту після , за винятком 2% важких елементів. Вони утворилися після вибухів перших у Всесвіті зірок, розміри яких перевищували розмах сучасних галактик.
Однак чому тоді зірки такі різні? Секрет криється в тих «додаткових» 2 відсотках зоряного складу. Це не єдиний фактор – очевидно, що досить велику роль грає маса зірки. Саме визначає долю світила - згорить воно за пару сотень мільйонів років, подібно до, або ж світитиме мільярдами років, як Сонце. Однак, додаткові речовини у складі зірки можуть перебити всі інші умови.
Склад зірки SDSS J102915+172927 ідентичний складу перших зірок, що виникли після Великого вибуху.
Вглиб зірки
Але як така мізерна частина складу зірки може серйозно змінити її функціонування? Для людини, що в середньому перебуває на 70% з води, втрата 2% рідини не страшна - це лише відчувається як сильна спрага і не призводить до незворотних змін в організмі. Але Всесвіт дуже чуйний навіть до найменших змін - будь 50-та частина складу нашого Сонця хоч трохи інший, життя могло і не утворитися.
Як це працює? Для початку згадаємо одне з головних наслідків гравітаційних взаємодій, згадуване повсюдно в астрономії - тяжке прагне центру. Будь-яка планета служить цього принципу: найважчі елементи, на кшталт заліза, розташовуються у ядрі, коли легші - зовні.
Те саме відбувається під час утворення зірки з розсіяної речовини. У умовному стандарті будівлі зірки гелій утворює ядро світила, та якщо з водню збирається навколишня оболонка. Коли маса гелію перевалює за критичну точку, гравітаційні сили стискають ядро з такою силою, що у прошарках між гелієм та воднем у ядрі починається .
Саме тоді зірка і запалюється - ще зовсім молода, оповита водневими хмарами, які згодом уляжуться на її поверхні. Світіння відіграє важливу роль у існуванні зірки - саме , які намагаються вирватися з ядра після термоядерної реакції, утримують світило від миттєвого стиску або . Також має силу звичайна конвекція, переміщення речовини під впливом температури - іонізовані накалом біля ядра, атоми водню піднімаються у верхні шари зірки, тим самим перемішуючи матерію в ньому.
Так все ж, до чого тут 2% важких речовин у складі зірки? Справа в тому, що будь-який елемент важчий за гелій - будь то вуглець, кисень або метали - неминуче опиниться в самому центрі ядра. Вони опускають планку маси, після досягнення якої запалюється термоядерна реакція - і що важче речовини у центрі, то швидше запалюється ядро. Однак при цьому воно випромінюватиме менше енергії - розміри епіцентру горіння водню будуть скромнішими, ніж якби ядро зірки складалося з чистого гелію.
Сонцю пощастило?
Отже, 4 з половиною мільярди років тому, коли Сонце тільки стало повноцінною зіркою, воно складалося з того ж матеріалу, що і вся – трьох чвертей водню, однієї чверті гелію та п'ятдесятої частини домішок металів. Завдяки особливій конфігурації цих добавок, енергія Сонця стала придатною для життя в його системі.
Під металами не мається на увазі лише нікель, залізо чи золото – астрономи називають металами все, що відрізняється від водню та гелію. Туманність, з якої за теорією сформувалося, була сильно металізована - вона складалася з залишків наднових зірок, які стали джерелом важких елементів у Всесвіті. Зірки, чиї умови зародження схожі з Сонячними, називаються зірками населення I. Такі світила становлять більшу частину нашої .
Ми вже знаємо, що завдяки 2% металів у вмісті Сонця воно горить повільніше – це забезпечує не лише довге «життя» зірці, а й рівномірну подачу енергії – важливі для зародження життя на критерії. Крім того, ранній початок термоядерної реакції посприяв тому, що не всі важкі речовини були поглинені немовлям-сонцем - у результаті зуміли зародитися і повністю сформуватися існуючі нині планети.
До речі, Сонце могло горіти трохи тьмяніше - нехай і маленьку, але все ж таки значну частину металів забрали у Сонця газові гіганти. В першу чергу варто виділити , що чимало змінив у Сонячній системі. Вплив планет на склад зірок було доведено у процесі спостережень за потрійною зірковою системою. Там є дві зірки, схожі на Сонце, і біля однієї з них знайшли газовий гігант, маса якого мінімум у 1,6 раза більша за Юпітера. Металізація цієї зірки виявилася суттєво нижчою за її сусідку.
Старіння зірки та зміна складу
Однак час не стоїть на місці – і термоядерні реакції всередині зірок поступово змінюють їхній склад. Головною і найпростішою реакцією синтезу, який протікає в більшості зірок у Всесвіті, і в нашому Сонці є протон-протонний цикл. У ньому чотири атоми водню зливаються докупи, утворюючи в результаті один атом гелію і дуже великий вихід енергії - до 98% загальної енергії зірки. Такий процес називається ще «горінням» водню: у Сонці «згоряє» до 4 мільйонів тонн водню щомиті.
Як змінюється склад зірки в процесі? Це ми можемо зрозуміти, що ми вже дізналися про зірок у статті. Розглянемо з прикладу нашого Сонця: кількість гелію в ядрі збільшуватиметься; відповідно, зростатиме обсяг ядра зірки. Через це збільшиться площа термоядерної реакції, а разом з нею – інтенсивність свічення та температура Сонця. Через 1 мільярд років (віком 5,6 млрд років) енергія зірки зросте на 10%. У віці 8 мільярдів років (через 3 млрд років від сьогодні) сонячне випромінювання складе 140% від сучасного - умови на Землі на той час зміняться настільки, що вона точно нагадуватиме.
Зростання інтенсивності протон-протонної реакції сильно позначиться на складі зірки - водень, мало порушений з моменту народження, згорятиме куди швидше. Порушиться баланс між оболонкою Сонця та його ядром - воднева оболонка буде розширюватися, а гелієве ядро, навпаки, звужуватиметься. У віці 11 мільярдів років сила випромінювання з ядра зірки стане слабшою за стискаючу його гравітацію - гріти ядро тепер стане саме стиснення, що зростає.
Суттєві зміни у складі зірки відбудуться ще через мільярд років, коли температура та стиснення ядра Сонця зросте настільки, що запуститься наступна стадія термоядерної реакції – «горіння» гелію. У результаті реакції, атомні ядра гелію спочатку збиваються разом, перетворюючись на нестабільну форму берилію, а потім на вуглець і кисень. Сила цієї реакції неймовірно велика - коли запалюватимуться незаймані острівці гелію, Сонце спалахуватиме до 5200 разів яскравіше, ніж сьогодні!
Під час цих процесів ядро Сонця продовжуватиме розжарюватися, а оболонка розшириться до меж орбіти Землі і значно охолоне - бо чим більше площа випромінювання, тим більше енергії втрачає тіло. Постраждає і маса світила: потоки зоряного вітру нестимуть залишки гелію, водню та новоствореного вуглецю з киснем у далекий космос. Так наше Сонце перетвориться на . Повністю завершиться розвиток світила тоді, коли оболонка зірки остаточно виснажиться, і залишиться тільки щільне, гаряче та маленьке ядро. Воно повільно остигатиме мільярдами років.
Еволюція складу зірок, відмінних від Сонця
На етапі займання гелію термоядерні процеси у зірці розмірів Сонця закінчуються. Маси невеликих зірок недостатньо для займання новостворених вуглецю та кисню - світило повинно бути мінімум у 5 разів масивніше Сонця, щоб вуглець почав ядерне перетворення.