Виды звезд в наблюдаемой Вселенной
Звезды бывают самые разные: маленькие и большие, яркие и не очень, старые и молодые, горячие и «холодные», белые, голубые, желтые, красные и т. д.
Разобраться в классификации звезд позволяет диаграмма Герцшпрунга – Рассела
Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Звезды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела
Большая часть звезд находится на так называемой главной последовательности.
Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90% времени эволюции большинства звезд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр.
Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития, звезды подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты
Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К ним относится и наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды, как Солнце, называют желтыми карликами.
Жёлтый карлик
Жёлтый карлик – тип небольших звёзд главной последовательности, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца и температуру поверхности 5000–6000 K.
Время жизни жёлтого карлика составляет в среднем 10 миллиардов лет.
После того, как сгорает весь запас водорода, звезда во много раз увеличивается в размере и превращается в красный гигант. Примером такого типа звёзд может служить Альдебаран.
Красный гигант выбрасывает внешние слои газа, образуя тем самым планетарные туманности, а ядро коллапсирует в маленький, плотный белый карлик.
Красный гигант
Красный гигант – это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Образование таких звезд возможно как на стадии звездообразования, так и на поздних стадиях их существования.
На ранней стадии звезда излучает за счет гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии, до того момента пока сжатие не будет остановлено начавшейся термоядерной реакцией.
На поздних стадиях эволюции звезд, после выгорания водорода в их недрах, звезды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга – Рассела: этот этап длится примерно 10% от времени «активной» жизни звезд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звездных недрах идут реакции нуклеосинтеза.
Звезда гигант имеет сравнительно низкую температуру поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий 800 солнечных и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами.
Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.
Звезды карлики являются противоположностью гигантов и могут быть следующие.
Белый карлик
Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды с массой, не превышающей 1,4 солнечной массы, после того, как она проходит стадию красного гиганта.
Из-за отсутствия водорода термоядерная реакция в ядре таких звезд не происходит.
Белые карлики – очень плотные. По размеру они не больше Земли, но массу их можно сравнить с массой Солнца.
Это невероятно горячие звёзды, их температура достигает 100 000 градусов и более. Они сияют за счёт своей оставшейся энергии, но со временем она заканчивается, и ядро остывает, превращаясь в чёрного карлика.
Красный карлик
Красные карлики – самые распространённые объекты звёздного типа во Вселенной. Оценка их численности варьируется в диапазоне от 70 до 90% от числа всех звёзд в галактике. Они довольно сильно отличаются от других звезд.
Масса красных карликов не превышает трети солнечной массы (нижний предел массы — 0,08 солнечной, далее идут коричневые карлики), температура поверхности достигает 3500 К. Красные карлики имеют спектральный класс M или поздний K. Звезды этого типа испускают очень мало света, иногда в 10 000 раз меньше Солнца.
Учитывая их низкое излучение, ни один из красных карликов не виден с Земли невооружённым глазом.
Даже ближайший к Солнцу красный карлик Проксима Центавра (самая близкая к Солнцу звезда в тройной системе) и ближайший одиночный красный карлик, звезда Барнарда, имеют видимую звёздную величину 11,09 и 9,53 соответственно. При этом невооружённым взглядом можно наблюдать звезду со звёздной величиной до 7,72.
Из-за низкой скорости сгорания водорода красные карлики имеют очень большую продолжительность жизни – от десятков миллиардов до десятков триллионов лет (красный карлик с массой в 0,1 массы Солнца будет гореть 10 триллионов лет).
В красных карликах невозможны термоядерные реакции с участием гелия, поэтому они не могут превратиться в красные гиганты. Со временем они постепенно сжимаются и всё больше нагреваются, пока не израсходуют весь запас водородного топлива.
Постепенно, согласно теоретическим представлениям, они превращаются в голубые карлики – гипотетический класс звёзд, пока ни один из красных карликов ещё не успел превратиться в голубого карлика, а затем – в белые карлики с гелиевым ядром.
Коричневый карлик
Коричневый карлик – субзвездные объекты (с массами в диапазоне примерно от 0,01 до 0,08 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.
https://www.youtube.com/watch?v=9Yqxx57pYlI
Минимальная температура звёзд главной последовательности составляет порядка 4000 К, температура коричневых карликов лежит в промежутке от 300 до 3000 К. Коричневые карлики на протяжении своей жизни постоянно остывают, при этом чем крупнее карлик, тем медленнее он остывает.
Субкоричневые карлики
Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики – холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов.
Масса их меньше примерно одной сотой массы Солнца или, соответственно, 12,57 массы Юпитера, нижний предел не определён.
Их в большей мере принято считать планетами, хотя к окончательному заключению о том, что считать планетой, а что – субкоричневым карликом научное сообщество пока не пришло.
Черный карлик
Черные карлики – остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.
Двойная звезда
Двойная звезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс.
Иногда встречаются системы из трех и более звезд, в таком общем случае система называется кратной звездой.
В тех случаях, когда такая звездная система не слишком далеко удалена от Земли, в телескоп удается различить отдельные звезды. Если же расстояние значительное, то понять, что перед астрономами двойная звезда удается только по косвенным признакам – колебаниям блеска, вызываемым периодическими затмениями одной звезды другою и некоторым другим.
Новая звезда
Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10 000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызывая вспышку светимости.
Сверхновая звезда
Сверхновая звезда – это звезда, заканчивающая свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.
Нейтронная звезда
Нейтронные звезды (НЗ) – это звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10-20 км в диаметре.
Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц – нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. Плотность таких звезд чрезвычайно высока, она близка к плотности атомного ядра, т. е.
в 100 млн раз выше плотности обычного вещества. Один кубический сантиметр вещества НЗ будет весить примерно 100 миллионов тонн.
Сила тяжести на поверхности нейтронной звезды примерно в 100 млрд раз выше, чем на Земле.
В нашей Галактике, по оценкам ученых, могут существовать от 100 млн до 1 млрд нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд.
Пульсары
Пульсары – космические источники электромагнитных излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов).
Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения.
Когда Земля попадает в конус, образуемый этим излучением, то можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды.
Некоторые нейтронные звёзды совершают до 600 оборотов в секунду.
Цефеиды
Цефеиды – класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период-светимость, названный в честь звезды Дельта Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда.
Приведенный перечень основных видов (типов) звезд с их краткой характеристикой, разумеется, не исчерпывает всего возможного многообразия звезд во Вселенной.
ЕЩЁ МАТЕРИАЛЫ ПО ТЕМЕ:
1. Блеск и светимость звезд
2. Светимость
3. Спектральная классификация звезд
Звезды Вселенной
Объекты глубокого космоса > Звезды
На протяжении многих веков миллионы человеческих глаз с наступлением ночи устремляют свой взгляд ввех – в сторону загадочных огоньков в небе – звезд нашей Вселенной.
Древние люди видели в скоплениях звёзд различные фигуры животных и людей, и каждой из них создавали свою историю. Позже подобные скопления стали называть созвездиями.
На сегодняшний день астрономы выделяют 88 созвездий, разделяющих звёздное небо на определённые участки, по которым можно ориентироваться и определять местоположение звёзд.
В нашей Вселенной самыми многочисленными объектами, доступными человеческому глазу, являются именно звёзды. Они представляют собой источник света и энергии для всей Солнечной системы. Они также создают тяжелые элементы, необходимые для зарождения жизни.
А без звёзд Вселенной не было бы жизни, ведь Солнце дарит свою энергию практически всем живым существам на Земле. Оно согревает поверхность нашей планеты, создавая, тем самым, теплый, полный жизни оазис среди вечной мерзлоты космосы.
Степень яркости звезды во Вселенной определяется её размером.
Но не все звезды во Вселенной настолько огромны. Существуют также так называемые звезды-карлики.
Сравнительные размеры звезд
Астрономы оценивают величину звёзд по шкале, согласно которой, чем ярче звезда, тем меньше её номер. Каждый последующий номер соответствует звезде, в десять раз менее яркой, чем предыдущая. Самой яркой звездой ночного неба во Вселенной является Сириус. Его видимая звёздная величина составляет -1.46, а это значит, что он в 15 раз ярче звезды с нулевой величиной.
Звёзды, чья величина составляет 8 и более невозможно увидеть невооружённым взглядом. Звёзды также разделяются по цветам на спектральные классы, указывающие на их температуру. Существуют следующие классы звёзд Вселенной: O, B, A, F, G, K, и M. Классу О соответствуют самые горячие звёзды во Вселенной– голубого цвета. Самые холодные звёзды относятся к классу М, их цвет красный.
| 30 000—60 000 | голубой | голубой | Слабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизованных Si, C, N. |
| 10 000—30 000 | бело-голубой | бело-голубой и белый | Линии поглощения гелия и водорода. Слабые линии H и К Ca II. |
| 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 |
| 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. |
| 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. |
| 3500—5000 | оранжевый | желтовато-оранжевый | Линии металлов и полоса G интенсивны. Линии водорода почти не заметно. Появляется полосы поглощения TiO. |
| 2000—3500 | красный | оранжево-красный | Интенсивны полосы TiO и других молекул. Полоса G слабеет. Все ещё заметны линии металлов. |
Вопреки всеобщему заблуждению, стоит отметить, что звёзды Вселенной на самом деле не мерцают. Это лишь оптический обман – результат атмосферной интерференции. Похожий эффект можно наблюдать жарким летним днём, глядя на раскалённый асфальт или бетон.
Горячий воздух поднимается, и кажется, будто вы смотрите сквозь дрожащее стекло. Тот же процесс вызывает иллюзию звёздного мерцания. Чем ближе звезда к Земле, тем больше она будет «мерцать», потому что её свет проходит через более плотные слои атмосферы.
Ядерный Очаг звезд Вселенной
Звезда во Вселенной представляет собой гигантский ядерный очаг. Ядерная реакция внутри её превращает водород в гелий, благодаря процессу синтеза, так звезда приобретает свою энергию. Атомные ядра водорода с одним протоном объединяются в атомы гелия с двумя протонами. Ядро обычного атома водорода имеет всего один протон.
Два изотопа водорода также содержат один протон, но ещё имеют нейтроны. Дейтерий имеет один нейтрон, в то время, как Тритий имеет два. Глубоко внутри звезды атом дейтерия соединяется с атомом трития, образуя атом гелия и свободный нейтрон. В результате этого продолжительного процесса высвобождается огромное количество энергии.
Для звёзд главной последовательности основным источником энергии являются ядерные реакции с участием водорода: протон-протонный цикл, характерный для звезд с массой около солнечной и CNO-цикл, идущий только в массивных звёздах и только при наличии в их составе углерода. На более поздних стадиях жизни звезды могут идти ядерные реакции и с более тяжёлыми элементами вплоть до железа.
| Протон-протоный цикл | CNO-цикл | |
| Основные цепочки |
|
|
Когда водородный запас звезды исчерпывается, она начинает превращать гелий в кислород и углерод. Если звезда достаточно массивна, процесс превращения будет продолжаться до тех пор, пока углерод и кислород не образуют неон, натрий, магний, серу и кремний.
В итоге, эти элементы преобразуются в кальций, железо, никель, хром и медь, пока ядро не будет полностью состоять из металла. Как только это произойдёт, ядерная реакция прекратится, так как температура плавления железа слишком велика.
Внутреннее гравитационное давление становится выше внешнего давления ядерной реакции и, в конце концов, звезда коллапсирует. Дальнейшее развитие событий зависит от изначальной массы звезды.
Типы звезд Вселенной
Главная последовательность – это период существования звезд Вселенной, во время которого внутри её проходит ядерная реакция, являющийся самым длинным отрезком жизни звезды. Наше Солнце сейчас находится именно в этом периоде. В это время звезда претерпевает незначительные колебания в яркости и температуре.
Продолжительность такого периода зависит от массы звезды. У крупный массивных звёзд он короче, а у мелких длиннее. Очень большим звёздам внутреннего топлива хватает на несколько сотен тысяч лет, в то время, как малые звёзды, как Солнце, будут сиять миллиарды лет.
Самые крупные звёзды во время главной последовательности превращаются в голубых гигантов.
| Красный гигант – это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Она представляет собой позднюю стадию цикла, когда запасы водорода подходят к концу и гелий начинает преобразовываться в другие элементы. Повышение внутренней температуры ядра приводит к коллапсу звезды. Внешняя поверхность звезды расширяется и остывает, благодаря чему звезда приобретает красный цвет. Красные гиганты очень велики. Их размер в сто раз больше обычных звёзд. Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта. |
| Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды, после того, как она проходит стадию красного гиганта. Когда у звезды больше не остаётся топлива, она может выделять часть своей материи в космос, образуя планетарную туманность. То, что остаётся – это мёртвое ядро. Ядерная реакция в нем не возможна. Оно сияет за счёт своей оставшейся энергии, но она рано или поздно кончается, и тогда ядро остывает, превращаясь в чёрного карлика. Белые карлики – очень плотные. По размеру они не больше Земли, но массу их можно сравнить с массой Солнца. Это невероятно горячие звёзды, их температура достигает 100,000 градусов и более. |
| Коричневого карлика ещё называют субзвездой. Во время своего жизненного цикла некоторые протозвёзды никогда не достигают критической массы, чтобы начать ядерные процессы. Если масса протозвезды составляет лишь 1/10 массы Солнца, её сияние будет недолгим, после чего она быстро гаснет. То, что остаётся и есть коричневый карлик. Это массивный газовый шар, слишком большой, чтобы быть планетой, и слишком, маленький, чтобы стать звездой. Он меньше Солнца, но в несколько раз больше Юпитера. Коричневые карлики не излучают ни света, ни тепла. Это лишь тёмный сгусток материи, существующий на просторах Вселенной. |
| Цефеида – это звезда с переменной светимостью, цикл пульсации которой колеблется от нескольких секунд до нескольких лет, в зависимости от разновидности переменной звезды. Цефеиды обычно изменяют свою светимость в начале жизни и в её завершении. Они бывают внутренними (изменяющими светимость в связи с процессами внутри звезды) и внешними, меняющими яркость вследствие внешних факторов, как, например, влияние орбиты ближайшей звезды. Это ещё называется двойной системой. |
| Многие звёзды во Вселенной являются частью больших звёздных систем. Двойные звёзды – это система из двух звёзд, гравитационно-связанных между собой. Они вращаются по замкнутым орбитам вокруг одного центра масс. Доказано, что половина всех звёзд нашей галактики имеют пару. Визуально парные звёзды выглядят, как две отдельные звезды. Их можно определить по смещению линий спектра (эффект Доплера). В затменно-двойных системах звёзды периодически затмевают друг друга, так как их орбиты расположены под маленьким углом к лучу зрения. |
Жизненный цикл звезд Вселенной
Звезда во Вселенной начинает свою жизнь в виде облака пыли и газа, называемого туманностью. Гравитация соседней или взрывная волна сверхновой звезды могут заставить туманность сжиматься.
Элементы газового облака объединяются в плотную область, называемую протозвездой. В результате последующего сжатия протозвезда нагревается.
В итоге, она достигает критической массы, и начинается ядерный процесс; постепенно звезда проходит все фазы своего существование. Первый (ядерный) этап жизни звезды – самый долгий и стабильный.
Продолжительность жизни звезды зависит от её размера. Крупные звёзды расходуют своё жизненное топливо быстрее. Их жизненный цикл может длиться не более нескольких сотен тысяч лет. А вот маленькие звёзды живут многие миллиарды лет, так как тратят свою энергию медленнее.
Эволюция звезды
Но, как бы то ни было, рано или поздно, звёздное топливо кончается, и тогда маленькая звезда превращается в красного гиганта, а крупная звезда – в красного супергиганта. Эта фаза продлиться до тех пор, пока топливо не израсходуется окончательно.
В этот критический момент внутреннее давление ядерной реакции ослабнет и больше не сможет уравновешивать силу гравитации, и, в результате, произойдет коллапс звезды. Затем небольшие звёзды Вселенной, как правило, перевоплощаются в планетарную туманность с ярким сияющим ядром, называемым белым карликом.
Со временем и он остывает, превращаясь в тёмный сгусток материи – чёрного карлика.
У больших звезд всё происходит немного иначе. Во время коллапса они высвобождают невероятное количество энергии, и мощный взрыв рождает сверхновую звезду. Если её величина составляет 1.
4 величины Солнца, тогда, к сожалению, ядро не сможет поддерживать своё существование и, после очередного коллапса, сверхновая звезда станет нейтронной. Внутренняя материя звезды сожмётся до такой степени, что атомы образуют плотную оболочку, состоящую из нейтронов.
Если же звёздная величина в три раза больше солнечной, то коллапс её просто уничтожит, сотрёт с лица Вселенной. Всё, что от неё останется – участок сильнейшей гравитации, прозванный чёрной дырой.
Туманность, оставшаяся после звезды Вселенной, может расширяться в течение миллионов лет. В конце концов, на неё подействует гравитация соседней или взрывная волна сверхновой звезды и всё повторится снова. Этот процесс будет происходить по всей Вселенной – бесконечный цикл жизни, смерти и возрождения.
Результатом этой звёздной эволюции является образование тяжёлых элементов, необходимых для жизни. Наша солнечная система произошла из второго или третьего поколения туманности, и благодаря этому на Земле и других планетах есть тяжёлые элементы. А это значит, что в каждом из нас есть частички звёзд.
Все атомы нашего тела были зарождены в атомном очаге либо в результате разрушительного взрыва сверхновой звезды.
Список самых ярких звезд видимых с Земли
| Солнце | 0,0000158 | −26,72 | 4,8 | G2V | ||
| 1 | Сириус (α Большого Пса) | 8,6 | −1,46 | 1,4 | A1Vm | Южное |
| 2 | Канопус (α Киля) | 310 | −0,72 | −5,53 | A9II | Южное |
| 3 | Толиман (α Центавра) | 4,3 | −0,27 | 4,06 | G2V+K1V | Южное |
| 4 | Арктур (α Волопаса) | 34 | −0,04 | −0,3 | K1.5IIIp | Северное |
| 5 | Вега (α Лиры) | 25 | 0,03 (перем) | 0,6 | A0Va | Северное |
| 6 | Капелла (α Возничего) | 41 | 0,08 | −0,5 | G6III + G2III | Северное |
| 7 | Ригель (β Ориона) | ~870 | 0,12 (перем) | −7[3] | B8Iae | Южное |
| 8 | Процион (α Малого Пса) | 11,4 | 0,38 | 2,6 | F5IV-V | Северное |
| 9 | Ахернар (α Эридана) | 69 | 0,46 | −1,3 | B3Vnp | Южное |
| 10 | Бетельгейзе (α Ориона) | ~530 | 0,50 (перем) | −5,14 | M2Iab | Северное |
| 11 | Хадар (β Центавра) | ~400 | 0,61 (перем) | −4,4 | B1III | Южное |
| 12 | Альтаир (α Орла) | 16 | 0,77 | 2,3 | A7Vn | Северное |
| 13 | Акрукс (α Южного Креста) | ~330 | 0,79 | −4,6 | B0.5Iv + B1Vn | Южное |
| 14 | Альдебаран (α Тельца) | 60 | 0,85 (перем) | −0,3 | K5III | Северное |
| 15 | Антарес (α Скорпиона) | ~610 | 0,96 (перем) | −5,2 | M1.5Iab | Южное |
| 16 | Спика (α Девы) | 250 | 0,98 (перем) | −3,2 | B1V | Южное |
| 17 | Поллукс (β Близнецов) | 40 | 1,14 | 0,7 | K0IIIb | Северное |
| 18 | Фомальгаут (α Южной Рыбы) | 22 | 1,16 | 2,0 | A3Va | Южное |
| 19 | Мимоза (β Южного Креста) | ~290 | 1,25 (перем) | −4,7 | B0.5III | Южное |
| 20 | Денеб (α Лебедя) | ~1550 | 1,25 | −7,2 | A2Ia | Северное |
| 21 | Регул (α Льва) | 69 | 1,35 | −0,3 | B7Vn | Северное |
| 22 | Адара (ε Большого Пса) | ~400 | 1,50 | −4,8 | B2II | Южное |
| 23 | Кастор (α Близнецов) | 49 | 1,57 | 0,5 | A1V + A2V | Северное |
| 24 | Гакрукс (γ Южного Креста) | 120 | 1,63 (перем) | −1,2 | M3.5III | Южное |
| 25 | Шаула (λ Скорпиона) | 330 | 1,63 (перем) | −3,5 | B1.5IV | Южное |
Полезные статьи:
Про Вселенную, голубые карлики и красные гиганты
по статье
Длительность жизни звезд солнечного типа вполне себе сравнима с текущим возрастом Вселенной. Иные рекордсмены – звезды-старички-горцы – дожили до почтенного возраста в 13.7 гигалет (!). Но звезды меньшей массы живут еще дольше! Поэтому их никто еще не видел на смертном одре, да, откровенно говоря, и теоретических изысканий на эту тему было немного.
Адамс и Лафлин поставили себе задачу понять, что же может произойти с красными карликами малой массы, и заодно, если получится, провести грань между звездами, которые в конце жизни пухнут в красные гиганты, и теми, кто влачит свое жалкое существование миллиарды лет «без смысла и продолженья».
Вырисовалась вот такая картина.
Отдельные треки соответствуют разным массам М-карликов – от 0.25 масс Солнца до 0.06 масс Солнца. По горизонтали – температура, по вертикали – логарифм отношения светимости карлика к светимости Солнца. Обратите внимание на врезку – это зависимость продолжительности жизни М-карлика от его массы – то есть карлик массой 0.25 солнечных живет около триллиона лет, 0.
1 солнечной – почти 6 трлн лет, а еще меньшей массы – уму не постижимые 10.4 трлн лет! Как результат, у таких звезд достаточно времени, чтобы попытаться спалить весь свой водород.
В то время как звезда массой Солнца выжигает всего 10% своего водорода за свою жизнь на главной последовательности, у такого карлика с запасом водорода всего лишь 10% от солнечного, впереди – почти целая вечность, чтобы попытаться спалить все.
Один из самых интересных результатов этой работы – маленькие М-карлики не становятся красными гигантами на склоне своего жизненного пути.
Вместо этого они сохраняют свой размер, но в конце жизни сильно увеличивают температуру поверхности, становясь…
голубыми карликами! Конечно, со временем, они дожгут все, что у них есть, и станут постепенно остывающей головешкой – белым карликом, чтобы потом потухнуть уже навсегда.
Как показывают треки, самые маленькие звезды, которые в конце жизни станут красными гигантами – массой в четверть массы Солнца! Но случится это еще через триллион лет, и значит, вся основная эволюция звезд в Галактике еще впереди.
Еще один удивительный результат – посмотрите на трек звезды массой 0.16 масс Солнца. Незадолго до смерти, у таких звезд будет период сравнительно постоянной, повышенной светимости в треть солнечной.
Эта эпоха длится порядка 5 млрд лет, в это время граница зоны обитаемости в таких системах должна отодвинуться дальше, и это значит, что у планет таких звезд будет шанс выбраться из холода и забвения, и, возможно, даже добраться до таких температур и такой стабильности, при которых на их поверхности может зародиться и зацвести жизнь.
Если теперь посмотреть на эволюцию всей Галактики, рисуется такая картина. Постепенно, за 1-2 текущих возрастов Вселенной, Галактика должна выработать весь свой водород.
К счастью, это время может продлиться за счет повторного использования водорода умерших звезд солнечного типа на главной последовательности (которые, как мы уже указали, выжигают за жизнь всего лишь 10% своих запасов), а также возможное уменьшение скорости, с которой Галактика рождает новые звезды. С учетом этих факторов, время, за которое Галактика исчерпает весь свой газ, увеличивается до 1 трлн лет.
Звездное население неотвратимо будет стареть. Это значит, что первыми умрут самые массивные звезды. Доля, которую они вносили в общую светимость всей Галактики, должна, в принципе, постепенно компенсироваться увеличением светимости меньших звезд, и вычисления показывают, что с течением времени кривая интегральной светимости Галактики остается удивительно постоянной.
Все астрономы – от мала до велика – знают, что Солнце в конце концов станет красным гигантом. В то же время хорошего обоснования, почему именно так, просто не было. Но изучение красных карликов может дать ключ и к этому замочку.
Светимость, радиус и температура фотосферы звезд связаны простым законом
С возрастом светимость звезды начинает расти. Это значит, что она может увеличить свой радиус, становясь красным гигантом, или, оставшись маленькой, увеличивать свою температуру – становясь «голубым карликом».
Как именно звезда будет решать проблему своей светимости – зависит от многих параметров, среди которых – непрозрачность фотосферы, «металличность» звезды (количество элементов тяжелее гелия) и еще кое-какие.
Для случая металличности таких звезд, как наше Солнце, влиянием прочих факторов можно пренебречь, поэтому решение сводится к определению критериев непрозрачности фотосферы.
Около поверхности звезды, в ее фотосфере, вся конвекция хочешь не хочешь, кончается, и звезде не остается ничего другого, кроме излучения этой энергии в космос. Здесь астрономы заняты т.н.
проблемой границы непрозрачности, которая увеличивается при достаточно высоких температурах вследствие ионизации водорода, или наоборот, достаточно низких температурах, когда начинают образовываться молекулы и целые зерна материи.
Поэтому фотосфере звезды приходится держаться в определенном диапазоне температур, чтобы пропускать наружу излучение.
И это значит, что температура фотосферы не может расти до бесконечности – рано или поздно фотосфера наткнется на «стену непрозрачности» для излучения, что накладывает серьезные ограничения на светимость звезды. Как результат, у звезды просто не остается выбора кроме как начать увеличиваться в размерах.
У красных же карликов фотосферы не находятся близко к стене непрозрачности, поэтому они могут свободно увеличивать свою температуру, пока не станут голубыми карликами.
Комментарий д-ра Майкла: трансформирование “взрослых” статей с arxiv.org или Astrophysical Journal и подобных им в вид, понятный всем и каждому – трудное и рисковое дело.
В то же время большой пласт интереснейших вещей остается просто за кадром.
Моя цель здесь – передать всего лишь небольшой фрагмент науки “из первых рук”, и не факт, что даже в таком упрощенном изложении он будет понятен всем.
Если вам какие-то куски покажутся не совсем логичными, обращайтесь к исходной статье по ссылке.
Звезда — Белый карлик
Белые карлики — распространенный тип звезд с малой светимостью и огромной массой. В нашей галактике они составляют несколько процентов от общего числа звезд. Это компактные объекты, размером примерно с Землю.
Температура внутри них невысока, так что ядерные реакции не протекают. Запасенная энергия постепенно уменьшается за счет излучения электромагнитных волн.
Температура поверхности белых карликов колеблется в пределах от 5 000° K у старых, «холодных» звезд до 50 000° K у молодых и «горячих».
Массы белых карликов не превосходят 1,4 массы Солнца, хотя плотность вполне приличная — 1 000 000 — 100 000 000 г/см³
Белые карлики относятся к объектам, находящимся в последней стадии эволюции. Плотность вещества белых карликов больше плотности обычных звёзд в миллион раз, а распространённость их среди звёзд Млечного Пути – 3 – 10%. Также белые карлики от звезд отличаются тем,что в их недрах не идут термоядерные реакции.
Когда на Солнце закончится весь гелий (через 100 – 110 млн. лет), оно превратится в белый карлик.
Молодые белые карлики имеют температуру больше 2.105 °К на поверхности. Классический пример – снимки самой яркой звезды нашего неба, Сириуса.
Их удалось получить при помощи рентгеновского телескопа «Чандра». В оптике Сириус А в 10 000 раз ярче своего напарника, Сириуса В, но в рентгеновском диапазоне белый карлик имеет большую яркость.
Из чего состоят
Белые карлики не так просты и скучны, как это может показаться на первый взгляд. Действительно, если ядерные реакции не идут и температура невысока, то откуда берется высокое давление, сдерживающее гравитационное сжатие вещества? Оказывается, что решающую роль играют квантовые свойства электронов.
Под действием гравитации вещество сжимается настолько, что ядра атомов проникают внутрь электронных оболочек соседних атомов. Электроны уже не принадлежат конкретным ядрам, а вольны летать по всему пространству внутри звезды. Ядра же образуют плотно связанную систему наподобие кристаллической решетки. Далее происходит самое интересное.
Хотя в результате излучения в окружающее пространство белый карлик остывает, средняя скорость электронов не уменьшается. Это связано с тем, что, согласно законам квантовой механики, два электрона, имея полуцелый спин, не могут находиться в одном состоянии (принцип Паули). Значит, число различных состояний электронов белого карлика не может быть меньше числа электронов.
Но понятно, что число состояний уменьшается с уменьшением скоростей электронов. В предельном случае, если бы скорость всех электронов стала равной нулю, все они оказались бы в одном состоянии (точнее — в двух, с учетом проекции спина). Поскольку электронов в белом карлике много, то и состояний должно быть много, а это обеспечивается сохранением их скоростей.
Ну а большие скорости частиц создают большое давление, противодействующее гравитационному сжатию. Конечно, если масса объекта слишком велика, гравитация преодолеет и этот барьер.
Эволюция
Большинство белых карликов являются одним из последних этапов эволюции нормальных, не очень массивных звезд. Звезда, исчерпав запасы ядерного горючего, переходит в стадию красного гиганта, теряет часть вещества, превращаясь в белый карлик. При этом наружная оболочка — нагретый газ — разлетается в космическом пространстве и с Земли она наблюдается как туманность.
За сотни тысяч лет такие туманности рассеиваются в пространстве, а их плотные ядра, белые карлики, постепенно остывают аналогично раскалённому куску металла, но очень медленно, поскольку его поверхность мала. Со временем они должны превратиться в коричневые (черные) карлики — сгустки материи с температурой окружающей среды.
Правда, как показывают расчеты, на это может потребоваться множество миллиардов лет.
Очевидно, что открытие коричневых карликов затруднено их слабой светимостью. Один из коричневых карликов находится в созвездии Гидры. Его блеск составляет лишь 22,3.
Уникальность открытия заключается в том, что ранее обнаруженные коричневые карлики входили в двойные системы, именно поэтому их и могли обнаружить, а этот — одиночный.
Его нашли только благодаря близости к Земле: до него всего 33 световых года.
Предполагается, что нынешние коричневые карлики — это не остывшие белые (слишком мало времени прошло), а «недоразвившиеся» звезды. Как известно, звезды рождаются из газопылевого облака, причем одно облако порождает несколько звезд разной массы.
Если сжимающийся сгусток газа имеет массу в 10-100 раз меньше солнечной, образуются коричневые карлики. Они довольно сильно разогреваются силами гравитационного сжатия и излучают в инфракрасном диапазоне.
Ядерные реакции в коричневых карликах не происходят.
Открытие
К началу 30-х гг. XX в. в общих чертах сложилась теория внутреннего строения звезд. Задавая массу звезды и ее химический состав, теоретики могли рассчитать все наблюдаемые характеристики звезды — ее светимость, радиус, температуру поверхности и т. д.
Однако эту стройную картину нарушала невзрачная звездочка 40 Эридана В, открытая английским астрономом Вильямом Гершелем в 1783 г. Для своей высокой температуры она имела слишком небольшую светимость, а следовательно, слишком малые размеры. С точки зрения классической физики это не поддавалось объяснению.
Спустя некоторое время были найдены и другие необычные звезды. Самым знаменитым из этих открытий стало открытие Сириуса В — невидимого спутника самой яркой звезды — Сириуса. Астроном Фридрих Вильгельм Бессель (немецкий математик и астроном), наблюдая за Сириусом, обнаружил, что он движется не по прямой, а «слегка по синусоиде».
Примерно десять лет наблюдений и размышлений привели Бесселя к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, оказывающая на него гравитационное воздействие.
Предсказание Бесселя подтвердились после того, как А. Кларк в 1862 г. сконструировал телескоп с объективом диаметром 46 см, на тот момент самый большой телескоп в мире. Для проверки качества линзы его направили на Сириус — самую яркую звезду. В поле зрения телескопа появилась еще одна звезда, неяркая, которую и предсказывал Бессель.
Температура Сириуса В оказалась равной 25 000 К — в 2,5 раза выше, чем у яркого Сириуса А. С учетом размеров звезды это указывало на чрезвычайно высокую плотность ее вещества — 106г/см³. Наперсток такого вещества весил бы на Земле миллион тонн.
Как оказалось, белые карлики — это звездные «огарки», ведущие свое происхождение от обычных звезд. Равновесие обычных звезд поддерживается силой давления раскаленной плазмы, которая противостоит силе гравитации (тяготения).
Чтобы равновесие сохранялось, необходимы внутренние источники энергии, иначе звезда, теряя энергию на излучение потоков света в окружающее пространство, не выдержала бы противоборства с гравитационными силами. Таким внутренним источником служат термоядерные реакции превращения водорода в гелий.
Как только в центральных областях звезды «выгорает» весь водород, равновесие нарушается и звезда начинает сжиматься под действием собственной тяжести. Типичная плотность окружающих нас предметов составляет несколько граммов на 1 см³ (примерно такова характерная плотность атома). Такую же среднюю плотность имеют звезды типа нашего Солнца.
Однако, если обычную звезду сжать в 100 раз, атомы «вожмутся» друг в друга и звезда превратится в один гигантский атом, в котором энергетические уровни отдельных атомов «сцепятся» воедино.
При таких плотностях электроны образуют так называемый вырожденный электронный газ — особое квантовое состояние, при котором все электроны белого карлика «чувствуют» друг друга и образуют единый коллектив — именно он и противостоит гравитационному сжатию. Так звезда превращается в плотное ядро — белый карлик.
Ещё по теме:
Системы красных карликов не лучшие кандидаты для поиска жизни
20:27, 8 февраля 2017 года
Поиски жизни за пределами Земли нацелены на обитаемые зоны других звезд, области, в которых потенциально возможно существование жидкой воды. Новое исследование NASA показало, что некоторые из этих зон на самом деле не в состоянии поддерживать жизнь из-за частых звездных извержений молодых красных карликов.
Теперь междисциплинарная группа ученых NASA пытается расширить понятие обитаемой зоны с учетом влияния звездной активности, которая может поставить атмосферу экзопланеты под угрозу потери кислорода. Исследование опубликовано в Astrophysical Journal Letters 6 февраля 2017 года.
«Если мы хотим найти экзопланету, которая может развивать и поддерживать жизнь, мы должны выяснить, какие звезды становятся лучшими родителями», – сказал Владимир Айрапетян, ведущий автор статьи и ученый Центра космических полетов им. Годдарда NASA.
Для определения обитаемой зоны вокруг звезды ученые традиционно рассматривали, сколько тепла и света излучает звезда. Звезды массивнее Солнца производят больше тепла и света, поэтому обитаемая зона должна быть дальше от них. Меньшие, более холодные звезды обладают близкими обитаемыми зонами.
Но наряду с высокой температурой и видимым светом звезды излучают рентгеновское и ультрафиолетовое излучение, а также производят звездные извержения, такие как корональные выбросы массы. Одним из возможных последствий этого излучения является атмосферная эрозия, при которой частицы высоких энергий уносят атмосферные молекулы в космос.
Новая модель Айрапетяна и его команды теперь принимает во внимание этот эффект.
Поиски обитаемых планет часто практикуют на красных карликах, поскольку они относительно прохладные, самые маленькие и самые многочисленные звезды во Вселенной.
С другой стороны, красные карлики также склонны к более частым и мощным звездным извержениям по сравнению с Солнцем.
Для оценки обитаемости планет вокруг этих звезд ученые должны понять, каким образом сбалансировать противоположные факторы.
Другим важным фактором зоны обитаемости является возраст звезды. Каждый день молодые звезды производят супервспышки по крайней мере в 10 раз более мощные, чем наблюдаются на Солнце. На их старых, выдержанных коллегах такие всплески встречаются один раз в 100 лет.
«Когда мы смотрим на молодых красных карликов в Галактике, мы видим, что они гораздо менее яркие, чем Солнце сегодня.
По классическому определению, обитаемая зона вокруг красных карликов должна быть в 10-20 раз ближе Земли к Солнцу.
Теперь мы знаем, что эти красные карлики генерируют много рентгеновских лучей и экстремальных выбросов ультрафиолета путем частых вспышек и звездных штормов», – говорит Владимир Айрапетян.
Супервспышки при высокой энергии рентгеновских лучей и экстремальных выбросах ультрафиолета сначала разбивают молекулы атмосферы на атомы, а затем ионизируют атмосферные газы. Во время ионизации, радиация поражает атомы и сбивает электроны.
Электроны гораздо легче вновь образованных ионов, поэтому они гораздо более легко утекают в космос.
Противоположности притягиваются, таким образом, создается все больше и больше отрицательно заряженных электронов, они создают мощное разделение зарядов, привлекающее положительно заряженные ионы из атмосферы.
https://www.youtube.com/watch?v=nz_pVwzFSbw
Модель оценивает утечку кислорода на планетах вокруг красных карликов с учетом предположения, что они не компенсируются вулканической активностью или кометной бомбардировкой. Различные ранние модели атмосферной эрозии показывали, что водород наиболее уязвим.
Как самый легкий элемент, водород легко уходит в космическое пространство, оставляя атмосферу богатую тяжелыми элементами, такими как кислород и азот.
Но новая модель указывает на то, что сильные штормы молодых красных карликов генерируют достаточно излучения высокой энергии, чтобы позволить утечку даже кислорода и азота, строительных блоков для основных жизненных молекул.
Учитывая побег кислорода, молодой красный карлик может сделать крупную экзопланету непригодной в течение нескольких десятков или сотен миллионов лет. Потеря атмосферного водорода и кислорода приведет к исчезновению оборота воды прежде, чем жизнь получит возможность развития.
«Результаты исследования могут иметь серьезные последствия для атмосферной химии этих миров. Выводы команды повлияют на текущие поиски признаков жизни в химическом составе экзопланетных атмосфер», – сказал Шон Домагал-Голдман, ученый Центра космических полетов им. Годдарда, не участвующий в исследовании.
Моделирование скорости потери кислорода является первым шагом по расширению классического определения зоны обитаемости. Когда экзопланета движется по орбите зрелой звезды с мягкой «космической погодой», классического определения достаточно.
Но, если уровень рентгеновского и экстремального ультрафиолетового излучения родительской звезды в 7-10 раз превышают средний показатель выбросов от Солнца, то будет применимо новое определение.
Будущая работа команды включит моделирование утекания азота, которое может быть сравнимо с поведением кислорода, поскольку азот немного легче.
Новая модель обитаемости имеет последствия для недавно обнаруженной планеты на орбите красного карлика Проксима Центавра, нашего ближайшего космического соседа. Айрапетян и его команда применили свои модели к экзопланете, по размеру схожей с Землей и получившей название Proxima b, которая вращается в 20 раз ближе к звезде, чем Земля к Солнцу.
Учитывая возраст звезды и близость планеты, ученые ожидают, что Proxima b подвергается потокам рентгеновского и ультрафиолетового излучением от супервспышек каждые два часа.
В соответствии с моделью, кислород покинул бы атмосферу экзопланеты за 10 миллионов лет. Кроме того, интенсивная магнитная активность и звездный ветер усугубляют и без того суровую космическую погоду.
Ученые пришли к выводу: маловероятно, что Proxima b обитаема.
«Мы получили пессимистичные результаты для планет вокруг молодых красных карликов, при этом мы улучшили понимание того, какие звезды имеют хорошие перспективы для обитаемости экзопланет.
Чем больше мы узнаем о том, что необходимо от родительской звезды, все больше и больше кажется, что наше Солнце является одной из тех редких прекрасных родительских звезд, которые могут поддерживать жизнь», – заключил Владимир Айрапетян.
Что такое красный карлик?
Красный карлик — это звезда спектрального класса М или (частично) L с очень низкой светимостью. Красные карлики — самые распространенные звезды в нашей Галактике. К ним относится около 80% звезд Млечного Пути, что составляет примерно 300 миллиардов светил. Про́ксима Центавра, ближайшая звезда к Солнцу, тоже звезда красный карлик.
Тем не менее, из-за низкой светимости ни одна звезда красный карлик не видна на небе невооруженным глазом. Большинство звезд этого типа настолько тусклы, что астрономы до сих пор сталкиваются с серьезными трудностями при изучении их свойств.
Звезда Gliese 581 и ее планеты. Gliese 581 — типичный красный карлик спектрального класса М3V. Рисунок: ESO
Массы большинства красных карликов заключены в пределах от 7,5% до 60% массы Солнца, светимости от 0,01% до 7% светимости Солнца, а температура находится в диапазоне 2000 — 3800 градусов Кельвина.
В отличие от других звезд, красные карлики эволюционируют очень медленно. Вследствие низкой массы и светимости время гравитационного сжатия для этих звезд очень велико. Только по истечении миллиарда лет и более внутри них начинают идти стабильные ядерные реакции, и они «садятся» на главную последовательность.
В настоящее время все красные карлики находятся либо на главной последовательности либо на стадии гравитационного сжатия (фактически, на самой поздней стадии протозвезды).
Последние красные карлики принято называть эволюционно молодыми, хотя их истинный возраст может во много раз превышать возраст старых и массивных красных гигантов. Молодые красные карлики, как правило, несколько горячее и ярче аналогичных звезд главной последовательности.
Среди них много вспыхивающих звезд типа UV Кита. Вспышки на молодых красных карликах аналогичны вспышкам на Солнце, однако гораздо мощнее и происходят во много раз чаще.
Типичная звезда красный карлик живет на главной последовательности очень долго, и даже в случае самых массивных и ярких представителей этого типа звезд время пребывания на гл. последовательности превышает время жизни Вселенной.
В далеком будущем, когда проэволюционируют и погибнут несколько поколений звезд типа Солнца (не говоря уже о более ярких), и Вселенная станет темной, красные карлики будут по-прежнему тускло гореть во мраке космоса, мерно, как свеча.
Ниже приведены суммарные данные о красных карликах спектрального класса М, взятые из работы Л. Кальтнеггер и У. Трауба.
В таблице масса и радиус звезд выражены в массах и радиусах Солнца, температура — в градусах Кельвина (аналогичная шкале Цельсия но за 0° Кельвина принимается абсолютный нуль температуры -273°С). Mv — абсолютная звездная величина.
Также в таблице приводим болометрическую светимость, т. е. светимость звезды во всех диапазонах спектра, а не только в видимом свете. Светимость выражена в процентах от светимости Солнца.
Характеристики красных карликов
| M0V | 3800 | 0,62 | 0,60 | 9,34 | 7,2 | GJ 278C |
| M1V | 3600 | 0,49 | 0,49 | 9,65 | 3,5 | GJ 229A |
| M2V | 3400 | 0,44 | 0,44 | 10,12 | 2,3 | Лаланд 21185 |
| M3V | 3250 | 0,39 | 0,36 | 11,15 | 1,5 | GJ 725A |
| M4V | 3100 | 0,36 | 0,20 | 12,13 | 0,55 | Звезда Барнарда |
| M5V | 2800 | 0,20 | 0,14 | 16,0 | 0,22 | GJ 866AB |
| M6V | 2600 | 0,15 | 0,10 | 16,6 | 0,09 | Вольф 359 |
| M7V | 2500 | 0,12 | ~0,09 | 18,8 | 0,05 | Ван Бисбрук 8 |
| M8V | 2400 | 0,11 | ~0,08 | 19,8 | 0,03 | Ван Бисбрук 9 |
| M9V | 2300 | 0,08 | ~0,075 | ~20 | 0,015 | LHS 2924 |