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 C |