Белые звезды названия окружающий мир 3. Спектральная классификация звезд: зависимость цвета и температуры. Названия голубых звезд – примеры

> Звезды

Звезды – массивные газовые шары: история наблюдений, названия во Вселенной, классификация с фото, рождение звезды, развитие, двойные звезды, список самых ярких.

Звезды - небесные тела и гигантские светящиеся сферы плазмы. Только в нашей галактике Млечный Путь их насчитывают миллиарды, включая Солнце. Не так давно мы узнали, что некоторые из них еще и располагают планетами.

История наблюдений за звездами

Сейчас можно легко купить телескоп и наблюдать на ночным небом или воспользоваться телескопами онлайн на нашем сайте. С древних времен звезды на небе играли важную роль во многих культурах. Они отметились не только в мифах и религиозных историях, но и послужили первыми навигационными инструментами. Именно поэтому астрономия считается одной из древнейших наук. Появление телескопов и открытие законов движения и гравитации в 17 веке помогли понять, что все звезды напоминают наше , а значит подчиняются тем же физическим законам.

Изобретение фотографии и спектроскопии в 19 веке (исследование длин волн света, исходящих от объектов) позволили проникнуть в звездный состав и принципы движения (создание астрофизики). Первый радиотелескоп появился в 1937 году. С его помощью можно было отыскать невидимое звездное излучение. А в 1990 году удалось запустить первый космический телескоп Хаббл, способный получить наиболее глубокий и детализированный взгляд на Вселенную (качественные фото Хаббла для различных небесных тел можно найти на нашем сайте).

Наименование звезд Вселенной

Древние люди не обладали нашими техническими преимуществами, поэтому в небесных объектах узнавали образы различных существ. Это были созвездия, о которых сочиняли мифы, чтобы запомнить названия. Причем практически все эти имена сохранились и используются сегодня.

В современном мире насчитывается (среди них 12 относятся к зодиакальным). Самая яркая звезда получает обозначение «альфа», вторая – «бета», а третья – «гамма». И так продолжается до конца греческого алфавита. Есть звезды, которые отображают части тела. Например, ярчайшая звезда Ориона (Альфа Ориона) – «рука (подмышка) великана».

Не стоит забывать, что все это время составлялось множество каталогов, чьи обозначения используют до сих пор. Например, Каталог Генри Дрейпера предлагает спектральную классификацию и позиции для 272150 звезд. Обозначение Бетельгейзе – HD 39801.

Но звезд на небе невероятно много, поэтому для новых используют аббревиатуры, обозначающие звездный тип или каталог. К примеру, PSR J1302-6350 – пульсар (PSR), J – используется система координат «J2000», а последние две группы цифр – координаты с кодами широты и долготы.

Звезды все одинаковые? Ну, когда наблюдаешь без использования техники, то они лишь слегка отличаются по яркости. Но ведь это всего лишь огромные газовые шары, так? Не совсем. На самом деле, у звезд есть классификация, основанная на их главных характеристиках.

Среди представителей можно встретить голубых гигантов и крошечных коричневых карликов. Иногда попадаются и причудливые звезды, вроде нейтронных. Погружение во Вселенную невозможно без понимания этих вещей, поэтому давайте познакомимся со звездными типами поближе.

Большая часть вселенских звезд находится в стадии главной последовательности. Можно вспомнить Солнце, Альфа Центавра А и Сирус. Они способны кардинально отличаться по масштабности, массивности и яркости, но выполняют один процесс: трансформируют водород в гелий. При этом производится огромный энергетический всплеск. Такая звезда переживает ощущение гидростатического баланса. Гравитация заставляет объект сжиматься, но ядерный синтез выталкивает его наружу. Эти силы работают на уравновешивании, и звезде удается сохранять форму сферы. Размер зависит от массивности. Черта – 80 масс Юпитера. Это минимальная отметка, при которой возможно активировать процесс плавления. Но в теории максимальная масса – 100 солнечных.

Если топлива нет, то у звезды больше не хватает массы, чтобы продлить ядерный синтез. Она превращается в белого карлика. Внешнее давление не работает, и она сокращается в размерах из-за силы тяжести. Карлик продолжает сиять, потому что все еще остаются горячие температуры. Когда он остынет, то обретет фоновую температуру. На это уйдут сотни миллиардов лет, поэтому пока просто невозможно найти ни единого представителя. Планетные системы белых карликов Астрофизик Роман Рафиков о дисках вокруг белых карликов, кольцах Сатурна и будущем Солнечной системы Компактные звезды Астрофизик Александр Потехин о белых карликах, парадоксе плотности и нейтронных звездах:

Цефеиды – звезды, пережившие эволюцию из главной последовательности к полосе неустойчивости Цефеиды. Это обычные радио-пульсирующие звезды с заметной связью между периодичностью и светимостью. За это их ценят ученые, ведь они являются превосходными помощниками в определении дистанций в пространстве. Они также демонстрируют перемены лучевой скорости, соответствующие фотометрическим кривым. У более ярких наблюдается длительная периодичность. Классические представители – сверхгиганты, чья масса в 2-3 раза превосходит солнечную. Они пребывают в моменте сжигания топлива на этапе главной последовательности и трансформируются в красных гигантов, пересекая линию неустойчивости цефеид.

Если говорить точнее, то понятие «двойная звезда» не отображает реальную картинку. На самом деле, перед нами звездная система, представленная двумя звездами, совершающими обороты вокруг общего центра масс. Многие совершают ошибку и принимают за двойную звезду два объекта, которые кажутся расположенными близко при наблюдении невооруженным глазом. Ученые извлекают из этих объектов пользу, потому что они помогают вычислить массу отдельных участников. Когда они передвигаются по общей орбите, то вычисления Ньютона для гравитации позволяют с невероятной точностью рассчитать массу. Можно выделить несколько категорий в соответствии с визуальными свойствами: затмевающие, визуально бинарные, спектроскопические бинарные и астрометрические. Затмевающие – звезды, чьи орбиты создают горизонтальную линию от места наблюдения. То есть, человек видит двойное затмение на одной плоскости (Алголь). Визуальные – две звезды, которые можно разрешить при помощи телескопа. Если одна из них светит очень ярко, то бывает сложно отделить вторую.

Формирование звезды

Давайте внимательнее изучим процесс рождения звезды. Сначала мы видим гигантское медленно вращающееся облако, наполненное водородом и гелием. Внутренняя гравитация заставляет его сворачиваться внутрь, из-за чего вращение ускоряется. Внешние части трансформируются в диск, а внутренние в сферическое скопление. Материал разрушается, становясь горячее и плотнее. Вскоре появляется шарообразная протозведа. Когда тепло и давление вырастают до 1 миллиона °C, атомные ядра сливаются и зажигается новая звезда. Ядерный синтез превращает небольшое количество атомной массы в энергию (1 грамм массы, перешедший в энергию, приравнивается к взрыву 22000 тонн тротила). Посмотрите также объяснение на видео, чтобы лучше разобраться в вопросе звездного зарождения и развития.

Эволюция протозвездных облаков

Астроном Дмитрий Вибе об актуализме, молекулярных облаках и рождении звезды:

Рождение звезд

Астроном Дмитрий Вибе о протозвездах, открытии спектроскопии и гравотурбулентной модели звездообразования:

Вспышки на молодых звездах

Астроном Дмитрий Вибе о сверхновых, типах молодых звезд и вспышке в созвездии Ориона:

Звездная эволюция

Основываясь на массе звезды, можно определить весь ее эволюционный путь, так как он проходит по определенным шаблонным этапам. Есть звезды промежуточной массы (как Солнце) в 1.5-8 раз больше солнечной массы, более 8, а также до половины солнечной массы. Интересно, что чем больше масса звезды, тем короче ее жизненный срок. Если она достигает меньше десятой части солнечной, то такие объекты попадают в категорию коричневых карликов (не могут зажечь ядерный синтез).

Объект с промежуточной массой начинает существование с облака, размером в 100000 световых лет. Для сворачивания в протозвезду температура должна быть 3725°C. С момента начала водородного слияния может образоваться Т Тельца – переменная с колебаниями в яркости. Последующий процесс разрушения займет 10 миллионов лет. Дальше ее расширение уравновесится сжатием силы тяжести, и она предстанет в виде звезды главной последовательности, получающей энергию от водородного синтеза в ядре. Нижний рисунок демонстрирует все этапы и трансформации в процессе эволюции звезд.

Когда весь водород переплавится в гелий, гравитация сокрушит материю в ядро, из-за чего запустится стремительный процесс нагрева. Внешние слои расширяются и охлаждаются, а звезда становится красным гигантом. Далее начинает сплавляться гелий. Когда и он иссякает, ядро сокращается и становится горячее, расширяя оболочку. При максимальной температуре внешние слои сдуваются, оставляя белый карлик (углерод и кислород), температура которого достигает 100000 °C. Топлива больше нет, поэтому происходит постепенно охлаждение. Через миллиарды лет они завершают жизнь в виде черных карликов.

Процессы формирования и смерти у звезды с высокой массой происходят невероятно быстро. Нужно всего 10000-100000 лет, чтобы она перешла от протозвезды. В период главной последовательности это горячие и голубые объекты (от 1000 до миллиона раз ярче Солнца и в 10 раз шире). Далее мы видим красного сверхгиганта, начинающего сплавлять углерод в более тяжелые элементы (10000 лет). В итоге формируется железное ядро с шириною в 6000 км, чье ядерное излучение больше не может противостоять силе притяжения.

Когда масса звезды приближается к отметке в 1.4 солнечных, электронное давление больше не может удерживать ядро от крушения. Из-за этого формируется сверхновая. При разрушении температура поднимается до 10 миллиардов °C, разбивая железо на нейтроны и нейтрино. Всего за секунду ядро сжимается до ширины в 10 км, а затем взрывается в сверхновой типа II.

Если оставшееся ядро достигало меньше 3-х солнечных масс, то превращается в нейтронную звезду (практически из одних нейтронов). Если она вращается и излучает радиоимпульсы, то это . Если ядро больше 3-х солнечных масс, то ничто не удержит ее от разрушения и трансформации в .

Звезда с малой массой тратит топливные запасы так медленно, то станет звездой главной последовательности только через 100 миллиардов – 1 триллион лет. Но возраст Вселенной достигает 13.7 миллиардов лет, а значит такие звезды еще не умирали. Ученые выяснили, что этим красным карликам не суждено слиться ни с чем, кроме водорода, а значит, они никогда не перерастут в красных гигантов. В итоге, их судьба – охлаждение и трансформация в черные карлики.

Термоядерные реакции и компактные объекты

Астрофизик Валерий Сулейманов о моделировании атмосфер, «большом споре» в астрономии и слиянии нейтронных звезд:

Астрофизик Сергей Попов о расстоянии до звезд, образовании черных дыр и парадоксе Ольберса:

Мы привыкли, что наша система освещается исключительно одной звездой. Но есть и другие системы, в которых две звезды на небе вращаются по орбите относительно друг друга. Если точнее, только 1/3 звезд, похожих на Солнце, располагаются в одиночестве, а 2/3 – двойные звезды. Например, Проксима Центавра – часть множественной системы, включающей Альфа Центавра А и B. Примерно 30% звезд в многократные.

Этот тип формируется, когда две протозвезды развиваются рядом. Одна из них будет сильнее и начнет влиять гравитацией, создавая перенос массы. Если одна предстанет в виде гиганта, а вторая – нейтронная звезда или черная дыра, то можно ожидать появления рентгеновской двойной системы, где вещество невероятно сильно нагреется – 555500 °C. При наличии белого карлика, газ из компаньона может вспыхнуть в виде новой. Периодически газ карлика накапливается и способен мгновенно слиться, из-за чего звезда взорвется в сверхновой типа I, способной затмить галактику своим сиянием на несколько месяцев.

Релятивистские двойные звезды

Астрофизик Сергей Попов об измерении массы звезды, черных дырах и ультрамощных источниках:

Свойства двойных звезд

Астрофизик Сергей Попов о планетарных туманностях, белых гелиевых карликах и гравитационных волнах:

Характеристика звезд

Яркость

Для описания яркости звездных небесных тел используют величину и светимость. Понятие величины основывается еще на работах Гиппарха в 125 году до н.э. Он пронумеровал звездные группы, полагаясь на видимую яркость. Самые яркие – первая величина, и так до шестой. Однако расстояние между и звездой способно влиять на видимый свет, поэтому сейчас добавляют описание фактической яркости – абсолютная величина. Ее вычисляют при помощи видимой величины, как если бы она составляла 32.6 световых лет от Земли. Современная шкала величин поднимается выше шести и опускается ниже единицы (видимая величина достигает -1.46). Ниже можете изучить список самых ярких звезд на небе с позиции наблюдателя Земли.

Список самых ярких звезд видимых с Земли

Другие известные звезды:

Светимость звезды – скорость излучения энергии. Ее измеряют при помощи сравнения с солнечной яркостью. Например, Альфа Центавра А в 1.3 ярче Солнца. Чтобы произвести те же вычисления по абсолютной величине, придется учитывать, что 5 по шкале абсолютной приравнивается к 100 на отметке светимости. Яркость зависит от температуры и размера.

Цвет

Вы могли заметить, что звезды отличаются по цвету, который, на самом деле, зависит от поверхностной температуры.

Каждая звезда обладает одним цветом, но производит широкий спектр, включая все виды излучения. Разнообразные элементы и соединения поглощают и выбрасывают цвета или длины волн цвета. Изучая звездный спектр, можно разобраться в составе.

Поверхностная температура

Температура звездных небесных тел измеряется в кельвинах с температурой нуля, равной -273.15 °C. Температура темно-красной звезды – 2500К, ярко-красной – 3500К, желтой – 5500К, голубой – от 10000К до 50000К. На температуру частично влияет масса, яркость и цвет.

Размер

Размер звездных космических объектов определяется в сравнении с солнечным радиусом. У Альфа Центавра А – 1.05 солнечных радиусов. Размеры могут быть разными. Например, нейтронные звезды в ширину простираются на 20 км, а вот сверхгиганты – в 1000 раз больше солнечного диаметра. Размер влияет на звездную яркость (светимость пропорциональна квадрату радиуса). На нижних рисунках можно рассмотреть сравнение размеров звезд Вселенной, включая сопоставление с параметрами планет Солнечной системы.

Каждый человек знает, как смотрятся звезды на небе. Крошечные, сияющие холодным белоснежным светом огоньки. В древности люди не могли придумать объяснения этому явлению. Звезды считали очами богов, душами умерших предков, хранителями и заступниками, оберегающими покой человека в ночной тьме. Тогда никто и подумать не мог, что Солнце — это тоже звезда.

Много веков прошло, прежде чем люди поняли, что представляют собой звезды. Виды звезд, их характеристики, представления о происходящих там химических и физических процессах — это новая область познания. Древнейшие астрологи даже предположить не могли, что такое светило на самом деле совсем не крохотный огонек, а невообразимых размеров шар раскаленного газа, в каком происходят реакции термоядерного синтеза. Есть странный парадокс в том, что неяркий звездный свет — это ослепительное сияние ядерной реакции, а уютное солнечное тепло — чудовищный жар миллионов кельвинов.

Все звезды, которые можно увидеть на небосводе невооруженным глазом, находятся в галактике Млечный Путь. Солнце — тоже часть этой звездной системы, причем расположено оно на ее окраине. Невозможно себе вообразить, как смотрелось бы ночное небо, если б Солнце находилось в центре Млечного Пути. Ведь количество звезд в этой галактике — более 200 миллиардов.

Немного об истории астрономии

Древнейшие астрологи тоже могли бы рассказать необычное и увлекательное о звездах на небе. Уже шумеры выделяли отдельные созвездия и зодиакальный круг, они же в первый раз рассчитали деление полного угла на 3600. Они же создали лунный календарь и смогли синхронизировать его с солнечным. Египтяне считали, что Земля находится в центре Вселенной, но при этом знали, что Меркурий и Венера крутятся вокруг Солнца.

В Китае астрономией как наукой занимались уже в конце ІІІ тысячелетия до н. э., а первые обсерватории появились в XII в. до н. э. Они изучали лунные и солнечные затмения, сумев при этом понять их причину и даже рассчитав прогнозные даты, наблюдали метеоритные потоки и траектории комет.

Древнейшие инки знали различия между звездами и планетами. Есть косвенные подтверждения того, что им были известны Галилеевы спутники Юпитера и зрительная размытость очертаний диска Венеры, обусловленная наличием на планете атмосферы.

Античные греки смогли обосновать шарообразность Земли, выдвинули предположение о гелиоцентричности системы. Они пытались рассчитать поперечник Солнца, пускай и ошибочно. Но греки были первыми, кто в принципе предположил, что Солнце больше Земли, ранее все, полагаясь на зрительные наблюдения, считали по другому. Грек Гиппарх в первый раз создал каталог светил и выделил разные виды звезд. Систематизация звезд в этом научном труде опиралась на интенсивность свечения. Гиппарх выделил 6 классов яркости, всего в каталоге было 850 светил.

На что обращали внимание античные астрологи

Первоначальная систематизация звезд основывалась на их яркости. Ведь конкретно этот критерий является единственно легкодоступным для астролога, вооруженного только телескопом. Самые яркие либо обладающие уникальными видимыми свойствами звезды даже получали собственные имена, причем у каждого народа они свои. Так, Денеб, Ригель и Алголь — названия арабские, Сириус — латинское, а Антарес — греческое. Полярная звезда в каждом народе имеет собственное название. Это, пожалуй, одна из самых принципиальных в «практическом смысле» звезд. Ее координаты на ночном небосводе неизменны, несмотря на вращение земли. Если остальные звезды движутся по небу, проходя путь от восхода до заката, то Полярная звезда не меняет своего местоположения. Поэтому конкретно ее использовали моряки и путешественники в качестве надежного ориентира. Кстати, вопреки распространенному заблуждению, это совсем не самая яркая звезда на небосклоне. Полярная звезда снаружи никак не выделяется — ни по размерам, ни по интенсивности свечения. Найти ее можно, только если знать, куда смотреть. Она располагается на самом конце «рукоятки ковша» Малой Медведицы.

На чем основывается звездная систематизация

Современные астрологи, отвечая на вопрос о том, какие виды звезд бывают, навряд ли станут упоминать яркость свечения либо расположение на ночном небосводе. Разве что в порядке исторического экскурса либо в лекции, рассчитанной на совсем уж дальную от астрономии аудиторию.

Современная систематизация звезд основывается на их спектральном анализе. При этом обычно еще указывают массу, светимость и радиус небесного тела. Все эти показатели даются в соотношении с Солнцем, то есть конкретно его характеристики приняты в качестве единиц измерения.

Систематизация звезд опирается на такой критерий, как абсолютная звездная величина. Это видимая степень яркости небесного тела без атмосферы, условно расположенного на расстоянии 10 парсек от точки наблюдения.

Кроме этого учитывают переменности блеска и размеры звезды. Виды звезд в текущее время определяются их спектральным классом и уже детальнее — подклассом. Астрологи Рассел и Герцшпрунг независимо друг от друга проанализировали зависимость между светимостью, абсолютной звездной величиной, температурной поверхностью и спектральным классом светил. Они построили диаграмму с соответствующими осями координат и обнаружили, что результат совсем не хаотичен. Светила на графике располагались отчетливо различимыми группами. Диаграмма позволяет, зная спектральный класс звезды, определить хотя бы с приблизительной точностью ее абсолютную звездную величину.

Как рождаются звезды

Эта диаграмма послужила наглядным подтверждением в пользу современной теории эволюции данных небесных тел. На графике отчетливо видно, что самым многочисленным классом являются относящиеся к так называемой главной последовательности звезды. Виды звезд, принадлежащих к этому сегменту, находятся в наиболее распространенной на этот момент во Вселенной точке развития. Это этап развития светила, при котором энергия, затраченная на излучение, компенсируется полученной в процессе термоядерной реакции. Продолжительность пребывания на данном этапе развития определяется массой небесного тела и процентным содержанием элементов тяжелее гелия.

Общепризнанная на этот момент теория эволюции звезд говорит, что на начальном этапе развития светило представляет собой разряженное циклопическое газовое облако. Под воздействием собственного тяготения оно сжимается, постепенно превращаясь в шар. Чем сильнее сжатие, тем лучше гравитационная энергия переходит в тепловую. Газ раскаляется, и когда температура добивается 15-20 млн К, в новорожденной звезде запускается термоядерная реакция. После этого процесс гравитационного сжатия приостанавливается.

Основной период жизни звезды

Поначалу в недрах юного светила преобладают реакции водородного цикла. Это самый долгий период жизни звезды. Виды звезд, находящихся на этом этапе развития, и представлены в самой массовой главной последовательности описанной выше диаграммы. Со временам водород в ядре светила завершается, превратившись в гелий. После этого термоядерное горение может быть только на периферии ядра. Звезда становится ярче, ее наружные слои существенно расширяются, а температура понижается. Небесное тело превращается в красный гигант. Этот период жизни звезды намного короче предыдущего. Предстоящая ее судьба исследована мало. Есть различные предположения, но достоверных им подтверждений пока не получено. Самая распространенная теория говорит, что когда гелия становится слишком много, звездное ядро, не выдерживая собственной массы, сжимается. Температура растет до тех пор, пока уже гелий не вступает в термоядерную реакцию. Чудовищные температуры приводят к очередному расширению, и звезда превращается в красного гиганта. Предстоящая судьба светила, по предположениям ученых, находится в зависимости от его массы. Но теории, касающиеся этого, всего лишь результат компьютерного моделирования, не подтвержденный наблюдениями.

Остывающие звезды

Предположительно, красные гиганты с малой массой будут сжиматься, превращаясь в карликов и постепенно остывая. Звезды средней массы могут трансформироваться в планетарные туманности, при этом в центре такого образования продолжит свое существование лишенное наружных покровов ядро, постепенно остывая и превращаясь в белоснежного лилипута. Если центральная звезда испускала существенное инфракрасное излучение, появляются условия для активации в расширяющейся газовой оболочке планетарной туманности космического мазера.

Массивные светила, сжимаясь, могут достигать такого уровня давления, что электроны практически вминаются в атомные ядра, превращаясь в нейтроны. Поскольку между этими частицами нет сил электростатического отталкивания, звезда может сжаться до размера нескольких км. При этом ее плотность превысит плотность воды в 100 миллионов раз. Такая звезда называется нейтронной и представляет собой, по сути, огромное атомное ядро.

Сверхмассивные звезды продолжают свое существование, последовательно синтезируя в процессе термоядерных реакций из гелия — углерод, потом кислород, из него — кремний и, наконец, железо. На этом этапе термоядерной реакции и происходит взрыв сверхновой. Сверхновые звезды, в свою очередь, могут превратиться в нейтронные либо, если их масса довольно велика, продолжить сжатие до критического предела и образовать черные дыры.

Размеры

Систематизация звезд по размеру может быть реализована двойственно. Физический размер звезды может определяться ее радиусом. Единицей измерения в данном случае выступает радиус Солнца. Существуют лилипуты, звезды средней величины, гиганты и сверхгиганты. Кстати, само Солнце является как раз лилипутом. Радиус нейтронных звезд может достигать всего нескольких км. А в сверхгиганте целиком поместится орбита планеты Марс. Под размером звезды может также пониматься ее масса. Она тесно связана с поперечником светила. Чем звезда больше, тем ниже ее плотность, и наоборот, чем светило меньше, тем плотность выше. Этот критерий вирируется не так уж сильно. Звезд, которые могли быть больше либо меньше Солнца в 10 раз, очень мало. Большая часть светил укладывается в интервал от 60 до 0,03 солнечных масс. Плотность Солнца, принимаемая за стартовый показатель, составляет 1,43 г/см3. Плотность белоснежных карликов добивается 1012 г/см3, а плотность разреженных сверхгигантов может быть в миллионы раз меньше солнечной.

В стандартной систематизации звезд схема распределения по массе смотрится следующим образом. К малым относят светила с массой от 0,08 до 0,5 солнечной. К умеренным — от 0,5 до 8 солнечных масс, а к массивным — от 8 и поболее.

Систематизация звезд. От голубых до белоснежных

Систематизация звезд по цвету на самом деле опирается не на видимое свечение тела, а на спектральные характеристики. Спектр излучения объекта определяется химическим составом звезды, от него же зависит ее температура.

Наиболее распространенной является Гарвардская систематизация, созданная сначала 20 века. Согласно принятым тогда стандартам систематизация звезд по цвету предполагает деление на 7 типов.

Так, звезды с самой высочайшей температурой, от 30 до 60 тыс. К, относят к светилам класса О. Они голубого цвета, масса подобных небесных тел добивается 60 солнечных масс (с. м.), а радиус — 15 солнечных радиусов (с. р.). Линии водорода и гелия в их спектре довольно слабые. Светимость подобных небесных объектов может достигать 1 млн 400 тыс. солнечных светимостей (с. с.).

К звездам класса В относят светила с температурой от 10 до 30 тыс. К. Это небесные тела бело-голубого цвета, их масса начинается от 18 с. м., а радиус — от 7 с. м. Самая низкая светимость объектов такого класса составляет 20 тыс. с. с., а линии водорода в спектре усиливаются, достигая средних значений.

У звезд класса А температура колеблется от 7,5 до 10 тыс. К, они белоснежного цвета. Минимальная масса таких небесных тел начинается от 3,1 с. м., а радиус — от 2,1 с. р. Светимость объектов находится в границах от 80 до 20 тыс. с. с. Линии водорода в спектре этих звезд сильные, появляются линии металлов.

Объекты класса F на самом деле желто-белого цвета, но смотрятся белоснежными. Их температура колеблется в пределах от 6 до 7,5 тыс. К, масса варьируется от 1,7 до 3,1 с.м., радиус — от 1,3 до 2,1 с. р. Светимость таких звезд варьируется от 6 до 80 с. с. Линии водорода в спектре ослабевают, линии металлов, наоборот, усиливаются.

Таким образом, все виды белоснежных звезд попадают в пределы классов от А до F. Далее, согласно систематизации, следуют желтоватые и оранжевые светила.

Желтоватые, оранжевые и красные звезды

Виды звезд по цвету распределяются от голубых к красным, по мере понижения температуры и уменьшения размеров и светимости объекта.

Звезды класса G, к которым относится и Солнце, добиваются температуры от 5 до 6 тыс. К, они желтоватого цвета. Масса таких объектов — от 1,1 до 1,7 с. м., радиус — от 1,1 до 1,3 с. р. Светимость — от 1,2 до 6 с. с. Спектральные линии гелия и металлов интенсивны, линии водорода все слабее.

Светила, относящиеся к классу К, имеют температуру от 3,5 до 5 тыс. К. Смотрятся они желто-оранжевыми, но настоящий цвет этих звезд — оранжевый. Радиус данных объектов находится в промежутке от 0,9 до 1,1 с. р., масса — от 0,8 до 1,1 с. м. Яркость колеблется от 0,4 до 1,2 с. с. Линии водорода практически незаметны, линии металлов очень сильны.

Самые холодные и маленькие звезды — класса М. Их температура всего 2,5 — 3,5 тыс. К и кажутся они красными, хотя на самом деле эти объекты оранжево-красного цвета. Масса звезд находится в промежутке от 0,3 до 0,8 с. м., радиус — от 0,4 до 0,9 с. р. Светимость — всего 0,04 — 0,4 с. с. Это умирающие звезды. Холоднее их только недавно открытые коричневые лилипуты. Для них выделили отдельный класс М-Т.

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.

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 – 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 – 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.

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 – 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.

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 – 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, типичный радиус нейтронной звезды составляет, предположительно, порядка 10-20 километров.

Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц – нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. Плотность таких звезд чрезвычайно высока, она соизмерима, а по некоторым оценкам, может в несколько раз превышать среднюю плотность атомного ядра. Один кубический сантиметр вещества НЗ будет весить сотни 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.

С помощью телескопа можно наблюдать 2 миллиарда звезд до 21 звездной величины. Существует Гарвардская спектральная классификация звезд. В ней спектральные классы расположены в порядке уменьшения температуры звезд. Классы обозначены буквами латинского алфавита. Их семь: O — B — A — P — O — K — M.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого 02), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М - красные.

Яркость и цвет звезд

Все звезды имеют цвет. Различают голубые, белые, желтые, желтоватые, оранжевые и красные звезды. Например, Бетельгейзе - красная звезда, Кастор - белая, Капелла - желтая. По яркости они делятся на звезды 1-й, 2-й, ... n-й звездной величины (n max = 25). К истинным размерам термин «звездная величина» отношения не имеет. Звездная величина характеризует световой поток, приходящий на Землю от звезды. Звездные величины могут быть и дробными, и отрицательными. Шкала звездных величин основана на восприятии света глазом. Разделение звезд на звездные величины по видимой яркости выполнил древнегреческий астроном Гиппарх (180 - 110 гг. до н. э.). Наиболее ярким звездам Гиппарх приписал первую звездную величину; следующие по градации блеска (т. е. примерно в 2,5 раза более слабые) он посчитал звездами второй звездной величины; звезды, слабее звезд второй звездной величины в 2,5 раза, были названы звездами третьей звездной величины и т. д.; звездам на пределе видимости невооруженным глазом была приписана шестая звездная величина.

При такой градации блеска звезд получалось, что звезды шестой звездной величины слабее звезд первой звездной величины в 2,55 раза. Поэтому в 1856 г, английский астроном Н. К. Погсои (1829—1891 гг.) предложил считать звездами шестой величины те, которые слабее звезд первой звездной величины ровно в 100 раз. Все звезды расположены на разных расстояниях от Земли. Проще было бы сравнивать звездные величины, если бы расстояния были равны.

Звездная величина, которую звезда имела бы при расстоянии в 10 парсек, называется абсолютной звездной величиной. Обозначается абсолютная звездная величина - M , а видимая звездная величина - m .

Химический состав наружных слоев звезд, с которых приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а содержание остальных элементов достаточно невелико.

Температура и масса звезд

Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности в единицу времени, определяется из закона Стефана - Больцмана.

Деление звезд на основании сопоставления светимости звезд сих температурой и цветом и абсолютной звездной величиной (диаграмма Герцшпрунга-Рессела):

1. главная последовательность (в центре ее находится Солнце - желтый карлик)
2. сверхгиганты (велики по размерам и большая светимость: Антарес, Бетельгейзе)
3. последовательность красных гигантов
4. карлики (белые - Сириус)
5. субкарлики
6. бело-голубая последовательность

Это разделение также и по возрасту звезды.

Различают следующие звезды:

1. обычные (Солнце);
2. двойные (Мицар, Албкор) делятся на:

• а) визуально-двойные, если их двойственность замечена при наблюдении в телескоп;
• б) кратные — это система звезд с числом больше чем 2, но меньше чем 10;
• в) оптически-двойные - это такие звезды, что их близость является результатом случайной проекции на небо, а в пространстве они далеки;
• г) физически-двойные — это звезды, которые образуют единую систему и обращаются под действием сил взаимного притяжения вокруг общего центра масс;
• д) спектрально-двойные — это звезды, которые при взаимном обращении подходят близко друг к другу и их двойственность можно определить но спектру;
• е) затменно-двойные - это звезды» которые при взаимном обращении загораживают друг друга;

Новые звезды - это звезды, которые существовали давно, но внезапно вспыхнули. Их яркость увеличилась за короткое время в 10 000 раз (амплитуда изменения яркости от 7 до 14 звездных величин).

Сверхновые звезды - это звезды, которые были незаметны на небе, но неожиданно вспыхнули и увеличили яркость в 1000 раз относительно обычных новых звезд.

Пульсар - нейтронная звезда, возникающая при взрыве сверхновой.

Данные об общем числе пульсаров и времени их жизни свидетельствуют, что в среднем в столетие рождаются 2-3 пульсара, это приблизительно совпадает с частотой вспышек сверхновых в Галактике.

Эволюция звезд

Как и все тела в природе, звезды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и наконец умирают. Раньше астрономы считали, что на образование звезды из межзвездных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звезд. На снимках 1947 г. в этом месте зафиксирована группа из трех звездоподобных объектов. К 1954 г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959 г. эти продолговатые образования распались на отдельные звезды. Впервые в истории человечества люди наблюдали рождение звезд буквально на глазах.

Во многих участках неба существуют условия, необходимые для появления звезд. При изучении фотографий туманных участков Млечного Пути удалось обнаружить маленькие черные пятнышки неправильной формы, или глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Эти газопылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звезд. Размеры глобул огромны - до нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то что вещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объем их настолько велик, что его вполне хватает для формирования небольших скоплений звезд, по массе близких к Солнцу.

В черной глобуле под действием давления излучения, испускаемого окружающими звездами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивности последнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к ее центру. Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогревают газопы левое облако.

Падение вещества может длиться сотни лет. Вначале оно происходит медленно, неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы к центру, еще очень слабы. Через некоторое время, когда глобула становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить быстрее. Но глобула огромна, не менее светового года в диаметре. Это значит, что расстояние от ее внешней границы до центра может превышать 10 триллионов километров. Если частица от края глобулы начнет падать к центру со скоростью немногим менее 2 км/с, то центра она достигнет только через 200 ООО лет.

Продолжительность жизни звезды зависит от ее массы. Звезды С массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного топлива и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звезд, подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 массы Солнца, постепенно расширяются и, в конце концов, совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остается маленький и горячий белый карлик.

Величинами. По общему соглашению эти шкалы выбраны так, чтобы белая звезда, типа Сириуса, имела в обеих шкалах одну и ту же величину. Разность между фотографической и фотовизуальной величинами называется показателем цвета данной звезды. Для таких голубых звёзд, как Ригель, это число будет отрицательным, так как такие звёзды на обычной пластинке дают большее почернение, чем на чувствительной к жёлтому свету.

У красных звёзд типа Бетельгейзе показатель цвета доходит до +2-3 звёздных ве­личин. Это измерение цвета одновременно является и измерением поверхностной температуры звезды, причём голубые звёзды оказываются значительно горячее красных.

Поскольку показатели цвета можно довольно легко получить даже для очень слабых звёзд, они имеют большое значение при изучении распределения звёзд в пространстве.

К важнейшим инструментам исследования звезд, относятся приборы. Даже самый поверхностный взгляд на спектры звезд обнаруживает, что не все они одинаковы. Бальмеровские линии водорода в некоторых спектрах сильны, в некоторых - слабы, в некоторых — вообще отсутствуют.

Вскоре стало ясно, что спектры звёзд можно разделить на небольшое число классов, постепенно переходящих друг в друга. Ныне применяемая спектральная классификация была разработана в Гарвардской обсерватории под руководством Э. Пикеринга.

Вначале спектральные классы обозначались латинскими буквами в алфавитном порядке, но в процессе уточнения классификации установились следующие обозначения для последовательных классов: О, В, A, F, G, К, М. Кроме того, немногочисленные необычные звёзды объединяются в классы R, N и S, а отдельные индивидуумы, совершенно не укладывающиеся в эту классификацию, обозначаются символом PEC (peculiar — особенные).

Интересно отметить, что расположение звёзд по классам является одновременно и расположением по цвету.

• Звёзды класса В, к которому относятся Ригель и многие другие звёзды в Орионе, - голубые;
• классов O и А - белые (Сириус, Денеб);
• классов F и G - жёлтые (Процион, Капелла);
• классов К и М, - оранжевые и красные (Арктур, Альдебаран, Антарес, Бетельгейзе).

Расположив спектры в том же порядке, мы видим, как максимум интенсивности излучения сдвигается от фиолетового к красному концу спектра. Это указывает на понижение температуры по мере перехода от класса О к классу М. Место звезды в последовательности определяется скорее температурой её поверхности, чем химическим составом. Принято считать, что химический состав один и тот же для огромного большинства звёзд, но различные температуры и давления на поверхности вызывают большие различия в звёздных спектрах.

Голубые звёзды класса О являются самыми горячими. Их температура поверхности достигает 100 000°С. Спектры их легко узнать по присутствию некоторых характерных ярких линий или по распространению фона далеко в ультрафиолетовую область.

Непосредственно за ними следуют голубые звёзды класса В , также весьма горячие (поверхностная температура 25 000°С). Их спектры содержат линии гелия и водорода. Первые слабеют, а последние усиливаются при переходе к классу А .

В классах F и G (типичная звезда класса G - наше Солнце) постепенно усиливаются линии кальция и других металлов, как, например, железа и магния.

В классе К очень сильны линии кальция, появляются также молекулярные полосы.

Класс М включает красные звёзды с поверхностной температурой, меньшей 3000°С; в их спектрах видны полосы окиси титана.

Классы R, N и S относятся к параллельной ветви холодных звёзд, в спектрах которых присутствуют другие молекулярные компоненты.

Для знатока, однако, есть очень большая разница между «холодной» и «горячей» звёздами класса В. В точной классификационной системе каждый класс подразделяется ещё на несколько подклассов. Самые горячие звёзды класса В относятся к подклассу ВО , звёзды со средней для данного класса температурой - к подклассу В5 , самые холодные звёзды - к подклассу В9 . Непосредственно за ними следуют звёзды подкласса АО .

Изучение спектров звёзд оказывается весьма полезным, так как даёт возможность грубо расклассифицировать звёзды по абсолютным звёздным величинам. Например, звезда ВЗ является гигантом с абсолютной звёздной величиной, примерно равной - 2,5. Возможно, правда, что звезда окажется в десять раз ярче (абсолютная величина - 5,0) или в десять раз слабее (абсолютная величина 0,0), так как по одному только спектральному классу невозможно дать более точной оценки.

Устанавливая классификацию звёздных спектров, весьма важно попытаться внутри каждого спектрального класса отделить гиганты от карликов или там, где этого деления не существует, выделить из нормальной последовательности гигантов звёзды, обладающие слишком большой или слишком малой светимостью.