Белая звезда в космосе


Астрономы обнаружили звезду — белый карлик с необычным составом для такого класса звёзд. Её атмосфера почти полностью состоит из кислорода, а сама она перемещается по Галактике с необычно высокой скоростью. Предполагается, что звезда частично прошла стадию взрыва сверхновой, и была выброшена взрывом из своей орбиты в двойной звёздной системе.

Звезда-белый карлик с сокращённым обозначением SDSS J1240+6710 была открыта в 2015 году. Цифры здесь — небесные координаты: звезда находится в северном созвездии Дракона на расстоянии около 1000 световых лет. Обозначение SDSS указывает на проект Sloan Digital Sky Survey — известный мультиспектральный обзор неба оптического телескопа обсерватории Апачи-Пойнт в Нью-Мексико. Звезда стала одной из 6,5 тысяч белых карликов и субкарликов, обнаруженных по материалам 12-го выпуска данных SDSS (Data Release 12).

Исследователи обратили внимание на её странный состав: спектр звезды указывает на то, что в её атмосфере преобладает кислород с примесями неона, магния и кремния, но нет обычных в таких спектрах остатков гелия и водорода. Это показалось настолько примечательным, что сообщение о необычных свойствах звезды было опубликовано отдельно в 2016 году в журнале Science (см. также популярный обзор открытия в этом же номере Science). Звезда выделялась на фоне примерно 32 тысяч известных к этому времени звёзд класса белых карликов.


Whie dwarf SDSS J1240+6710
Белый карлик SDSS J1240+6710. S.O. Kepler, et al. / Sloan Digital Sky Survey.

Белый карлик — это завершающая стадия эволюции большинства звёзд умеренных размеров (с массами, сопоставимыми с солнечной или в несколько раз больше). Это небольшие объекты размером с Землю, но с высокой температурой и плотностью, сложенные остатками материала ядра звезды. Насколько мы знаем, белые карлики должны в основном иметь в составе гелий, углерод или кислород. Из-за высокой плотности в таких объектах происходит гравитационная стратификация. Тяжёлые элементы углерод и кислород скапливаются в ядре, остаточные количества несгоревших лёгких элементов — водорода и гелия, то есть топлива звезды в её «звёздной» фазе, просачиваются на её поверхность и затрудняют исследование её состава. Поэтому в наблюдаемой атмосфере 80% из открытых белых карликов доминирует водород, в оставшихся — гелий, а все более тяжёлые элементы находятся в следовых концентрациях, их обнаруживают даже меньше, чем наблюдается в составе Солнца.


В звезде SDSS J124043.01+671034.68, которой первооткрыватели дали неформальное имя Dox (наверное, от Dwarf + Oxygen) внешние слои из лёгких элементов оказались снятыми, поэтому на спектрах выявили почти чистый кислород. Несколько теорий звёздной эволюции предсказывали такой тип белых карликов, в частности, взаимодействие с массивной звездой в парной системе, которая лишила её оболочки. Но эта звезда оказалась первым таким наблюдаемым объектом.

Кислород, неон и магний получаются в небольшом количестве подобных звёзд в термоядерных реакциях сжигания углерода. Однако это должно происходить в более массивных звёздах, чем эта. Ещё более странным было обнаружение в составе звезды кремния. Это может означать, что сжигание ядерного топлива перешло в следующую стадию, когда топливом выступает уже кислород. В этом случае звезда должна бы стать в конечной фазе нейтронной звездой — а это другая ветка эволюции по сравнению с белыми карликами, характерная для ещё более массивных звёзд. В то же время звезда, по первоначальным оценкам, обладала массой типичного белого карлика.


White dwarf with Oxygen atmosphere
Белый карлик с кислородной атмосферой. B.Gänsicke, Science, 352(6281), 37 (2016).

Исследование, опубликованное 14 июля 2020 года в статье в MNRAS (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society), предлагает возможный ответ на эту загадку. Спектр звезды теперь целенаправленно исследовали при помощи наземного телескопа WHT и космического Hubble. Звезда расположена вблизи Северного полюса мира, поэтому находится в секторе постоянного обзора космического телескопа, и её можно изучать непрерывно на протяжении полного его оборота по орбите. К данным по спектроскопии в следующие несколько лет после открытия добавились новые астрометрические данные обзора Gaia (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics), которые позволили определить скорость относительно окружения и другие параметры звезды.

Новые результаты спектрометрии позволили обнаружить в атмосфере звезды другие тяжёлые элементы, указывающие на продолжение термоядерных реакций за пределами стадии угасающего белого карлика. Однако в звезде отсутствуют элементы «группы железа» — железо, никель, хром и марганец.
и более тяжёлые элементы образуются в термоядерных реакциях из лёгких и характерны для сверхновых типа Ia, или «термоядерных сверхновых» — особого класса сверхновых, которые получаются в результате взрыва белого карлика. Такие взрывы «остывающей» звезды случаются, если, например, белый карлик составляет пару с некоторой массивной звездой, типично — расширяющимся красным гигантом, и перетягивает на себя её материал. В этом случае аккреция материала от звезды-компаньона может дать достаточно энергии, чтобы снова зажечь звезду, только теперь в качестве термоядерного топлива уже будут выступать тяжёлые элементы  — углерод, кислород и др., которые будут, сгорая, производить более тяжёлые. Отсутствие группы железа в звезде подсказывает, что она, возможно, вступила в стадию такого типа сверхновой, но эта стадия закончилась или прервалась раньше времени, так что имеет место случай «частичной сверхновой» (partial supernova).

Данные космического обзора Gaia DR2 позволили сделать заключение о собственном движении и массе звезды. Звезда движется со скоростью 250 км/с, но в противоположном направлении по отношению к движению вещества в Галактике и, скорее всего, у неё нет пары. В то же время масса белого карлика оказалась равной всего 0,4 массы Солнца. В целом наблюдается необычное сочетание всех свойств звезды: странный состав атмосферы, низкая масса, необычная для белых карликов, в которых могла бы начаться термоядерная реакция горения элементов типа кислорода (стадия сверхновой) — и аномально высокая скорость, да ещё и в ретроградном направлении.
авдоподобное объяснение такому поведению — это начавшаяся термоядерная реакция сверхновой Ia в близкой двойной системе, за которой последовал взрыв. В результате звезда сбросила большую часть массы и оторвалась от пары — звёзды могли разлететься в разные стороны, или же звезда-компаньон могла быть разрушена взрывом. Топливо для взрывной реакции при этом закончилось, не успев довести звезду до «классической» сверхновой Ia. Звезда SDSS J1240+6710, таким образом — новый тип объекта, оставшегося после взрыва «термоядерной сверхновой», а его необычные свойства — мало изученное проявление эволюции двойной звёздной системы в конце её жизненного цикла.

white dwarf remnants ejected by Supernova explosion
Модель взрыва сверхновой и выброшенные в космическое пространство остатки белого карлика. University of Warwick/Mark Garlick.

Источник: 22century.ru

Почему так происходит?

Казалось бы, почему мы не можем увидеть зелёные звезды, несмотря на то, что максимум излучения лежит в жёлто-зелёной области? Дело в том, что зрение определяет цвет не по максимуму, а как сумму красной, жёлто-зелёной и синей составляющей излучения звезды.
пример, широкополосный спектр солнечного излучения воспринимается как почти белый цвет. Более холодные звёзды имеют максимум, смещённый в красную область, соответственно приобретают красный оттенок, а более горячие звезды — голубой. Зелёных звёзд не бывает, поскольку звёзды с максимумом в жёлто-зелёной области воспринимаются белыми: распределение энергии в их спектре подобно солнечному, что и вызывает реакцию зрительных рецепторов и спектрального прибора, аналогичную белому свету. Но всё это верно, когда между звездой и наблюдателем находится вакуум. Но, во-первых, основные наблюдения проводятся с Земли, окружённой атмосферой, которая искажает восприятие цвета. Во-вторых, вокруг звёзд есть плотные облака космического газа. Хороший пример здесь планетарные туманности — при наблюдении в телескоп и на фотографиях без обработки эти объекты выглядят зелёными именно из-за газовой оболочки вокруг звезды.

Зелёные звёзды

В созвездии Весов расположена единственная звезда, имеющая зелёный оттенок, которую можно увидеть без специальных приборов. Её название — Зубен эль Шемали, или «Северная клешня Скорпиона». Почему так? Дело в том, что у средневековых арабских астрономов не было созвездия Весы, и эту область неба они изображали как продолжение клешни Скорпиона. Немецкий астроном Иоганн Байер (1572-1625) в 1603 году обозначил её греческой буквой бета и внёс в созвездие Весов, поэтому ныне она известна как бета Весов (по-латыни — Beta Librae).
О её зелёном цвете писал ещё древнегреческий учёный Эратосфен (276-194 до н.э.), чуть позднее её как изумрудную звезду описал Клавдий Птолемей (ок.
0-170). Подтверждают их описание и многие астрономы, наблюдавшие звезду в телескоп. Но что же делает её цвет зелёным? Всё дело в том, что бело-голубой гигант, превышающий наше Солнце в пять раз, вращается с огромной скоростью вокруг своей оси, полный период равен шести часам. Для сравнения: период вращения Солнца составляет чуть больше 600 часов. Из-за столь быстрого вращения, со звезды идёт выброс космического газа, который и формирует вокруг неё облако, окрашивающее её в изумрудный цвет. Между прочим, если верить Эратосфену, в его времена звезда была значительно ярче. И если астрономы смогли объяснить, почему она выглядит зелёной, то отчего она потеряла в блеске — точного ответа пока нет.
Для наблюдения других зелёных звёзд уже понадобится телескоп. Дело в том, что эти звезды находятся в двойных системах. Яркий компонент этих пар имеет жёлтый цвет, а более слабый при сравнении с ярким из-за особенностей зрения кажется зеленоватым, хотя по классификации является такой же жёлтой звездой. Эту особенность заметил ещё советский астроном Пётр Куликовский (1910-2003), он составил таблицу цветов в системах компонентов двойных звёзд, выделив три подобные системы: гамма Дельфина, эпсилон Волопаса и гамма Андромеды. Правда, цвет последней некоторые наблюдатели описывают как голубой. Возможно, такая разница в определении цвета зависит и от земной атмосферы, и от особенностей зрения наблюдателя.

Фиолетовые звёзды


Фиолетовый цвет звёзд имеет ту же природу, что и зелёный: это или газовая оболочка вокруг светила, или оптический эффект в системе двойной звезды. Правда, в отличие от зелёных, которых сейчас известно около десятка, фиолетовых звёзд мы знаем всего две.
Первая из них носит собственное имя — Плейона. Находится она в звёздном скоплении Плеяды. Впервые её фиолетовый цвет заметил в середине прошлого века американский астроном российского происхождения Отто Людвигович Струве (1897-1963), когда посмотрел на неё в один из крупнейших телескопов тех лет (диаметр его зеркала составлял два метра). Кстати, ныне этот телескоп, установленный в обсерватории Макдоналда (штат Техас, США), носит имя Отто Струве. Именно Струве и дал другое название Плейоне — Фиолетовая звезда. Она, как и бета Весов, является бело-голубым гигантом с очень высокой скоростью вращения: полный оборот она совершает за 11,8 часа. И так же извергает облака газа, только это газ имеет не зелёный, а фиолетовый цвет.
Вторая имеет романтическое имя Сердце Карла II. Находится она в созвездии Гончих Псов. Древние греки называли её Хара (в созвездии — две гончие собаки Астерион и Хара, ведомые Волопасом), а древние римляне — Астерион. Немецкий астроном Иоганн Байер отметил её греческой буквой альфа на своих картах как самую яркую звезду созвездия Гончих Псов.
нако в конце XVII века английский учёный Чарлз Скарборо (1615-1693) на картах звёздного неба в созвездии Гончих Псов изобразил казнённого Оливером Кромвелем в 1649 году короля Карла I, желая угодить старшему сыну убитого, вернувшемуся на английский престол Карлу II. Поскольку казнь короля вызвала большое негодование у монархов других стран, то новое созвездие прижилось на большинстве европейских карт звёздного неба. Правда, астрономы запутались в английских Карлах, и в итоге звезда, которая была отмечена как Сердце Карла I, стала называться Сердце Карла II. И, несмотря на, то что созвездие в честь казнённого короля было упразднено в 1922 году, звезда сохранила своё название в научно-популярной литературе и среди любителей астрономии. Она является двойной: яркий компонент имеет жёлтый цвет, а вот более слабый при наблюдении в телескоп — фиолетовый, вызванный визуальным восприятием в сравнении с ярким компонентом.

Гранатовые звёзды

Советский астроном и популяризатор науки Феликс Зигель (1920-1988) в своей книге «Сокровища звёздного неба» писал: «На полпути между альфа и дельта Цефея, недалеко от прямой, соединяющей эти звезды, есть уникальная звезда, обозначенная греческой буквой мю. Её необыкновенный тёмно-красный цвет обратил на себя внимание ещё Вильяма Гершеля (1738-1822), который назвал мю Цефея «гранатовой» звездой. Как прозрачная капелька крови, сияет в глубине небес это красное солнце — самая красная из всех ярких, доступных невооруженному глазу звёзд.
ет мю Цефея особенно хорошо заметен, если в бинокль сначала посмотреть на белую звезду альфа Цефея, а затем сразу на «гранатовую» звезду. И здесь не обман зрения, не какие-то психофизиологические эффекты — нет, на самом деле это одна из самых холодных звёзд, температура поверхности которой вряд ли превышает 2300 K° (около 2000 градусов по Цельсию, что почти в 2,5 раза холоднее нашего Солнца, — прим. авт.).
Звёзды красного цвета известны человечеству с незапамятных времён. Среди них и «глаз Тельца» Альдебаран, и «противник Марса» Антарес из созвездия Скорпиона, и сверхгигант Бетельгейзе, взрыва которого так ждут астрономы. Но их красный цвет больше похож на цвет зрелой клубники, а цвет мю Цефея не зря сравнивают со спелым гранатом.
Впоследствии астрономы обнаружили множество подобных звёзд, правда, их цвет виден только в телескопы. Среди них стоит выделить CW Льва, которую астрономы называют самой изученной звездой подобного типа, Y Гончих Псов, считающаяся самой яркой звездой, состоящей из углерода. Эта звезда, по современным оценкам, находится на последней стадии своей жизни и через миллион-другой лет, сбросив углеродную оболочку, станет обычным белым карликом. И если сейчас её можно легко найти в обычный бинокль, то после этого она будет так слаба, что при нынешней технике её можно будет найти только в крупнейшие телескопы мира! А звезда V Овна считается одной из самых холодных в нашей галактике, температура её поверхности «всего» 1000 градусов.

Малиновая звезда

В 1845 году английский астроном Джон Хайнд (1823-1895) открыл в созвездии Зайца переменную звезду. В пике блеска её можно увидеть даже невооружённым глазом, а при наблюдении в телескоп в Омикрон Лебедя — яркая и легкодоступная для наблюдения в бинокль тройная звезда это время хорошо заметен малиновый оттенок. Впоследствии её так и назвали — Малиновая звезда Хайнда. Она, как и гранатовые, имеет невысокую по меркам звёзд температуру (около 2300 градусов Цельсия), а малиновый оттенок ей придаёт выбрасываемый углерод, который не пропускает синюю линию спектра.
Увидеть малиновый цвет звезды не так просто: пика блеска она достигает примерно каждые 424 дня, оставаясь там в течение 10-15 дней. Однако в это время звезда может находиться на небесной сфере вблизи Солнца, либо пик блеска может прийтись на ночи вблизи полнолуния, когда яркий свет нашего спутника создаёт помеху для наблюдения цвета. Да и погода может преподнести неприятный сюрприз, закрыв небо облаками.
Существует у этой звезды и загадка. Примерно раз в сорок лет она меняет величину блеска в сто раз. Во время пика блеска в этот период она видна только в крупные инструменты, а в минимуме блеска доступна только инструментам, оборудованным специальными приборами для регистрации слабых звёзд. Последний раз такое понижение яркости наблюдалось в 90-х годах XX века, а следующий раз, по прогнозам, произойдёт в 30-е годы нашего столетия. Причины этих изменений до сих пор неизвестны.

Источник: www.bagira.guru

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.

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, 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.

Источник: myvera.ru

Сегодня мы подготовили короткий рассказ о ни чем особо не примечательных, но по праву занимающих свою нишу во Вселенной, — белых звездах.

Белые звезды – это, как правило, звезды средних масс, которые превышают солнечную всего лишь в 2-3 раза. Температуры их поверхностей, как правило, лежат в пределах от 7 с половиной до 10 тысяч градусов по Кельвину.

Белые звезды являются звездами основной последовательности, располагаясь в средней части диаграммы Герцшпрунга — Рассела и следуя за желтыми карликами.

Тут же стоит сразу оговориться о том, что не стоит путать белые звезды с белыми карликами, которые являются конечным продуктом эволюции некоторых звезд, и белыми сверхгигантами, звездами, сходящими в процессе эволюции с главной последовательности, такими, например, как Канопус или Денеб.

По спектральной классификации Моргана-Кинана белые звезды соответствуют в основном классу светимости А, однако в переходных случаях могут соответствовать классу F (желто-белые звезды) или классу В в случае с бело-голубыми звездами.

Наиболее яркими представителями белых звезд, которые мы можем наблюдать на небосводе невооруженным глазом, являются:

  1. Бело-голубая компонента ближайшей к Земле и ярчайшей на небе двойной звезды Сириус или Альфа Большого Пса. Масса Сириуса В составляет примерно две солнечные, а расстояние до нее ученые оценивают примерно в 8 с половиной световых лет.
  2. Желто-белая компонента двойной звезды Процион или Альфа Малого Пса, расстояние до которой составляет примерно 11 с половиной световых лет. Процион А довольно интересная звезда и прежде всего тем, что водородные термоядерные реакции в ее недрах уже закончились, и она уже начала сходить с главной последовательности, поэтому в некоторых источниках ее уже обозначают как субгигант.
  3. Типичная белая горячая звезда Альтаир или Альфа Орла, которая хорошо видна летом и осенью в Северном полушарии. Расстояние до Альтаира астрономы оценивают чуть меньше 17 световых лет.
  4. Белая звезда Фекда или Гамма Большой Медведицы, которая является левой точной основания ковша. Расстояние до нее составляет примерно 83 с половиной световых года.
  5. Главная компонента двойной звезды Альриша или Альфа Рыбы, удаленная от нас на расстояние в 139 световых лет.
  6. Две составляющие звезды Астеропа в скоплении Плеяд. Одна их них 21 Тельца бело-голубая звезда, другая 22 Тельца – типичная белая звезда. Их удаление от Земли составляет примерно 440 световых лет.

Эволюция белых звезд примерно аналогична эволюции желтых карликов с чуть меньшей, правда, продолжительностью жизни от 6 до 8 миллиардов лет.

Как и в случае с желтыми карликами после выгорания в недрах звезды водорода в гелий начинается сход звезды с главной последовательности. Далее верхние слои звезды расширяются, а потом сбрасываются, в результате чего остаются планетарная туманность и остывающий белый карлик.

В ряде случаев, когда масса белой звезды более чем в два раза больше солнечной, ее ядро может сжаться до нейтронной звезды.

Источник: news-video.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.