Какую форму имеет звезда


Общие сведения

Самое распространенное определение звезды в астрономии — образование из раскаленного газа в форме шара. По мере развития жизненного цикла изменяется структура и состав светил. Поскольку невозможно увидеть их строение воочию, создаются модели, основанные на сложных вычислениях. В структуре звезд обычно выделяют:

  • Ядро, в котором проходят реакции термоядерного синтеза (РТС). Здесь находятся только свободные ядра атомов и электроны, поэтому они упакованы гораздо плотнее, чем если бы это были целые атомы.
  • Зона переноса лучистой энергии. Во время её прохождения лучи сохраняют количество энергии, но меняются качественно, увеличивая длину волны. Например, из недр Солнца выходят рентгеновские и гамма-лучи, а с поверхности — световые и инфракрасные.
  • Зона конвекции, где происходит перемешивание газовых слоев. У более старых светил эта область меньше, а внешние со временем разрастаются.
  • Фотосфера и хромосфера. На внешней поверхности звёзд часто наблюдаются выбросы газа — протуберанцы.

В космосе распространены самые разные звездные системы, состоящие из двух, трех и более звезд. Главное условие того, что объекты составляют систему — они должны вращаться вокруг общего центра тяжести. Самые горячие светила — белые и голубые гиганты. Холодные звезды бывают красными гигантами или почти остывшими коричневыми карликами.

Звездные параметры

Молодые звезды имеют практически одинаковый состав веществ. Это 73% водорода, 25% гелия и 2% металлических веществ (в астрономии к ним относят все, что не является водородом и гелием). Именно эти два процента и масса объекта имеют огромное значение и делают звезды такими разными. Они влияют на протекание РТС в ядре и металличность звезд. От этого зависят и все другие параметры. К ним относятся:

  • Масса и радиус — вычисляются астрономическими методами, как и расстояние до звезды.
  • Светимость — обозначается в цифрах по отношению к солнечной.
  • Цвет зависит от типа и диапазона испускаемых волн.
  • Спектральные классы, по которым можно узнать о химическом составе и температуре поверхности.

На возможность появления планет у светила или в звездной системе влияет металличность звезды. В науке используется также понятие абсолютной звездной величины, которая характеризует интенсивность потока звездного излучения. Поскольку расстояния до светил отличаются миллионами световых лет, то очень далекая звезда высокого класса может быть почти невидимая с Земли, а близкая, но слабая ярко сиять на небе. Поэтому при наблюдениях используется и такое понятие, как видимая звездная величина.

Процесс рождения

Звезды, как и все во Вселенной, проходят этапы зарождения, жизни и умирания. На это уходят миллиарды лет, но в космосе находятся объекты на разных этапах развития. Поэтому астрономы смогли составить некоторое представление о том, как развиваются звезды.

Теория появления протозвезд

На сегодня наиболее вероятной считается теория появления звезд из облака, образованного космической пылью и газом (водородом по большей части), которое имеет огромную массу из-за своих размеров. В поперечнике она может достигать 300 световых лет. В результате гравитационного сжатия газопылевого облака сначала образуется так называемая протозвезда. Причины, по которым может начаться процесс:

  • столкновение двух подобных облаков;
  • прохождение облака вблизи рукава спиральной галактики, где находятся плотные скопления светил;
  • ударная волна, вызванная появлением сверхновой звезды в близлежащем пространстве;
  • при столкновении галактик возможно множественное звездообразование.

Температура в центре протозвезды неуклонно возрастает и в какой-то момент достигает порога, после которого протоны молекул водорода могут преодолеть силы отталкивания и вступить в РТС и превратиться в гелий. Итог — образование гелиевого ядра и потока элементарных частиц.

При этом выделяется значительное количество тепловой энергии, разогревающее ядро протозвезды до сверхвысоких температур. Избыточная энергия устремляется к ее поверхности и вовне. Так в космосе рождается новое светило. В этот момент начинает возрастать внутри звездное давление, что не дает силам гравитации сжать светило до сверхплотного состояния. Ее внутреннее давление непрерывно возобновляется, что обеспечивает энергетическое равновесие и устойчивое состояние звезды.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Она графически изображает состояние звездных объектов на разных стадиях жизненного цикла. На диаграмме четко видны группы, сформированные согласно физическим характеристикам звезд, соответствующих разным этапам их эволюции. Стадия активного сжигания водорода, согласно этой диаграмме, относится к основной фазе жизненного цикла. В ней находится и Солнце. С его зарождения прошло около 5 млрд лет. Примерно столько же светилу осталось жить.


Распределение звезд на диаграмме Герцшпрунга-Рассела идет неравномерно: около 90% светил сконцентрировано на одной из диагоналей, которая называется главной последовательностью. Здесь находятся светила в стадии горения водорода.

Завершение жизненного цикла

Рано или поздно жизнь любого звездного объекта подходит к концу. Как это происходит, тоже зависит от массы светила. Меньше всего живут массивные светила: в них хоть и содержатся огромные запасы водородного топлива, но, чтобы не впасть в гравитационный коллапс, им приходится очень интенсивно их расходовать. Срок жизни таких светил составляет «всего лишь» десятки миллионов лет.

Небольшие звездочки могут существовать и сотни миллиардов лет. Солнце в этой градации находится примерно посередине. Светила, масса которых не более чем в восемь раз превышает солнечную, сначала превращаются в красные гиганты. Когда запасы водорода истощаются, силы гравитационного сжатия становятся больше внутри звездного давления, и звезда начинает сжиматься и уплотняться. У этого процесса два следствия:

  • в РТС вступает водород из самых нижних слоев ядра;
  • увеличение ядерной температуры приводит к началу вторичной РТС, в которую вступает гелий, преобразовываясь в углерод.

При этом энергия выделяется настолько интенсивно, что звезду как бы раздувает изнутри. Солнце, когда достигнет этой стадии, в диаметре превысит орбиту Венеры. Тем не менее, количество совокупной энергии не увеличивается. Поскольку поверхность излучения становится намного больше, происходит остывание светила до красной части видимого спектра. Таким образом, оно становится красным гигантом.

Последняя стадия развития объектов, подобных Солнцу — белые карлики. Она наступает, когда ядро остывает до температуры, при которой невозможна дальнейшая РТС, а силам сжатия начинают сопротивляться свободные электроны, не участвующие в реакции (вырожденный электронный газ). Это приводит к стабилизации звезды в виде белого карлика, излучающего в пространство остаточное тепло до полного остывания.

Сверхновые и пульсары

После выгорания гелия в ядре звезды остается достаточно энергии для запуска новых РТС. В результате образуются углерод, кремний, магний и другие материалы, вплоть до железа. При этом, когда начинается новая реакция в ядре, предыдущая продолжается в оболочке. Считается, что все химические элементы во Вселенной так и появились — из недр умирающих массивных светил.


Железо не может быть топливом для РТС без притока энергии извне и накапливается в ядре. Его протоны вступают в реакции с электронами вырожденного газа, образуя нейтроны. Этот процесс происходит практически мгновенно. Все свободные электроны исчезают и, поскольку силам гравитационного сжатия больше нечему противодействовать, со звездой случается гравитационный коллапс.

Энергия столкновения внешней оболочки и нейтронного ядра так высока, что она с огромной силой отскакивает назад и разлетается во все стороны с высочайшей скоростью. Происходит буквально взрыв звезды и превращение ее в сверхновую. С Земли это выглядит как ослепительная вспышка.

Если звезда весила около 10—30 солнечных масс, то после разлета оболочки ее стабилизируют вырожденные нейтроны. В результате образуются быстро вращающиеся объекты диаметром около 15 км, излучающие электромагнитные импульсы с частотой собственного вращения. Они называются пульсарами. Но если масса светила превышала 30 солнечных, ничто не способно остановить ее коллапс. Она сжимается до чёрной дыры — области с настолько большой массой и гравитацией, что её не могут покинуть даже частицы света.

Созвездия и интересные факты


За звездами люди вели наблюдение с давних времен и для удобства разделили звездное небо на области или созвездия, в которых видели существующих или мифологических животных, птиц, героев легенд или какие-то предметы. Самые красивые и яркие получили собственные названия, происхождение которых связано с мифами и историями разных народов. Собственные имена есть и у многих светил. Чаще всего это арабские, греческие или латинские слова. Список названий звезд, заметных в Северном полушарии:

  1. Арктур — α Волопаса. Светит ярче всех на небе северных широт. Это оранжевый гигант спектрального класса К. Поскольку таких светил не встречается в галактике Млечный путь, можно предположить, что это старое светило образовалось в более древней галактике.
  2. Вега — α Лиры, третья из самых заметных светил Северного полушария и первая, которую сфотографировали (не считая Солнца) и установили спектр излучения. Вокруг этого молодого светила вращается диск из космической пыли, поэтому он испускает сильное инфракрасное излучение. Похожие космические объекты называют Вега-подобными.
  3. Полярная звезда — α Малой Медведицы, всегда находится на севере, поэтому ее издавна использовали в морской навигации и называли путеводной звездой. Это звездная система с больши́м главным светилом, двумя спутниками и еще одной более далекой парой. Основная звезда относится к классу цефеид — равномерно пульсирующих звезд.
  4. Фомальгаут — α Южной рыбы, звезда осеннего неба и единственная хорошо видимая в северных широтах в это время года.

После изобретения телескопа были открыты множество новых звездных объектов, которым присваиваются буквенно-числовые индексы. Из них можно узнать информацию о свойствах светила и его небесных координатах.

Другие светила

На небе практически всегда можно наблюдать множество звезд. Самые красивые небесные светила:

  • Альтаир — α Орла, одна из ближайших к Земле звезд. Белый и раскаленный, он относится к классу А. Очень быстро вращается вокруг своей оси, поэтому ему присуще гравитационное затемнение.
  • Альнилам — ε Ориона, горячий голубой гигант, постепенно расширяющийся до сверхгиганта.
  • Капелла — α Возничего. Ее название означает «козочка». Это двойной объект, состоящий из гигантов. Одна из звезд чуть горячее и желтого цвета, вторая — оранжевого.
  • Спика — α Девы, система из двух подобных бело-голубых гигантов. Это переменная звезда, поэтому ее звездная величина постоянно меняется.
  • Денеб — α Лебедя, один из самых больших объектов по абсолютной величине, известных астрономам. О его настоящей величине можно получить представление по следующему факту: это двадцатая по яркости звезда на небе. Светила, на столько же удаленные от Земли, как Денеб, вообще не видны невооруженным глазом.
  • Ригель — β Ориона, громаднейший бело-голубой сверхгигант. Соперничает по абсолютной величине с Денебом. Это яркое светило красиво освещает расположенную рядом туманность под названием Голова Ведьмы.

Наблюдение за космическими телами и явлениями — очень увлекательное занятие. Не менее интересно изучать то, как они возникли.

Источник: nauka.club

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

Общие сведения

Самое распространенное определение звезды в астрономии — образование из раскаленного газа в форме шара. По мере развития жизненного цикла изменяется структура и состав светил. Поскольку невозможно увидеть их строение воочию, создаются модели, основанные на сложных вычислениях. В структуре звезд обычно выделяют:

Какую форму имеет звезда

  • Ядро, в котором проходят реакции термоядерного синтеза (РТС). Здесь находятся только свободные ядра атомов и электроны, поэтому они упакованы гораздо плотнее, чем если бы это были целые атомы.
  • Зона переноса лучистой энергии. Во время её прохождения лучи сохраняют количество энергии, но меняются качественно, увеличивая длину волны. Например, из недр Солнца выходят рентгеновские и гамма-лучи, а с поверхности — световые и инфракрасные.
  • Зона конвекции, где происходит перемешивание газовых слоев. У более старых светил эта область меньше, а внешние со временем разрастаются.
  • Фотосфера и хромосфера. На внешней поверхности звёзд часто наблюдаются выбросы газа — протуберанцы.

В космосе распространены самые разные звездные системы, состоящие из двух, трех и более звезд. Главное условие того, что объекты составляют систему — они должны вращаться вокруг общего центра тяжести. Самые горячие светила — белые и голубые гиганты. Холодные звезды бывают красными гигантами или почти остывшими коричневыми карликами.

Звездные параметры

Молодые звезды имеют практически одинаковый состав веществ. Это 73% водорода, 25% гелия и 2% металлических веществ (в астрономии к ним относят все, что не является водородом и гелием). Именно эти два процента и масса объекта имеют огромное значение и делают звезды такими разными. Они влияют на протекание РТС в ядре и металличность звезд. От этого зависят и все другие параметры. К ним относятся:

Какую форму имеет звезда

  • Масса и радиус — вычисляются астрономическими методами, как и расстояние до звезды.
  • Светимость — обозначается в цифрах по отношению к солнечной.
  • Цвет зависит от типа и диапазона испускаемых волн.
  • Спектральные классы, по которым можно узнать о химическом составе и температуре поверхности.

На возможность появления планет у светила или в звездной системе влияет металличность звезды. В науке используется также понятие абсолютной звездной величины, которая характеризует интенсивность потока звездного излучения. Поскольку расстояния до светил отличаются миллионами световых лет, то очень далекая звезда высокого класса может быть почти невидимая с Земли, а близкая, но слабая ярко сиять на небе. Поэтому при наблюдениях используется и такое понятие, как видимая звездная величина.

Процесс рождения

Звезды, как и все во Вселенной, проходят этапы зарождения, жизни и умирания. На это уходят миллиарды лет, но в космосе находятся объекты на разных этапах развития. Поэтому астрономы смогли составить некоторое представление о том, как развиваются звезды.

Теория появления протозвезд

На сегодня наиболее вероятной считается теория появления звезд из облака, образованного космической пылью и газом (водородом по большей части), которое имеет огромную массу из-за своих размеров. В поперечнике она может достигать 300 световых лет. В результате гравитационного сжатия газопылевого облака сначала образуется так называемая протозвезда. Причины, по которым может начаться процесс:

  • столкновение двух подобных облаков;
  • прохождение облака вблизи рукава спиральной галактики, где находятся плотные скопления светил;
  • ударная волна, вызванная появлением сверхновой звезды в близлежащем пространстве;
  • при столкновении галактик возможно множественное звездообразование.

Какую форму имеет звезда

Температура в центре протозвезды неуклонно возрастает и в какой-то момент достигает порога, после которого протоны молекул водорода могут преодолеть силы отталкивания и вступить в РТС и превратиться в гелий. Итог — образование гелиевого ядра и потока элементарных частиц.

При этом выделяется значительное количество тепловой энергии, разогревающее ядро протозвезды до сверхвысоких температур. Избыточная энергия устремляется к ее поверхности и вовне. Так в космосе рождается новое светило. В этот момент начинает возрастать внутри звездное давление, что не дает силам гравитации сжать светило до сверхплотного состояния. Ее внутреннее давление непрерывно возобновляется, что обеспечивает энергетическое равновесие и устойчивое состояние звезды.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Какую форму имеет звезда

Она графически изображает состояние звездных объектов на разных стадиях жизненного цикла. На диаграмме четко видны группы, сформированные согласно физическим характеристикам звезд, соответствующих разным этапам их эволюции. Стадия активного сжигания водорода, согласно этой диаграмме, относится к основной фазе жизненного цикла. В ней находится и Солнце. С его зарождения прошло около 5 млрд лет. Примерно столько же светилу осталось жить.

Распределение звезд на диаграмме Герцшпрунга-Рассела идет неравномерно: около 90% светил сконцентрировано на одной из диагоналей, которая называется главной последовательностью. Здесь находятся светила в стадии горения водорода.

Завершение жизненного цикла

Рано или поздно жизнь любого звездного объекта подходит к концу. Как это происходит, тоже зависит от массы светила. Меньше всего живут массивные светила: в них хоть и содержатся огромные запасы водородного топлива, но, чтобы не впасть в гравитационный коллапс, им приходится очень интенсивно их расходовать. Срок жизни таких светил составляет «всего лишь» десятки миллионов лет.

Какую форму имеет звезда

Небольшие звездочки могут существовать и сотни миллиардов лет. Солнце в этой градации находится примерно посередине. Светила, масса которых не более чем в восемь раз превышает солнечную, сначала превращаются в красные гиганты. Когда запасы водорода истощаются, силы гравитационного сжатия становятся больше внутри звездного давления, и звезда начинает сжиматься и уплотняться. У этого процесса два следствия:

  • в РТС вступает водород из самых нижних слоев ядра;
  • увеличение ядерной температуры приводит к началу вторичной РТС, в которую вступает гелий, преобразовываясь в углерод.

При этом энергия выделяется настолько интенсивно, что звезду как бы раздувает изнутри. Солнце, когда достигнет этой стадии, в диаметре превысит орбиту Венеры. Тем не менее, количество совокупной энергии не увеличивается. Поскольку поверхность излучения становится намного больше, происходит остывание светила до красной части видимого спектра. Таким образом, оно становится красным гигантом.

Последняя стадия развития объектов, подобных Солнцу — белые карлики. Она наступает, когда ядро остывает до температуры, при которой невозможна дальнейшая РТС, а силам сжатия начинают сопротивляться свободные электроны, не участвующие в реакции (вырожденный электронный газ). Это приводит к стабилизации звезды в виде белого карлика, излучающего в пространство остаточное тепло до полного остывания.

Сверхновые и пульсары

Какую форму имеет звезда

После выгорания гелия в ядре звезды остается достаточно энергии для запуска новых РТС. В результате образуются углерод, кремний, магний и другие материалы, вплоть до железа. При этом, когда начинается новая реакция в ядре, предыдущая продолжается в оболочке. Считается, что все химические элементы во Вселенной так и появились — из недр умирающих массивных светил.

Железо не может быть топливом для РТС без притока энергии извне и накапливается в ядре. Его протоны вступают в реакции с электронами вырожденного газа, образуя нейтроны. Этот процесс происходит практически мгновенно. Все свободные электроны исчезают и, поскольку силам гравитационного сжатия больше нечему противодействовать, со звездой случается гравитационный коллапс.

Энергия столкновения внешней оболочки и нейтронного ядра так высока, что она с огромной силой отскакивает назад и разлетается во все стороны с высочайшей скоростью. Происходит буквально взрыв звезды и превращение ее в сверхновую. С Земли это выглядит как ослепительная вспышка.

Какую форму имеет звезда

Если звезда весила около 10—30 солнечных масс, то после разлета оболочки ее стабилизируют вырожденные нейтроны. В результате образуются быстро вращающиеся объекты диаметром около 15 км, излучающие электромагнитные импульсы с частотой собственного вращения. Они называются пульсарами. Но если масса светила превышала 30 солнечных, ничто не способно остановить ее коллапс. Она сжимается до чёрной дыры — области с настолько большой массой и гравитацией, что её не могут покинуть даже частицы света.

Созвездия и интересные факты

За звездами люди вели наблюдение с давних времен и для удобства разделили звездное небо на области или созвездия, в которых видели существующих или мифологических животных, птиц, героев легенд или какие-то предметы. Самые красивые и яркие получили собственные названия, происхождение которых связано с мифами и историями разных народов. Собственные имена есть и у многих светил. Чаще всего это арабские, греческие или латинские слова. Список названий звезд, заметных в Северном полушарии:

Какую форму имеет звезда

  • Арктур — α Волопаса. Светит ярче всех на небе северных широт. Это оранжевый гигант спектрального класса К. Поскольку таких светил не встречается в галактике Млечный путь, можно предположить, что это старое светило образовалось в более древней галактике.
  • Вега — α Лиры, третья из самых заметных светил Северного полушария и первая, которую сфотографировали (не считая Солнца) и установили спектр излучения. Вокруг этого молодого светила вращается диск из космической пыли, поэтому он испускает сильное инфракрасное излучение. Похожие космические объекты называют Вега-подобными.
  • Полярная звезда — α Малой Медведицы, всегда находится на севере, поэтому ее издавна использовали в морской навигации и называли путеводной звездой. Это звездная система с больши́м главным светилом, двумя спутниками и еще одной более далекой парой. Основная звезда относится к классу цефеид — равномерно пульсирующих звезд.
  • Фомальгаут — α Южной рыбы, звезда осеннего неба и единственная хорошо видимая в северных широтах в это время года.
  • После изобретения телескопа были открыты множество новых звездных объектов, которым присваиваются буквенно-числовые индексы. Из них можно узнать информацию о свойствах светила и его небесных координатах.

    Источник: Sprint-Olympic.ru

    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 Солнце, 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 88 созвездий (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 Бетельгейзе (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.

    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 пульсар. Если ядро больше 3-х солнечных масс, то ничто не удержит ее от разрушения и трансформации в черную дыру.

    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:

    Двойные звезды

    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 Млечной Пути 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 Землей 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 Сириуса 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:

    • Полярная звезда
    • Альфа Центавра
    • Проксима Центавра
    • V838 Единорога
    • VY Большого Пса
    • XZ Тельца
    • Звезда Барнарда
    • Звезда Пистолет
    • Эта Киля
    • Алиот
    • Альбирео
    • Алькаид
    • Альнилам
    • Альнитак
    • Альтарф
    • Беллатрикс
    • Бета Весов
    • Дубхе
    • Каус Аустрелис
    • Мегрец
    • Мерак
    • Минтака
    • Мицар и Алькор
    • Рас Альхаге
    • Садальсууд
    • Саиф
    • Фекда
    • Хамаль
    • Эта Рыб

    Цвет

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

    Спектральные классы звезд Вселенной

    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.

    Сравнительные размеры звезд 
    Самая большая звезда во Вселенной

    Масса

    Здесь также все вычисляется в сравнении с солнечными параметрами. Масса Альфа Центавра А – 1.08 солнечных. Звезды с одинаковыми массами могут не сходиться по размерам. Масса звезды влияет на температуру.

    Магнитное поле

    Звезды генерируют магнитные поля. В случае с Солнцем, исследователи выяснили, что его магнитное поле способно достичь очень сконцентрированного состояния в небольших участках, создавая солнечные пятна или же извержения – выбросы корональной массы. Магнитное поле зависит от скорости вращения (увеличивается с нарастанием и уменьшается с замедлением).

    Металличность

    Металличность обозначает количество тяжелых элементов (тяжелее гелия). Основываясь на металличности, выделяют три звездных поколения. До сих пор ученым не удалось найти наиболее древнее (III), полностью лишенное металлов. Во время смерти, именно они выпустили первые тяжелые элементы в пространство, из которых и появилось поколение II. По цепочки их смерть привела к рождению поколения I (Солнце).

    Возраст звезд

    Физик Анатолий Засов о внутреннем строении звезд, методе гирохронологии и смерти Солнца:

    Классификация звезд

    В типах звезд главную роль играет спектр в системе Моргана-Кинана, выделяющей 8 спектральных классов. Каждый из них соответствует диапазону поверхностных температур: O, B, A, F, G, K, M и L (от наиболее горячего к холодному). Каждый из них делится еще на 10 типов (от 0 до 9).

    Какую форму имеет звезда

    Эта система учитывает и светимость. Наиболее крупные и ярчайшие обладают наименьшими римскими цифрами: Ia – яркий сверхгигант, Ib – сверхгигант, II – яркий гигант, III – гигант; IV – субгигант и V – главная последовательность или карлик.

    Структура звезд Вселенной

    Большую часть своего существования звезда пребывает в этапе главной последовательности. Представлена ядром, участками радиации и конвекции, фотосферой, хромосферой и короной. Ядро – территория, где происходит ядерное слияние, подпитывающее звезду. Энергия этих реакций переходит из радиационной зоны наружу. В конвективной энергия транспортируется горящими газами. Если звезда массивнее Солнца, то конвективная в ядре и излучает во внешних слоях, а если уступает по массивности, то излучает в ядре, а конвективная во внешних слоях. Объекты с промежуточной массой спектрального типа А способны излучать везде.

    Далее в звездном строении идет фотосфера, которую часто называют поверхностью. За ней – красноватая хромосфера, из-за наличия водорода. Внешний шар звезды – корона. Она невероятно горячая и может быть связана с конвекцией во внешних слоях. Нижнее видео детально описывает движение звезд на небе.

    Движение звезд в Галактике

    Астроном Алексей Расторгуев о скорости движения звезд, их сложных орбитах и их роли в исследовании галактик


    Скорости компактных объектов

    Астрофизик Сергей Попов об убегающих звездах, взрыве сверхновой и скоростях, которые позволяют улететь из Галактики:

    Движение звезд в Галактике

    Источник: v-kosmose.com


    You May Also Like

    About the Author: admind

    Добавить комментарий

    Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

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