Виды звезд классификация


Коричневые карлики

Виды звезд классификация
via

Коричневые карлики это тип звезд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время коричневые карлики были гипотетическими объектами. Их существование предсказали в середине XX в., основываясь на представлениях о процессах происходящих во время формирования звезд. Однако в 2004 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звезд подобного типа. Их спектральный класс М — T. В теории выделяется ещё один класс — обозначаемый Y.

Спектральный класс M
Спектральный класс L
Спектральный класс T
Спектральный класс Y

Белые карлики

Виды звезд классификация
via

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга — Рассела.


змер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых.

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

Красные гиганты

Виды звезд классификация
via

Красные гиганты и сверхгиганты — это звёзды с довольно низкой эффективной температурой (3000 — 5000 К), однако с огромной светимостью. Типичная абсолютная звёздная величина таких объектов −3m—0m(I и III класс светимости). Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.

Переменные звёзды


Виды звезд классификация
via

Переменная звезда — это звезда, за всю историю наблюдения которой хоть один раз менялся блеск. Причин переменности много и связаны они могут быть не только с внутренними процессами: если звезда двойная и луч зрения лежит или находится под небольшим углом к полю зрения, то одна звезда, проходя по диску звезды, будет его затмевать, также блеск может измениться если свет от звезды пройдет сквозь сильное гравитационное поле. Однако в большинстве случаев переменность связана с нестабильными внутренними процессами. В последней версии общего каталога переменных звезд принято следующее деление:

  1. Эруптивные переменные звёзды — это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой.

  2. Пульсирующие переменные звёзды — это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и не радиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как не радиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах.
  3. Вращающиеся переменные звёзды — это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, чьи оси не совпадают с осью вращения звезды.
  4. Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды. Переменности этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
  5. Затменно-двойные системы
  6. Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
  7. Новые типы переменных — типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.

Типа Вольфа — Райе

Виды звезд классификация
via


Звёзды Вольфа — Райе — класс звёзд, для которых характерны очень высокая температура и светимость; звёзды Вольфа — Райе отличаются от других горячих звёзд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации (NIII — NV, CIII — CIV, OIII — OV). Ширина этих полос может достигать 100 Å, а излучение в них может в 10-20 раз превышать излучение в континууме. Звёзды такого типа имеют свой класс — W. Однако подклассы строятся совсем не как у звёзд главной последовательности:

  1. WN — подкласс Вольфа-Райе звезд в спектрах которых есть линии NIII — V и HeI-II.
  2. WO — в их спектрах сильны линии кислорода. Особенно ярки линии OVI λ3811 — 3834
  3. WC — звёзды, богатые углеродом.

Окончательной ясности происхождения звезд типа Вольфа-Райе не достигнуто. Однако можно утверждать, что в нашей Галактике это гелиевые остатки массивных звезд, сбросившие значительную часть массы на каком-то этапе своей эволюции. Типа T Тельц

Звёзды типа T Тельца


Виды звезд классификация

Звезда типа T Тельца с околозвёздным диском, via

Звёзды типа T Тельца (T Tauri, T Tauri stars, TTS) — класс переменных звёзд, названный по имени своего прототипа Т Тельца. Обычно их можно обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их переменности (весьма нерегулярной) в оптическом диапазоне и хромосферной активности.

Они принадлежат к звёздам спектральных классов F, G, K, M и имеют массу меньше двух солнечных. Период вращения от 1 до 12 дней. Температура их поверхности такая же, как и у звёзд главной последовательности той же массы, но они имеют несколько большую светимость, потому что их радиус больше. Основным источником их энергии является гравитационное сжатие.

В спектре звёзд типа T Тельца присутствует литий, который отсутствует в спектрах Солнца и других звёзд главной последовательности, так как он разрушается при температуре выше 2,500,000 K.

Новые

Виды звезд классификация
via

Новая звезда — тип катаклизмических переменных. Блеск у них меняется не так резко, как у сверхновых (хотя амплитуда может составлять 9m): за несколько дней до максимума звезда лишь на 2mслабее. Количество таких дней определяет, к какому классу новых относится звезда:

  1. Очень быстрые, если это время (обозначаемое как t2) меньше 10 дней.
  2. Быстрые — 11<t2<25 дней
  3. Очень медленные: 151<t2<250 дней
  4. Предельно медленные, находящие вблизи максимума годами.

Существует зависимость максимума блеска новой от t2. Иногда эту зависимость используют для определения расстояния до звезды. Максимум вспышки в разных диапазонах ведет себя по-разному: когда в видимом диапазоне уже наблюдается спад излучения, в ультрафиолете все ещё продолжается рост. Если наблюдается вспышка и в инфракрасном диапазоне, то максимум будет достигнут только после того, как блеск в ультрафиолете пойдет на спад. Таким образом болометрическая светимость во время вспышки довольно долго остается неизменной.

В нашей Галактике можно выделить две группы новых: новые диска (в среднем они ярче и быстрее), и новые балджа, которые немного медленнее и, соответственно, немного слабее.

Сверхновые

Виды звезд классификация
via

Сверхно́вые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет — то I типа.

Гиперновые


Виды звезд классификация
via

Гиперновая — коллапс исключительно тяжёлой звезды после того, как в ней больше не осталось источников для поддержания термоядерных реакций; другими словами, это очень большая сверхновая. С начала 1990-х годов были замечены столь мощные взрывы звёзд, что сила взрыва превышала мощность взрыва обычной сверхновой примерно в 100 раз, а энергия взрыва превышала 1046 джоулей. К тому же многие из этих взрывов сопровождались очень сильными гамма-всплесками. Интенсивное исследование неба нашло несколько аргументов в пользу существования гиперновых, но пока что гиперновые являются гипотетическими объектами. Сегодня термин используется для описания взрывов звёзд с массой от 100 до 150 и более масс Солнца. Гиперновые теоретически могли бы создать серьёзную угрозу Земле вследствие сильной радиоактивной вспышки, но в настоящее время вблизи Земли нет звёзд, которые могли бы представлять такую опасность. По некоторым данным, 440 миллионов лет назад имел место взрыв гиперновой звезды вблизи Земли. Вероятно, короткоживущий изотоп никеля 56Ni попал на Землю в результате этого взрыва.

Источник. Спасибо

Источник: universal-inf.livejournal.com


спектральные классы

В настоящий момент основной способ изучения свойств далёких звёзд заключается в исследовании приходящего от них электромагнитного излучения, которое при помощи спектральных аппаратов представляется в виде спектра. Он в свою очередь различается в зависимости от характеристик той или иной звезды. По виду спектра и можно установить эти самые характеристики. В данной статье упор будет сделан непосредственно на характеристики, от которых зависит вид спектра. Углубляться в изучение самого спектра (почему спектральные линии конкретных элементов преобладают в тех или иных звёздах, почему ширина у них такая-то и количество такое-то) мы не будем, дабы слишком не уходить в сторону физики.

Собственно основной вопрос – «Чем обусловлен различный вид спектров»? Тут можно выделить три характеристики звезды, которые определяют вид спектра – это химический состав атмосферы, плотность атмосферы и её температура.


м не менее, наибольшее различие в спектрах звёзд обусловлено именно различной температурой их атмосфер, потому что химический состав большинства звёзд практически одинаков (водород, гелий и очень небольшая доля тяжёлых элементов), соответственно он не оказывает такого влияния на вид спектра, как температура, которая меняется в весьма значительных пределах (от 2500 до 100000 и более кельвинов). Конечно, есть отдельные группы звёзд с некоторыми аномалиями в химическом составе, но они также и имеют свою отдельную классификацию.

Основная современная (или гарвардская, поскольку разработана была в Гарвардской обсерватории) спектральная классификация звёзд – это температурная классификация, также её дополняет классификация по светимости (которая как раз таки и учитывает влияние на вид спектра различных плотностей звёздных атмосфер), но о классах светимости будет рассказано во второй части. А здесь рассмотрим именно основные спектральные классы температурной классификации и вкратце пройдёмся по дополнительным классам.

Основные спектральные классы

Существует 7 основных спектральных классов, которые отражают температуру звёзд: O, B, A, F, G, K, M. Однако такая шкала всё же довольно груба, поэтому для более точного указания температуры эти классы дополняются подклассами от 0(наиболее горячие) до 9(наиболее холодные) и всё идёт в следующей последовательности от более холодных к более горячим: …G2, G1, G0, F9, F8… и т.д., в некоторых случаях подкласс может быть записан десятичной дробью. Классы O, B, A также называют ранними или горячими, F и G – солнечными, а K и М – поздними или холодными.


Класс O

Самые горячие звёзды, с температурой фотосферы (видимой поверхности) более 30000 K, имеют голубой цвет. Эти звёзды редки, поскольку для такой температуры на поверхности звезда должна производить много энергии у себя в ядре, а это возможно только при достаточно большой массе, так что для образования такой звезды нужно много вещества, а оно есть только в очень плотных молекулярных облаках. Собственно звёзды класса O и встречаются в тех местах, где есть массивные газопылевые туманности – это комплексы звёздообразования в созвездии Ориона и Киля, а также туманность Тарантул в Большом Магеллановом Облаке. Примеры звёзд, относящихся к классу O − звёзды из Трапеции Ориона; Дзета Кормы. В виду значительной массы, продолжительность жизни таких звёзд весьма невелика (миллионы, десятки миллионов лет).

Класс B

Менее горячие звёзды, с температурой фотосферы от 10000 до 30000 K, также имеют голубоватый оттенок, но не такой насыщенный. Более распространены в Галактике, несколько из них имеется даже в радиусе 100 световых лет от Солнца (Регул и один из компонентов системы Алголь). Возникают также преимущественно в самых плотных газопылевых облаках, однако изначально при образовании эти звёзды получают меньшую массу, чем звёзды класса O, так что их срок жизни может составлять уже более 100 миллионов лет, и они могут улететь на значительное расстояние от места своего образования. Помимо Регула и главного компонента Алголя, к классу B также относятся самые яркие звёзды из скопления Плеяды; Беллатрикс; Спика; Ригель и др.

Класс A

Звёзды с температурой фотосферы в пределах от 7500 до 10000 K, видимый цвет у них – белый с лёгким голубоватым оттенком. Встречаются они относительно часто. Срок жизни звёзд изначального этого класса составляет порядка миллиарда лет. Примеры: Сириус A; Альтаир; Вега; все звёзды из ковша Большой Медведицы (кроме Дубхе и Алькаида).

Класс F

Звёзды с температурой фотосферы 6000 – 7500 K, видимый цвет – белый, но по результатам фотометрических измерений их настоящий цвет − желтоватый. К этому классу относятся такие звёзды как: Процион А, Поррима, Полярная, Канопус.

Класс G

Звёзды с температурой фотосферы 5000 – 6000 K, визуально практически белые, но настоящий цвет по результатам фотометрических исследований – жёлтый. К этому классу относится Солнце (G2V, что означает – звезда спектрального класса G2 с эффективной температурой 5780 K , находящаяся на главной последовательности (класс светимости V)), а помимо Солнца к этому классу относятся – Альфа Центавра A; Тау Кита; 51 Пегаса (первая звезда с достоверно открытой экзопланетой); Капелла; Дзета Сетки.

Класс K

Звёзды с температурой фотосферы порядка 4000 – 5000 K. Видимый цвет – светло-оранжевый, настоящий цвет – оранжевый. В отличие от звёзд более ранних классов, составляют уже довольно заметную долю в общем звёздном населении Галактики. К этому классу относятся – Альфа Центавра В; Эпсилон Эридана; Арктур; Альдебаран.

Класс M

Самые холодные звёзды, с температурой фотосферы порядка 2500 – 3500 K, визуально имеют насыщенный оранжевый оттенок, по результатам фотометрических исследований считаются звёздами красного цвета. Карликовые звёзды этого класса – самые распространённые во Вселенной, для их образования нужно меньше всего вещества, а в виду небольшой массы, срок жизни таких звёзд невообразимо громадный и составляет десятки, а то может и сотни миллиардов лет, так что по сути все звёзды, изначально образовавшиеся как карлики класса М, до сих пор ещё не исчерпали запасы своего «топлива». По сравнению с их долей в общем звёздном населении, доля звёзд остальных классов невелика и та приходится в основном на класс K. Основное звёздное население в окрестностях Солнца представлено звёздами-карликами спектрального класса М, но в виду очень низкой светимости мы не можем увидеть ни одну из этих звёзд невооружённым глазом, хотя их в действительности очень много. Примеры звёзд этого класса – Проксима Центавра; Звезда Барнарда; Бетельгейзе; Мира А.

Дополнительные спектральные классы

Пройдёмся по дополнительным спектральным классам, которые введены для характеристик отдельных групп звёзд, которые из-за особенностей своего спектра нельзя отнести к одному из вышеперечисленных основных классов.

Классы R и N

Углеродные звёзды. Это звёзды по температуре и цвету схожие со звёздами спектральных классов K и М, но с повышенным содержанием углерода в атмосфере.

Класс S

Циркониевые звёзды, Это звёзды-гиганты схожие по температуре и цвету со звёздами классов K и М, но в их спектре выражены линии оксида циркония.

Класс W

также WR и подклассы WN, WC

Звёзды Вольфа-Райе. Очень редкие звёзды в Галактике. Считается, что звезда Вольфа-Райе − это поздняя стадия эволюции очень массивной звезды. Для них характерна сильнейшая активность, так что такие звёзды бывают часто окружены туманностями. Температура звёзд Вольфа-Райе выше, чем температура звёзд класса O. Рекордное количество этих звёзд найдено в туманности Тарантула в Большом Магеллановом Облаке.

Класс D

и подклассы DA, DW и т.д.

Белые карлики. Белые карлики – ядра уже проэволюционировавших звёзд малой и умеренной массы, отличаются малым размером (порядка размеров небольших планет, вроде Земли) и как следствие – низкой светимостью. Однако при этом у них довольно высокая температура (десятки тысяч градусов) и масса порядка половины солнечной, а иногда и больше солнечной, что указывает на чудовищную среднюю плотность.

Классы L, T, Y

Эти классы используются для обозначения коричневых карликов различной температуры. Коричневые карлики – объекты с массой, промежуточной между массами звёзд (которые начинаются в районе 0,1 массы Солнца) и массами больших планет (верхний предел которой установлен на отметке 13-ти масс Юпитера). Наблюдать такие объекты довольно непросто, поскольку они практически ничего не излучают в видимом диапазоне.

В. Грибков

Источник: dsastro.ru

Виды звёзд

Звёзды различают по таким параметрам, как масса, размер и светимость. Цвет их изменяется от красного до голубого. И чем ближе к голубому — тем выше температура космического объекта.

Красный (класс M) — 2000-3500 градусов.
Оранжевый (класс K) — от 3500 до 5000 градусов.
Жёлтый (класс G) — 5-6 тысяч градусов. К данному типу относится и наше Солнце.
Жёлто-белый (класс F) — от 6000 К до 7500 К.
Белый (класс A) — 7500 К — 10000 К.
Бело-голубой (класс B) — 10-30 тысяч градусов.
Голубой (класс O) — 30-60 тысяч К.

Коричневый карлик. Это тип звёзд, которые на излучение тратят больше энергии, чем получают в результате ядерной реакции. Их температура около 300-500 градусов.

Белый карлик. Практически все звёзды завершают свою эволюцию превращением в белых карликов.
В конце своей жизни они начинают сжиматься, уменьшаясь в сотни раз от своего первоначального размера. При этом они обретают плотность, превосходящую плотность воды в миллион раз. Однако, теряют источники энергии и постепенно остывают. Такую участь ждёт и наше Солнце (но сейчас его относят к типу жёлтых карликов).

Красный гигант. Тип звёзд, имеющих относительно низкую температуру (3-5 тысяч градусов), но при этом обладающие огромной светимостью.

Типа Вольфа — Райе. Класс звёзд, обладающих очень высокой температурой и светимостью.

Сверхновые. Это те звёзды, которые закачивают свой цикл взрывным процессом. Если в спектре такой вспышки присутствуют линии водорода — это Сверхновая 2 типа, если нет — 1 типа.

Новые. Это Сверхновые, вспышка которых гораздо слабее — не такая яркая, и выделяет не так много энергии.

Гиперновые. Это очень большие Сверхновые.
Или, другими словами, Гиперновые — это очень большие и тяжёлые звёзды (более 100 масс Солнца), оканчивающие свою эволюцию взрывом.

Яркие голубые переменные (ЯГП). Очень яркие гигантские звёзды, ещё и пульсирующие при этом. Их сияние может быть, представьте только, в миллион раз сильнее солнечного.
Полагают, это объясняется тем, что звёзды такого типа сбрасывают излишки энергии — отсюда и такое яркое сияние.

Ультраяркие рентгеновские источники. Это тип звёзд, имеющих очень сильное излучение, но только в рентгеновском диапазоне.

Нейтронные звёзды. Это тип звёзд, сжатие Ядра которых не прекращается до тех пор, пока практически все частицы не превратятся в нейтроны.
Масса таких звёзд превосходит массу Солнца в полтора — три раза, но их диаметр при этом около 10 км. Это насколько же высокой плотностью они обладают?!

Звёздные системы

Звёздные системы могут состоять из одной звезды, двух или более.
Самый распространённый тип звёздных систем — двойной (две звезды, связанные гравитационно друг с другом и обращающиеся вокруг одного центра масс) — около 70% всех звёзд являются двойными.

Бывают случаи, когда более десятка звёзды образуют систему. В таком случае они называются звёздным скоплением.

Огромные скопления звёзд, вращающиеся вокруг одного центра масс — это Галактики.

Источник: naturae.ru

Это то, во что превращаются средние и малые звезды в конце своей эволюции. Термоядерные реакции уже закончились, однако, они остаются очень горячими плотными газовыми шарами. Звезды медленно остывают, светясь ярким белым светом. Участь белого карлика ожидает и наше Солнце, так как его масса ниже критической. Критическая масса равна 1,4 массы Солнца. Это значение называется пределом Чандрасекара. Чандрасекар – индийский ученый астроном, который рассчитал это значение.

Состоянием нейтронной звезды заканчивается эволюция таких звезд, массы которых превышает солнечную в несколько раз. Нейтронная звезда возникает в результате вспышки сверхновой. При массе в 1,5-2 раза больше солнечной, она имеет радиус 10-20 км. Нейтронная звезда быстро вращается и периодически испускает потоки элементарных частиц и электромагнитное излучение. Такие звезды называются пульсарами. Состояние нейтронной звезды также определяется ее массой. Предел Оппенгеймера-Волкова – величина, определяющая максимально возможную массу нейтронной звезды. Чтобы находиться стабильно в таком состоянии, необходимо, чтобы ее масса не превышала трех солнечных масс.

Если масса нейтронной звезды превосходит это значение, то чудовищная сила гравитации так сжимает ее в объятиях коллапса, что она становится черной дырой.

Черная дыра – это то, что получается, когда гравитационное сжатие массивных тел неограниченно, т.е. когда звезда сжимается до такой степени, что становится абсолютно невидимой. Ни один луч света не может покинуть ее поверхность. И здесь также есть показатель, определяющий состояние космического объекта в качестве черной дыры. Это гравитационный радиус, или радиус Шварцшильда. Еще его называют горизонтом событий, так как описать или увидеть, что происходит внутри сферы с таким радиусом на месте сколапсированной звезды, невозможно.

Может быть, внутри это сферы есть прекрасные яркие миры или выход в другую Вселенную. Но для простого наблюдателя это просто провал в пространстве, который закручивает вокруг себя свет, идущий от других звезд и поглощает космическое вещество. По тому, как ведут себя рядом с ней другие космические объекты, мы можем делать предположения об ее свойствах.

Например, можно предположить, что самые массивные черные дыры, находятся в том месте, где наблюдается самое яркое свечение звездных скоплений. Притягивая к себе звездное вещество и другие космические объекты, черные дыры заставляют их светиться, окружая себя, ярким светящимся ореолом — квазаром. Тьма не может существовать без света, а свет существует благодаря тьме. Это доказывает эволюция звезд.

Источник: cosmoss1.blogspot.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.