Звезды карлики и гиганты


Телескоп РАТАН-600 помогает разобраться, где рождаются нейтрино. Дизайнер — Дарья Сокол, пресс-служба МФТИ

Нейтрино — мельчайшие и загадочные элементарные частицы. Даже их массу ученые до сих пор не знают, настолько она маленькая. Нейтрино свободно проникают сквозь предметы, людей и даже нашу планету. Нейтрино высоких энергий могут рождаться только с помощью протонов, разогнавшихся почти до скорости света. Нейтринная обсерватория IceCube, начавшая работу в 2010 году, регистрирует такие нейтрино и измеряет их энергии и направления прихода. Астрофизики решили сфокусироваться на анализе происхождения нейтрино сверхвысоких энергий — более 200 триллионов электрон-вольт. Авторы сравнили измерения телескопа IceCube с многочисленными наблюдениями неба в радиодиапазоне и установили, что эти нейтрино образуются в центрах квазаров с массивными черными дырами, аккреционными дисками и выбросами очень горячего газа. Более того, найдена связь между рождением нейтрино и вспышками радиоизлучения в этих активных галактиках.


«Наш результат говорит о том, что нейтрино высоких энергий рождаются в активных ядрах галактик, причем именно в моменты вспышек радиоизлучения. Поскольку и эти частицы, и радиоволны распространяются по Вселенной со скоростью света, мы “видим” их на Земле одновременно», — рассказал аспирант Александр Плавин из Физического института имени П. Н. Лебедева РАН (ФИАН) и Московского физико-технического института (МФТИ). Далеко не каждому везет получить такой результат уже на старте научной карьеры.

Статья российских астрофизиков опубликована в авторитетном Astrophysical Journal (работа также доступна из архива препринтов). В своей статье ученые на первом этапе показали, что направления, откуда на Землю приходят нейтрино сверхвысоких энергий, совпадают с положением ярких квазаров по данным сети радиотелескопов всего мира. На втором этапе физики решили проверить гипотезу о том, что нейтрино сверхвысоких энергий появляются в галактиках во время вспышек радиоизлучения. Для этого они использовали данные российского телескопа РАТАН-600, расположенного на Северном Кавказе, в Карачаево-Черкессии. Всего было проанализировано около полусотни нейтрино высоких энергий, зарегистрированных IceCube. Ранее источники таких нейтрино искали преимущественно в гамма-лучах, поскольку считалось, что нейтрино должны рождаться вместе с гамма-излучением.

«До нас ученые искали источник нейтрино высоких энергий, что называется, “под фонарем”. Мы же решили проверить нестандартную идею, не особо рассчитывая на успех. Но нам повезло! Многолетние совместные наблюдения на международных решетках радиотелескопов и замечательном российском РАТАНе позволили получить этот интереснейший результат. Именно радиодиапазон оказался ключевым для обнаружения источников нейтрино», — говорит Юрий Ковалев из ФИАН и МФТИ.


«Поначалу результат мне показался “слишком хорошим”, но, проведя детальный анализ данных и многочисленные проверки, мы подтвердили явную связь нейтринных событий с радиоизлучением, которую затем проверили по многолетним измерениям вспышек излучения на радиотелескопе РАТАН-600 Специальной астрофизической обсерватории. Вероятность того, что этот результат случайный, составляет всего 0,2%. Это большой успех в нейтринной астрофизике, и теперь наше открытие требует теоретического объяснения», — заключает Сергей Троицкий из Института ядерных исследований (ИЯИ РАН).

Ученые собираются проверить свой результат и разобраться с механизмом рождения нейтрино в квазарах с помощью данных телескопа Baikal-GVD, который в настоящее время достраивается на Байкале и уже начал набор данных. Как в IceCube, так и в Baikal-GVD используются водные «черенковские» детекторы: большой объем воды (льда) позволяет увеличить число детектируемых нейтрино и одновременно защититься от случайных срабатываний детектора. Понятно, что без продолжающего свои наблюдения далеких галактик РАТАН-600, что близ известного многим Архыза, тоже никак не обойтись.


Источник

Источник: pikabu.ru

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

Что такое звезда?

Звёзды — это огромные газовые шары из водорода и гелия со следами других химических элементов. Гравитация притягивает вещество внутрь, а давление раскалённого газа выталкивает его наружу, устанавливая равновесие. Источник энергии звезды находится в её ядре, где ежесекундно миллионы тонн водорода сливаются, образуя гелий. И хотя в недрах Солнца этот процесс идёт непрерывно на протяжении почти 5 млрд. лет, израсходована лишь очень малая часть всех запасов водорода.

Типы звёзд


Звезды главной последовательности. В начале XX в. голландец Эйнар Герцшпрунг и Генри Норрис Ресселл из США построили диаграмму Герцшпрунга — Ресселла (ГР), по осям которой отложена светимость звезды в зависимости от температуры на ее поверхности, что позволяет определить расстояние до звезд.

Большинство звёзд, включая Солнце, попадают в полосу, пересекающую диаграмму ГР по диагонали и именуемую главной последовательностью. Эти звезды часто называются карликами, хотя некоторые из них в 20 раз превосходят по размеру Солнце и светят в 20 тыс. раз ярче.

Красные карлики

В холодном, тусклом конце главной последовательности находятся красные карлики — наиболее распространённый вид звёзд. Будучи размером меньше, чем Солнце, они экономно тратят свои запасы топлива, чтобы продлить время собственного существования на десятки миллиардов лет. Если можно было бы видеть все красные карлики, небо было бы буквально усеяно ими. Однако красные карлики светят так слабо, что мы в состоянии наблюдать лишь ближайшие к нам, такие, как Проксима Центавра.

Белые карлики

Ещё меньшими по размеру, чем красные карлики, являются белые карлики. Обычно их диаметр примерно равен земному, но масса может равняться массе Солнца. Объем вещества белого карлика, равный объёму этой книги, имел бы массу около 10 тыс. тонн! Их положение на диаграмме ГР показывает, что они сильно отличаются от красных карликов. Их ядерный источник истощился.

Красные гиганты

После звёзд главной последовательности наиболее распространёнными являются красные гиганты. Они имеют примерно такую же температуру поверхности, как и красные карлики, но они намного ярче и больше, поэтому расположены над главной последовательностью на диаграмме ГР. Масса этих гигантов обычно примерно равна солнечной, однако, если бы один из них занял место нашего светила, внутренние планеты Солнечной системы оказались бы в его атмосфере.

Источник: tutknow.ru

Звёзды главной последовательности

Главная последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рассела, это то место, где звёзды проводят большую часть своей эволюции. Причём продолжительность их «жизни» зависит от доли содержащихся в составе звёзд элементов тяжелее гелия. Включает в себя такие спектральные классы звёзд как:

  • голубые (О);
  • бело-голубые (В);
  • белые (А);
  • жёлто-белые (F);
  • жёлтые (G);
  • оранжевые (К);
  • красные (М).

Все звёзды главной последовательности объединяться одинаковыми ядерными реакциями в их ядре, это синтез (превращение) водорода в гелий, так называемый CNO-цикл (см. терминологию сайта). Вследствие этого их температура (ну и спектральный класс конечно) и светимость всецело зависят от массы звезды.

Массы звёзд на главной последовательности варьируют от, приблизительно, 0,07 масс Солнца, у красных карликов, до 50 – в голубых звёздах.

Красные гиганты и сверхгиганты

виды звёзд

Это два вида звёзд, характеризуются небольшими поверхностными температурами, от 3000 К до 5000 К, но большими светимостями. В их недрах происходит горение гелия, который превращается в углерод, так называемая тройная гелиевая реакция или же тройной альфа процесс (см. терминологию сайта).

Эти виды звёзд включают в себя звёзды двух спектральных классов М и К, то есть красные и оранжевые. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела находятся выше главной последовательности.

Имеют диаметры от 100 до 800 солнечных. Но есть и исключения, например, YV Большого Пса имеет диаметр в 1024 диаметров Солнца.

Белые карлики

виды звёзд

Белые карлики – это полностью проэволюционировавшие звезды, представляют собой ядра звёзд, потерявших свою внешнюю оболочку, из-за своего же расширения.

Эти звёзды обладают малыми размерами (где-то в 100 раз меньше чем Солнце) и светимостью (в 10 000 раз меньше Солнца). При таких малых размерах они обладают массой примерно равной массе нашего светила. Объясняется это большой плотностью их вещества (105-109 г/см3).

Такая плотность приводит к тому, что белые карлики – это «сгустки» электронно-ядерной плазмы, и напрочь лишены своего источника энергии. Они светят за счет исчерпания своего же запаса тепла.

Коричневые карлики

виды звёзд

Коричневые карлики, это вид звёзд, в которых потери энергии на излучение не компенсируются их ядерными реакциями.

Ранее считалось, что это гипотетические объекты, так как такие объекты, по всей видимости, должны существовать. И в 2004 году был открыт 2М1207 – коричневый карлик, в созвездии Гидры.

Коричневые карлики имеют очень и очень малые размеры, где-то в 12,5-80,3 раз больше Юпитера. В их ядрах протекают ядерные реакции с участием ядер легких элементов – дейтерия, бора, бериллия и лития. После их исчерпания термоядерная реакция прекращается, и звезда полностью потухнет, превратившись в некий планетоподобный объект.

Коричневые карлики имеют свои спектральные классы, различающиеся поверхностной температурой: L – температура от 1500 K до 2000 К; Т – 700 К-1500 К; Y – очень холодные, с температурой до 700 К.

Переменные звёзды

виды звёзд

Переменные звёзды – виды звёзд, в которых наблюдается (хотя бы один раз) перемена значения их блеска. Причины этому разные, как внутренние процессы, так и то, что звезда состоит в двойной системе.

Существуют разные виды переменных звёзд, различающиеся механизмами изменения их блеска.

Пульсирующие переменные

Изменение блеска в таких звёздах происходят из-за периодического расширения (сжатия) их поверхностных слоёв. Причём эти пульсации бывают двух видов: радиальные и не радиальные. В первых, при пульсации сферическая форма звезды сохраняется, а у вторых – нет.

Эруптивные переменные

Такие звёзды изменяют свой блеск за счет происходящих, в их коронах и фотосферах, бурных процессов, а также вспышек. Такие процессы возникают вследствие каких-то изменений или же сильного звёздного ветра, идущего от таких звёзд с разной интенсивностью.

Вращающиеся переменные

В этих звёздах поверхностная яркость неоднородная или же они имеют неправильную (не элипсообразную форму). Неоднородность поверхностной яркости можно объяснить как наличием пятен на поверхности звезды, так и наличием химических или температурных поверхностных неоднородностей.

Катаклизмические переменные (новоподобные и взрывные)

Изменение яркости в таких звёздах вызваны взрывными процессами, происходящими в разных слоях звезды. Глубоко в недрах – сверхновые звёзды, в поверхностных слоях – новые.

Такие виды звёзд переменной яркости занимают очень малый количественный процент, среди остальных.

Затменно-двойные системы

Этот подкласс переменных звёзд представляют собой двойные системы, вращающиеся за счёт общего центра масс, и расположены близко друг к другу. Наблюдатель фиксирует перемену яркости, из-за затмения одной из звёзд другой.

Оптические переменные двойные системы, имеющие жесткое рентгеновское излучение

Эти источники имеют сильное излучение в рентгеновском диапазоне длин волн, носящее переменный характер.

Звёзды типа Т Тельца

виды звёзд

Этот вид звёзд названный в честь своего явного представителя, в созвездии Тельца. Представители этого вида – переменные звёзды, спектрального класса от F до М, которые можно обнаружить около молекулярных облаков. Имеют весьма нерегулярную переменность яркости, вследствие активности их хромосферы.

Имеют период вращения от одного до двенадцати дней. Их поверхностные температуры и массы схожи со звёздами главной последовательности, а вот радиусы (соответственно и светимости) больше.

Ещё одно отличие звёзд типа Т Тельца от звёзд главной последовательности, это то, что у них основным источником энергии служит гравитационное сжатие самой звезды.

Звёзды типа Вольфа-Райе

виды звёзд

Такие звёзды характеризуются высокими светимостями, превышающими солнечную в, примерно, 4000 раз, и температурами, большими, чем 50000 К. Размеры таких звёзд сравнительно небольшие, порядком в 10-15 раз больше нашего Солнца, и массы, примерно, 10 солнечных.

Звёзды Вольфа-Райе отличаются от других звёзд, с такими же температурами, своими особыми спектрами.

Этот класс ночных светил имеет свои спектральные виды звёзд:

  • WN – в их спектрах обнаружены линии азота и гелия;
  • WO – в спектрах таких звёзд сильные линии кислорода;
  • WC – богатые углеродом.

Окончательную точку, в вопросе о происхождении звёзд Вольфа-Райе, ещё не поставили. Однако популярной является гипотеза, по которой эти звёзды представляют собой гелиевые остатки больших и массивных звёзд.

В нашей галактике, на сегодняшний день, открыто 230 звёзд этого вида.

Сверхновые

виды звёзд

Сверхновая – это звезда, которая вследствие своего сжатия, на определённом этапе своей эволюции, взрывается. Такой взрыв, для постороннего наблюдателя, будет выглядеть как спонтанное, очень сильное увеличение яркости такого светила. И наблюдать такой эффект можно на очень больших расстояниях.

Увеличение светимости в сверхновых может продлиться до десятка суток. Зарегистрированы такие случаи, когда сверхновую звезду можно было видеть днём, невооружённым взглядом.

Отличаются сверхновые звёзды от новых силой происходящего взрыва.

Сверхновые звёзды могут отличаться друг от друга, наличием линий водорода, в спектре такой вспышки. Если водород отсутствует, то звезда I типа, а если есть, то сверхновая II типа.

Новые

Новые звёзды, как и сверхновые это переменные катаклизмического типа. В первых, перемена в блеске наблюдается не так спонтанно, как у вторых, и может продлиться не один год.

Поэтому новые звёзды распределили по группам, отличающимся друг от друга по времени пребывания блеска звезды в своём максимуме:

  • очень быстрые – максимум длиться до 10 дней;
  • быстрые – от 11 до 25 дней;
  • очень медленные – до 250 дней;
  • предельно медленные – максимум блеска может длиться годами.

Гиперновые

Гиперновые представляют собой гипотетические виды звёзд, описывающие взрывы звёзд, с массами, превышающими солнечную больше чем в 100 раз. Фактически, гиперновые это очень большие сверхновые звёзды.

Предполагается, что 440 млн. лет назад мог быть взрыв гиперновой звезды, вследствие чего на Землю мог попасть изотоп никеля 56Ni, от взорвавшегося источника.

Ультраяркие рентгеновские источники

Или ULX – это источники сильного рентгеновского излучения. Предположительно обладают массами в 10000 масс Солнца. Эти излучения носят периодическую природу, изменяющуюся от нескольких секунд до нескольких лет.

Что собой представляют ULX до сих пор неясно, и по этому поводу ведутся много споров. Самое популярное мнение, что это чёрная дыра.

Яркие голубые переменные

Или же звёзды типа S Золотой Рыбы – голубые гипергиганты, с пульсирующими оболочками. Имеют неправильные изменения своего блеска с большой амплитудой, до 7 звёздных величин.

Предполагают, что представители такого вида обладают большими массами (порядка 150 солнечных), поэтому сроки их «жизни» малы, пару миллионов лет.

По всей видимости, такие светила являются прародителями для звёзд типа Вольфа-Райе, и, в конце концов, они могут взорваться в качестве гиперновой.

Уникальные звёзды (SS 433)

SS 433 – затменно рентгеновская двойная система. Один из компонентов этой системы массивная звезда с высокой температурой, где-то в 30000 К. Второй – какой-то компактный источник (чёрная дыра или нейтронная звезда), обладающий огромной массой.

Со звезды на этот источник постоянно перетекает струя газа, и формирует аккреционный диск, затмевающий главную звезду, с периодом в 13 суток.

Этот компактный спутник окружен плазмой, имеющую очень высокую температуру и светимость, а также являющуюся источником сильного рентгеновского излучения.

Представителем объектов SS 433 является звезда V 1343, в созвездии Орла.

Нейтронные звёзды

виды звёзд

Это ядра взорвавшихся звёзд, в которых дальнейшее сжатие приводит к тому, что это ядро полностью будет состоять из нейтронов. Массы таких звёзд составляют, приблизительно от 1,44 масс Солнца (предел Чандрасекара), до предела Оппенгеймера-Волкова (см. терминологию сайта), который будет разный для каждой звезды. Радиусы таких звёзд ничтожно малы, около 10-20 км.

Нейтронные звёзды обладают сильным магнитным полем и неимоверно быстрым вращением, около тысячи оборотов за секунду! Вследствие этого существуют такие виды звёзд нейтронного типа, как: рентгеновские пульсары и радиопульсары. Излучают они соответственно в рентгеновском и радио- диапазонах длин волн.

Считается, что нейтронные звёзды рождаются вследствие взрыва сверхновой звезды.

Звёздные системы

Звёздные системы это совокупность звёзд, от двух до миллиардов.

Если в системе состоят две звезды, то это двойная звезда, объединённая общим центром масс, или этим центром выступает какая-то звезда.

А если в системе состоят больше десяти звёзд – это звёздное скопление. Распределяют такие скопления на шаровые, рассеянные и звёздные ассоциации.

Галактики, по своей сути тоже являются звёздными системами очень больших размеров, включающие в себя разные виды звёзд.

Источник: astromaniya.at.ua

Карлики, гиганты и главная последовательность

Когда люди научились измерять размеры звезд, оказалось, что эти самые размеры очень разнообразны. В связи с этим появилась потребность как-то классифицировать звезды по размерам. Было это задолго до появления теории эволюции звезд и даже еще до теоремы Герцшпрунга-Рассела, т.е. примерно вторая половина девятнадцатого века.

Так вот, еще в этой седой астрономической древности выяснилось, что для ряда спектральных классов существуют две больших группы звезд этого класса, и в одной группе звезды заметно больше чем в другой. Ничтоже сумняшеся, маленькие звезды назвали "карликами", а большие "гигантами". Так возникла дожившая до наших дней терминология: красные карлики и красные гиганты, оранжевые карлики и оранжевые гиганты, желтые карлики и желтые гиганты… Стоп. Потому что с белыми звездами все оказалось гораздо сложнее: резкой разницы в размерах среди белых звезд не наблюдалось.

Потом Герцшпрунг и Рассел нарисовали свою диаграмму, и оказалось, что красные, оранжевые и желтые карлики находятся на главной последовательности, а именно в правой нижней ее части. Гиганты и сверхгиганты уютно устроились на нескольких горизонтальных последовательностях в правом верхнем углу диаграммы. Конечно, на диаграмме Герцшпрунга-Рассела откладывается светимость, а не размер, но, как мы помним, для звезд одной и той же температуры (цвета) светимость растет с площадью поверхности звезды. На диаграмме легко заметна разница в светимостях (а значит, и в размерах) между карликами и гигантами спектральных классов G, K, M.

А вот с белыми звездами так не получилось. Если вы посмотрите на диаграмму, то увидите, что в области белых и голубых звезд главная последовательность поднимается на один уровень светимостей с последовательностями гигантов и почти достигает уровня светимостей сверхгигантов. Белые и голубые звезды главной последовательности настолько велики и мощны, что назвать их карликами ну никак не получается!

Поэтому белые и голубые звезды главной последовательности так и называются — звезды главной последовательности. Длинный термин, но ничего лучшего не придумали.

Хотя о звездах главной последовательности в совокупности иногда говорят "карлики". Но такое использование термина все-таки неуклюже и некорректно, во-первых из-за больших белых и голубых звезд, а во-вторых потому, что имеются звезды-карлики, которые не находятся на главной последовательности.

С гигантами тоже оказалось не все гладко. В отличие от звезд главной последовательности, они наотрез отказались устраиваться на одной ровной и гладкой линии. Сначала для них пришлось нарисовать две последовательности — гиганты и сверхгиганты; но и этого оказалось мало. Сверхгиганты тоже разделились на две группы, так что пришлось вводить для них две подпоследовательности (Ia и Ib), а между сверхгигантами и обыкновенными гигантами втиснулась ветвь "ярких гигантов" (II). А совсем недавно открыли новый класс звезд, которые превышают по размерам и светимостям сверхгиганты. Для того, чтобы врисовать их последовательность (0) в диаграмму Герцшпрунга-Рассела, пришлось "увеличивать" ее сверху — расширять диапазон светимостей.

Кроме того, при подробном изучении космоса выяснилось, что существуют-таки звезды с промежуточными размерами между карликами и гигантами, хотя и сравнительно немного. Их назвали субгигантами.

Белые звезды главной последовательности не называют карликами — они для этого слишком велики. Но тем не менее, как мы знаем, белые карлики существуют. У них есть своя последовательность на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (VII) и совершенно свои, не укладывающиеся в общую классификацию, спектральные классы.

Последовательность белых карликов находится левее и ниже главной последовательности. И протягивается она через диапазон температур, соответствующий нескольким классическим спектральным классам. Т.е. получается, что белые карлики могут быть и желтыми, и оранжевыми, и даже голубоватыми. И все равно они будут белыми карликами, потому что этот термин применяется к классу звезд, который определяется не температурой (она может быть почти любой), а специальным внутренним строением, и прежде всего огромной плотностью (наш знакомый Сириус B имеет диаметр Земли и массу Солнца).

Что до голубых карликов, то это понятие пока гипотетическое, относится к теоретически возможному, но неоткрытому пока типу звезд.

  Карлики Звезды главной последовательности Гиганты Сверхгиганты
Голубые гипотетические Регул, Спика Беллатрикс, Альциона А Ригель
Белые Сириус B, Процион B, Звезда Ван Маанена Сириус, Вега, Альтаир Тубан, Сигма Октанта Денеб, Полярная звезда, Канопус
Желтые Солнце, Альфа Центавра А Капелла Aa, Капелла Ab Ро Кассиопеи
Оранжевые Альфа Центавра B, Эпсилон Эридана, 61 Лебедя Арктур, Поллукс, Альдебаран Омикрон 1 Большого Пса, Сигма Большого Пса, Пси 1 Возничего
Красные Проксима Центавра, Звезда Барнарда и много-много других Гамма Южного Креста Бетельгейзе, Антарес, VY Большого Пса

Итак, подведем итоги: для желтых, оранжевых и красных звезд понятия "карлик" и "звезда главной последовательности" совпадают; для белых и голубых звезд они очень и очень различаются.

Я с удовольствием добавлю в эту таблицу ваши любимые звезды. 🙂

Чемпионы Вселенной

Конечно, вы хотите узнать, каких размеров бывают звезды и какие звезды во Вселенной самые большие и самые маленькие.

Понятно, что самую большую звезду надо искать среди гипергигантов, но каких? Однозначных зависимостей, связывающих температуру и размер, для гигантов нет, но в общем и целом известно, что звезды разогреваются при сжатии и остывают при расширении. Поэтому, скорее всего, самая большая звезда будет и одной из самых холодных — красным гипергигантом.

Это действительно так. Самая большая известная на сегодня звезда — VY Большого Пса. Этот монстр Вселенной в 2000 раз больше Солнца по диаметру, и посчитайте сами, во сколько раз по объему. По массе она больше Солнца только приблизительно в 20 раз, так что можете себе представить, какая у нее низкая плотность. Светимость у нее благодаря гигантским размерам примерно 300000 солнечных, несмотря на то, что температура поверхности всего 3000 К. Находится она от нас в 5 тысячах световых лет, так что, понятное дело, видна только в телескоп.

Звезды карлики и гиганты

Рисунок иллюстрирует, на сколько раз VY Большого Пса больше Солнца.

С обратной стороны… отличников прошу опустить руки, сегодня мы не выходим за пределы главной последовательности, а то потом будет неинтересно. С обратной стороны чемпионку надо искать среди красных карликов, но тут возникают две проблемы. Во-первых, эти красные карлики в большинстве своем похожи друг на друга больше, чем две репродукции одной картины, а во-вторых, эти крохотные тусклые сущности пойди замерь с достаточной точностью! Для примера можно привести один из самых крохотных известных на сегодня красный карликов — Wolf424B (второй компонент системы, обозначенной в каталоге Вольфа как 424, и другого названия у нее нет). Радиус у него 0,14 солнечных, масса — 0.13 солнечных (нижний возможный предел массы для нормальной звезды). Впрочем, первый компонент этой системы, Wolf424A, только чуть-чуть покрупнее своего собрата и тоже входит в число самых маленьких известных звезд.

Тяжелые и легкие

А каково разнообразие звезд по массам?

Существенно меньшее, чем по размерам. Существует верхний предел возможной массы для звезды, связанный с предельно возможной светимостью, которую называют пределом Эддингтона. Сэр Артур Эддингтон доказал, что более тяжелая и яркая звезда не может существовать, потому что не возникнет равновесия гравитации и внутреннего давления, и звезда просто будет очень неустойчивой. Предельная масса звезд получается примерно 150 солнечных масс.

Вселенная неплохо демонстрирует правильность этого заключения: звезд с массой больше 150 не найдено (имеются оценки в районе 175 солнечных масс, но они крайне неточны). Довольно уверенно в числе чемпионок Вселенной по массе называют уже упоминавшуюся чемпионку по светимости Эту Киля.

А нижний предел массы звезды, как уже упоминалось выше — 0.13 солнечных масс. Все, что немного тяжелее этого предела — наши знакомые красные карлики. Если масса звезды меньше 0.13 солнечных масс, гравитация не сможет сжать ее достаточно сильно для того, чтобы ядро разогрелось достаточно для начала термоядерной реакции превращения водорода в гелий. То есть такой объект никогда не сможет выйти на главную последовательность.

О том, что за объекты эти нечты с массой меньше 0.13 солнечных, поговорим в следующий раз.

Источник: irene-dragon.livejournal.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.