Красные гиганты, белые карлики, пульсары

Переменные звёзды

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.

Что случится, когда Солнце станет красным гигантом?

Сейчас возраст Солнца составляет 4,5 миллиарда лет. Учёные сходятся во мнении, что ещё примерно столько же времени осталось до начала трансформации Солнца в красного гиганта. Через каждые 70-80 миллионов лет светимость звезды будет возрастать на 1%. Сейчас это никак не сказывается на жизни людей. Однако в будущем это станет серьёзной проблемой для человечества.

Вместе со светимостью возрастает и количество выделяемой тепловой энергии Солнца. Это приведёт к появлению парникового эффекта, который серьёзно повлияет на климат. Со временем у звезды выгорит водород и образуется ядро из гелия. Такие изменения приведут к тому, что Солнце увеличится в несколько раз и поглотит Меркурий с Венерой. По подсчётам учёных после выгорания водорода размер светила должен увеличиться в 250 раз.

Увеличение размеров будет сопровождаться стремительным уменьшением массы. Ежегодно Солнце будет терять 5000 тонн. Из-за этого Сатурн и Нептун лишатся всех лун. С неприятными изменениями столкнётся и наша планета. Жизнь на Земле станет невозможной. На ней исчезнет атмосфера, а все существующие сегодня океаны выкипят. Несмотря на такие изменения Земля сможет просуществовать ещё миллиард лет, после чего её поглотит Солнце.

Общие сведения

Рождение всех звезд происходит одинаково. Гигантское облако молекулярного водорода начинает сжиматься в шар под влиянием гравитации, пока внутренняя температура не спровоцирует ядерный синтез. На протяжении всего существования светила пребывают в состоянии борьбы с собой, внешний слой давит силой тяжести, а ядро – силой разогретого вещества, стремящегося расширится. В процессе существования водород и гелий постепенно выгорают в центре и обычные светила, имеющие значительную массу, становятся сверхгигантами. Встречаются такие объекты в молодых образованиях, таких как неправильные галактики или рассеянные скопления.

Новые и сверхновые звезды

Иногда на небе ученые наблюдают резкую сильную вспышку, которая не имеет никакого отношения к мерцанию переменных светил. Так образуются новые и сверхновые звезды. Новые получили свое название, потому что раньше считалось, что на месте появления такого объекта первоначально была пустота. В ХХ веке, когда проводилось регулярное фотографирование небосвода, установили, что на месте вспышки «новых» светил все-таки была небольшая слабозаметная звездочка, но в определенный момент она почему-то резко увеличила свое свечение.

Новые звезды вспыхивают раз в несколько лет. И даже, несмотря на то, что количество излучаемого света увеличивается в десятки тысяч раз, заметить их невооруженных взглядом невозможно, настолько далеко они расположены.

Вспышка сверхновой звезды – куда более масштабное явление. Энергия, которая образуется при взрыве, сопоставима с солнечной, которую оно излучает за несколько миллиардов лет. Сверхновые звезды вспыхивают еще реже. Данное явление происходит как в нашей Галактике, так и за ее пределами. В 1054 г в китайских и японских хрониках в Галактике был отмечен взрыв сверхновой звезды, который видели даже в дневное время. В 1987 году с помощью современной аппаратуры удалось наблюдать вспышку сверхновой от начала до конца. Произошла она в галактике Большое Магелланово Облако.

Почему же вспыхивают новые и сверхновые звезды? Ответ на этот вопрос удалось найти лишь в середине ХХ века. Во время очередной вспышки, специалисты заметили, что произошел взрыв одной звезды из двойной системы. В этой паре одна звезда похожа на Солнце, относится в главной последовательности. Вторая – очень плотный белый карлик, его диаметр в 100 раз меньше Солнца. Звезды находятся очень близко друг к другу. В результате приливных сил вещество из желтого светила «переливалось» на карлика. Там оно попало в условия высоких температур и давления, что запустило термоядерные реакции. На Солнце такие реакции происходят в недрах и являются относительно спокойными. В системе звезд это спровоцировало взрыв, в результате которого оболочка белого карлика начала сильно расширяться, а светимость двойной системы многократно увеличилась. Однако плотность оболочки была настолько низкой, что она никак не повредила желтой звезде. Сейчас светило продолжает «снабжать» карлика веществом и вполне вероятно, что через несколько сотен лет произойдет еще одна вспышка новой звезды на небе.

Со сверхновыми дела обстоят немного иначе. В созвездии Тельца учеными было обнаружено светящееся газовое облако – Крабовидная туманность. Сейчас оно расширяется и специалистам удается определить скорость этого расширения. Если в течение определенного времени скорость не менялась, то примерно 1000 лет назад, вещество из туманности находилось в одной точке – в том месте, где произошла вспышка сверхновой звезды. Так ученые определили, что Крабовидная туманность – это остатки после вспышки. Позже были обнаружены еще аналогичные туманности. Самое интересное, что в центре Крабовидной туманности находится звезда пульсар. Ее вещество гораздо плотнее, чем у белых карликов. Ели очень массивные светила в конце своей жизни теряют устойчивость, то это становится причиной взрыва сверхновой звезды.

Наблюдать за звездами увлекательно и познавательно. Даже не используя никакой современной аппаратуры, можно для себя сделать много удивительных открытий. На небосводе регулярно появляются новые объекты. Только в нашей Галактике Млечный Путь ежегодно рождается около пяти новых звезд.

Свойства и параметры

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Масса играет решающую роль в формировании звезд – в крупном ядре синтезируется больше количество энергии, которая повышает температуру светила и его активность. Приближаясь к финальному отрезку существования объекты с весом, превышающим солнечный в 10-70 раз, переходят в разряд сверхгигантов. В диаграмме Герцшпрунга-Рассела, характеризующей отношения звездной величины, светимости, температуры и спектрального класса, такие светила расположены сверху, указывая на высокую (от +5 до +12) видимую величину объектов. Их жизненный цикл короче, чем у других звезд, потому что своего состояния они достигают в финале эволюционного процесса, когда запасы ядерного топлива на исходе. В раскаленных объектах заканчивается гелий и водород, а горение продолжается за счет кислорода и углерода и далее вплоть до железа.

Остаток эволюции — нейтронное космическое тело

Ученые уже посчитали когда и как потухнет Солнце и закончит свою эволюцию.

По состоянию на сейчас термоядерная реакция на Солнце израсходована на 50% в течении 5 млрд лет, следовательно Солнце не потухнет еще 5 млрд лет.

После того как полностью будут исчерпаны ядерные реакции Солнце под влиянием гравитации коллапсирует в шар диаметром примерно 20-30 километров.

В результате этого плотность коллапсировавшего ядра станет огромной: 10 15 — 1017 кг/м3, то есть 1012-1014 г/см3.  При столь большой плотности вещество способно существовать лишь в виде нейтронов, потому что все протоны в ядрах, соединившись с электронами, превратились в нейтроны. Образуется нейтронная звезда на небе.

При гравитационном коллапсе ядро газового шара сосредотачивает в себе магнитные силовые линии. Поскольку их количество не изменилось, а они были всего лишь сжаты на маленькой поверхности нейтронной звезды, интенсивность магнитного поля на поверхности резко возрастает при коллапсе ядра. Нейтронная звезда при коллапсе начинает быстро вращаться. Магнитное поле нейтронной  уносит с собой множество электронов, которые светятся всякий раз, когда двигаются по направлению к нам. Излучение нейтронной звезды (прежде всего в диапазоне радиоволн) напоминает мигающий свет на машине скорой помощи. Излучение нейтронных тел пульсирует, и по этой причине их называют также пульсарами.

До сих пор мы говорили только о ядре, которое вследствие коллапса превращается в нейтронный пульсар. Слои оболочки, потерявшие опору, находятся на высоте сто тысяч километров над нейтронной звездой, но это продолжается всего лишь несколько секунд. В мощном гравитационном поле нейтронной звезды слои оболочки красного гиганта падают, подобно гигантскому стремительному водопаду на поверхность. При падении на нейтронный шар богатая водородом плазма оболочки гиганта сильно нагревается, в результате чего в ней в ничтожно короткое время происходят различные термоядерные реакции.

Собственно, речь идет о невероятно большой «водородной бомбе», разбросавшей всю плазму в окружающее межзвездное пространство. Взрыв — его называют сверхновой — столь грандиозен, что разбросанные вокруг нейтронного пульсара слои оболочки можно наблюдать спустя столетия.

Примером может послужить сверхновая в созвездии Тельца. Световое излучение этого процесса достигло Земли и было записано китайскими и арабскими астрономами в 1054 году. Сейчас определено, что  нейтронная звезда пульсирует не только в диапазоне радиоволн, но также в видимом инфракрасном спектре, в диапазоне рентгеновском и дает космическое гамма излучение. Расширяющаяся плазма этой сверхновой — туманность, которая названа Крабовидной.  Сейчас «Крабовидная туманность» в виде продолговатого пятна хорошо видна в бинокль.

Таким образом, звезды на небе представляют небесные светила имеющие различные «внеземные» характеристики и свойства.

Свойства и параметры

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Масса играет решающую роль в формировании звезд – в крупном ядре синтезируется больше количество энергии, которая повышает температуру светила и его активность. Приближаясь к финальному отрезку существования объекты с весом, превышающим солнечный в 10-70 раз, переходят в разряд сверхгигантов. В диаграмме Герцшпрунга-Рассела, характеризующей отношения звездной величины, светимости, температуры и спектрального класса, такие светила расположены сверху, указывая на высокую (от +5 до +12) видимую величину объектов. Их жизненный цикл короче, чем у других звезд, потому что своего состояния они достигают в финале эволюционного процесса, когда запасы ядерного топлива на исходе. В раскаленных объектах заканчивается гелий и водород, а горение продолжается за счет кислорода и углерода и далее вплоть до железа.

AH Скорпиона

Диаметр этой звезды, которая относится к категории красных супергигантов, составляет примерно 1411 диаметров Солнца. Удаление AH Скорпиона от нашей планеты – 8900 световых лет.

Звезду окружает плотная оболочка из пыли, факт подтверждаемый многочисленными фотографиями, выполненными посредством телескопического наблюдения. Происходящие в недрах светила процессы обуславливают переменчивость блеска звезды.

Масса AH Скорпиона равна 16 массам Солнца, диаметр превосходит солнечный в 1200 раз. Максимальная температура поверхности принимается равной 10 000 К, но эта величина не является фиксированной и может изменяться как в одну, так и в другую сторону.

Красные сверхгиганты

Крупные звезды покидают главную последовательность, когда в их ядре начинается горение углерода и кислорода, – они становятся красными сверхгигантами. Их газовая оболочка вырастает до огромных размеров, распространяясь на миллионы километров. Химические процессы, проходящие с проникновением конвекции из оболочки в ядро, приводят к синтезу тяжелых элементов железного пика, которые после взрыва разлетаются в космосе. Именно красные сверхгиганты обычно заканчивают жизненный путь светила и взрываются сверхновой. Газовая оболочка звезды дает начало новой туманности, а вырожденное ядро превращается в белого карлика. Антарес и Бетельгейзе – крупнейшие объекты из числа умирающих красных светил.

Строение красных гигантов

И «молодые», и «старые» красные гиганты имеют схожие наблюдаемые характеристики, объясняющиеся сходством их внутреннего строения — все они имеют горячее плотное ядро и очень разреженную и протяжённую оболочку. Наличие протяжённой и относительно холодной оболочки приводит к интенсивному звёздному ветру: потери массы при таком истечении вещества достигают 10−6—10−5 масс Солнца в год.

Средняя плотность красных гигантов может быть в миллион раз меньше плотности воды (для сравнения, средняя плотность Солнца примерно равна плотности воды, 1 г/см3). При этом отношение средней плотности к плотности ядра может составлять 1:108 (у Солнца примерно 1:50). Около 10% массы красного гиганта приходится на его очень малое по размерам ядро, в котором (или в наружном слое которого) происходят термоядерные реакции; остальная часть массы звезды приходится на очень протяжённую оболочку, которая переносит выделившуюся в ядре энергию к поверхности.

В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода — нуклеосинтез с образованием гелия в pp-цикле и (для массивных звёзд) в CNO-цикле. Такое выгорание приводит к накоплению в центральных частях звезды гелия, который при сравнительно низких температурах и давлениях ещё не может вступать в термоядерные реакции. Прекращение энерговыделения в ядре звезды ведёт к сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности ядра. Рост температуры и плотности в звёздном ядре приводит к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов. Красный гигант Автор статьи: astroson.com 2017-04-20

Этапы эволюции звезд

Теория звездной эволюции рассматривает изменения в физических, химических характеристиках звезд, которые связаны с возрастом светила. Ее основными этапами являются:

• образование протозвезды из газового облака;
• формирование звезды разной массы, которая в ходе термоядерных процессов станет либо гигантом, либо сверхгигантом;
• эволюция звезд с низкой массой заканчивается их превращением в белого карлика;

тяжелая звезда в ходе гравитационного коллапса образует нейтронную звезду или черную дыру.

Гравитационным коллапсом называют катастрофически быстрое сжатие космических тел под действием гравитационных сил. 

Протозвезда

Жизнь каждой звезды начинается с рождения. На первых этапах формируется большое облако, внутри которого образуются молекулы. В результате гравитационного воздействия облако межзвездного газа начинает сжиматься и постепенно приобретает шарообразную форму. Во время сжатия энергия гравитации переходит в тепло, что приводит к повышению температурных показателей в центральной части звезды.  Но при этом температура еще не такая высокая, чтобы запустились термоядерные реакции.

На первой стадии своего эволюционного развития объект принято называть протозвездой. Процесс образования нового тела проходит на протяжении долгого времени и может достигать миллионов лет. Протозвезды со сформированным ядром и оболочкой выделяют в отдельный тип, который называют звезды до главной последовательности. У них низкая температура и высокая светимость. Звезда постепенно начинает двигаться к главной последовательности, а свою энергию она получает благодаря силам гравитации.

Процесс сжатия у протозвезд происходит очень медленно. Например, чтобы Солнце перешло в главную последовательность ему потребовалось 30 млн. лет.

Эта Киля

Самой крупной в нашей галактике является двойная звезда в созвездии Киля. Находясь очень далеко от нас (7500 св. лет), она светит в 5 млн. раз ярче нашего Солнца. Впервые звезду, и предположительно, это была Эта Киля, описал голландский мореплаватель Питер Кейзер в конце XVI столетия.

В общем списке самых крупных звёзд во Вселенной, Этак Киля замыкает вторую десятку. Удивительно, но ещё 30 лет назад эту звезду было невозможно рассмотреть невооруженным взглядом, но на рубеже 80-90-ых годов XX столетия её яркость значительно увеличилась.

Эта мало изученная звезда, находится на расстоянии выше 13 тысяч световых лет от нас в созвездии Орла. Очень трудно классифицировать её, т. к.

плотность звездного вещества очень мала, а сама звезда окутана плотным туманом из материи, увлекаемой от звезды звездным ветром. Масса тумана по расчетам около 30-40 солнечных.

В настоящее время звезду считают желтым сверхгигантом.

Молодые и старые Красные гиганты

Звёзды в процессе своей эволюции могут достигать поздних спектральных классов и высоких светимостей на двух этапах своего развития: на стадии звездообразования и поздних стадиях эволюции.

Стадия, на которой молодые звёзды наблюдаются как красные гиганты, зависит от их массы. В это время звезда излучает за счёт гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии. По мере сжатия температура поверхности таких звёзд растёт, но вследствие уменьшения размеров и площади излучающей поверхности падает светимость. В конечном итоге в их ядрах начинается реакция термоядерного синтеза гелия из водорода (протон-протонный цикл, а для массивных звёзд также CNO-цикл), и молодая звезда выходит на главную последовательность.

На поздних стадиях эволюции звёзд после выгорания водорода в их недрах и образования «пассивного» (не участвующего в термоядерных реакциях) гелиевого ядра звёзды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов. Перед тем как перейти в стадию красного гиганта, звезда проходит промежуточную стадию — стадию субгиганта. Субгигант — это звезда, в ядре которой уже прекратились термоядерные реакции с участием водорода, но горение гелия ещё не началось, так как гелиевое ядро недостаточно разогрето.

В современной астрофизике термин красные гиганты относится, как правило, к таким проэволюционировавшим звёздам, сошедшим с главной последовательности; молодые звёзды, не вышедшие на главную последовательность, обобщённо называют протозвёздами.

UY Щита

В Созвездии Млечный Путь, да и во всей известной человечеству Вселенной, это самая яркая, и одна из самых крупных звёзд. Удаление этого красного сверхгиганта от Земли равно 9 600 световым годам. Диаметр довольно активно меняется (по крайне мере по наблюдениям с Земли), поэтому можно говорить о среднем показателе в 1708 диаметров Солнца.

Звезда относится к категории  красных супергигантов, её светимость превосходит солнечную в 120 000 раз. Скопившиеся вокруг, за миллиарды лет существования звезды,  космическая пыль и газ, значительно снижают светимость звезды, поэтому более точно определить её невозможно.

Юпитер полностью был бы поглощен вместе со своей орбитой, если бы Солнце имело размеры UY Щита. Как это ни странно, при всем своем величии, звезда всего в 10 раз массивнее нашего светила.

Эволюция звезд — красный гигант

Красный гигант, а также сверхгигант – это название космических объектов с протяженными оболочками и высокой светимостью. Они относятся к поздним спектральным классам К и М. Их радиусы превосходят солнечный в сотни раз. Максимальное излучение этих звезд приходится на инфракрасную и красную области спектра. На диаграмме Герцшпрунга — Ресселла красные гиганты располагаются над линией главной последовательности, их абсолютная звездная величина колеблется в пределах чуть выше нуля или имеет отрицательное значение.

Площадь такой звезды превосходит площадь Солнца минимум в 1500 раз, а при этом ее диаметр приблизительно в 40 раз больше. Так как разница в абсолютной величине с нашим светилом составляет около пяти, выходит, что красный гигант излучает в сто раз больше света. Но при этом он значительно холоднее. Солнечная температура вдвое превосходит показатели красного гиганта, и поэтому на единицу площади поверхности светило нашей системы излучает света в шестнадцать раз больше.

Видимый цвет звезды напрямую зависит от температуры поверхности. Наше Солнце раскаляется добела и имеет сравнительно небольшие размеры, поэтому его называют желтым карликом. Более холодные звезды имеют оранжевый и красный свет. Каждая звезда в процессе своей эволюции может достигнуть последних спектральных классов и стать красным гигантом на двух этапах развития. Это происходит в процессе зарождения на стадии звездообразования или же на завершающей ступени эволюции. В это время красный гигант начинает излучать энергию за счет собственной гравитационной энергии, которая выделяется при его сжатии.

По мере того как сжимается звезда, температура ее возрастает. При этом, вследствие сокращения размеров поверхности, в разы падает светимость звезды. Она затухает. Если это «молодой» красный гигант, то в конечном итоге в его недрах запустится реакция термоядерного синтеза из водорода гелия. После чего молодая звезда выйдет на главную последовательность. У старых звезд иная судьба. На поздних этапах эволюции водород в недрах светила выгорает полностью. После чего звезда сходит с главной последовательности. По диаграмме Герцшпрунга — Рассела она передвигается в область сверхгигантов и красных гигантов. Но перед тем как перейти на эту стадию, она проходит промежуточный этап – субгиганта.

Субгигантами называют звезды, в ядре которых уже прекратились водородные термоядерные реакции, но при этом горение гелия еще не началось. Это происходит, потому что ядро недостаточно разогрелось. Примером такого субгиганта может быть Артур, расположенный в созвездии Волопаса. Он является оранжевой з

вездой с видимой величиной -0,1. Он находится на расстоянии от Солнца примерно в 36 — 38 световых лет. Наблюдать его можно в Северном полушарии в мае, если глядеть прямо на юг. Диаметр Артура в 40 раз больше солнечного.

Желтый карлик Солнце является сравнительно молодой звездой. Ее возраст оценивается в 4,57 миллиарда лет. На главной последовательности оно будет оставаться еще приблизительно 5 миллиардов лет. Но ученым удалось смоделировать мир, в котором Солнце — красный гигант. Размеры его вырастут в 200 раз и достигнут орбиты Земли, испепелив Меркурий и Венеру. Конечно, жизнь к этому времени будет уже невозможной. На этой стадии Солнце просуществует приблизительно еще 100 миллионов лет, после чего оно превратится в планетную туманность и станет белым карликом.

Как появляется красный гигант?

Астрономы знают о существовании разных типов звёзд. Классифицируются они по размерам и имеющимся спектральным характеристикам, благодаря которым можно узнать много новой и полезной информации о далёких небесных объектах.

В начале 1910 года учёными была разработана специальная диаграмма, в которой упростили классификацию звёзд и показали основные этапы их эволюции. Также с её помощью была показана зависимость между светимостью, размером и спектральным классом звёздных тел. Звёзды, находящиеся на диаграмме, образуют на ней несколько отдельных участков. Большинство из них располагаются в области, которую часто называют главной последовательностью.

На диаграмме есть отдельное место для сверхгигантов и красных гигантов. Здесь располагаются объекты, находящиеся на финальном этапе своей жизни. Феномен превращения звёзд в красных гигантов объясняется просто. Практически всю свою жизнь светила питаются энергией, которая генерируется внутри их ядра. Однако со временем все реакции постепенно останавливаются, после чего в центральной части образуется огромное гелиевое ядро. Именно из-за этого светила превращаются в красных гигантов. Если звезда слишком большая, она становится сверхгигантом.

Солнце как красный гигант

Файл:Solar Life Cycle.svg

Жизненный цикл Солнца

В настоящее время Солнце является звездой среднего возраста, и возраст Солнца оценивается приблизительно в 4,57 миллиарда лет. Солнце будет оставаться на главной последовательности ещё приблизительно 5 миллиардов лет, постепенно увеличивая свою яркость на 10 % каждый миллиард лет, после чего водород в ядре будет исчерпан.

После этого температура и плотность в солнечном ядре повысятся настолько, что начнётся горение гелия, и гелий начнёт превращаться в углерод. Размеры Солнца вырастут как минимум в 200 раз, то есть почти до современной земной орбиты (0,93 а.е.)Меркурий и Венера, несмотря на сильную потерю массы Солнца к моменту перехода на стадию красного гиганта, будут им поглощены и полностью испарятся. Земля, если не разделит их судьбу, будет разогрета настолько, что шансов на сохранение жизни не будет никаких. Океаны же испарятся задолго до перехода Солнца на стадию красного гиганта, приблизительно через 1,1 миллиарда лет.

На стадии красного гиганта Солнце будет находиться приблизительно 100 миллионов лет, после чего превратится в планетарную туманность с белым карликом в центре; планетарная туманность рассеется в межзвёздной среде в течение нескольких тысячелетий, а белый карлик будет остывать в течение многих миллиардов лет.

Температура и масса звезд

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

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

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

Это разделение также и по возрасту звезды.

Диаграмма Герцшпрунга—Рессела

Различают следующие звезды:

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

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

• переменные (б Цефея). Цефеиды — переменные по яркости звезды. Амплитуда изменения яркости составляет не более 1,5 звездной величины. Это пульсирующие звезды, т. е. они периодически расширяются и сжимаются. Сжатие наружных слоев вызывает их нагрев;
• нестационарные.

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

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

Пульсар — нейтронная звезда, возникающая при взрыве сверхновой.

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

Общие сведения

Рождение всех звезд происходит одинаково. Гигантское облако молекулярного водорода начинает сжиматься в шар под влиянием гравитации, пока внутренняя температура не спровоцирует ядерный синтез. На протяжении всего существования светила пребывают в состоянии борьбы с собой, внешний слой давит силой тяжести, а ядро – силой разогретого вещества, стремящегося расширится. В процессе существования водород и гелий постепенно выгорают в центре и обычные светила, имеющие значительную массу, становятся сверхгигантами. Встречаются такие объекты в молодых образованиях, таких как неправильные галактики или рассеянные скопления.

Хорошо известные примеры

Сверхгиганты — это редкие и недолговечные звезды, но их высокая светимость означает, что существует множество примеров, наблюдаемых невооруженным глазом, в том числе некоторые из самых ярких звезд на небе. Ригель , самая яркая звезда в созвездии Ориона, — типичный бело-голубой сверхгигант; Денеб — самая яркая звезда Лебедя , белого сверхгиганта; Дельта Цефеи — знаменитый прототип переменной цефеиды, желтый сверхгигант; а Бетельгейзе , Антарес и UY Scuti — красные сверхгиганты . μ Cephei — одна из самых красных звезд, видимых невооруженным глазом, и одна из крупнейших в галактике. Ро Кассиопеи , изменчивый желтый гипергигант, является одной из самых ярких звезд, видимых невооруженным глазом.

Классификация

Звезды классифицируются как сверхгиганты на основе их спектрального класса светимости . Эта система использует определенные диагностические спектральные линии для оценки силы тяжести звезды на поверхности , тем самым определяя ее размер относительно ее массы. Более крупные звезды более светятся при данной температуре и теперь могут быть сгруппированы в полосы разной светимости.

Различия в светимости звезд наиболее заметны при низких температурах, когда звезды-гиганты намного ярче звезд главной последовательности. Сверхгиганты имеют самую низкую поверхностную гравитацию и, следовательно, являются самыми большими и яркими при определенной температуре.

Система классификации Йеркса или Моргана-Кинана (МК) практически универсальна. Он группирует звезды в пять основных групп светимости, обозначенных римскими цифрами :

• Я сверхгигант ;
• II яркий гигант ;
• III гигант ;
• IV субгигант ;
• V карлик ( главная последовательность ).

Специфический для сверхгигантов, класс светимости далее делится на нормальных сверхгигантов класса Ib и самых ярких сверхгигантов класса Ia. Также используется промежуточный класс Iab. Исключительно яркие звезды с низкой поверхностной гравитацией и сильными признаками потери массы могут быть обозначены классом светимости 0 (ноль), хотя это редко встречается. Чаще будет использоваться обозначение Ia-0, а еще чаще Ia + . Эти спектральные классификации гипергигантов очень редко применяются к красным сверхгигантам, хотя термин красный гипергигант иногда используется для наиболее протяженных и нестабильных красных сверхгигантов, таких как VY Canis Majoris и NML Cygni .

«Красная» часть «красного сверхгиганта» относится к прохладной температуре. Красные сверхгиганты — это самые крутые сверхгиганты M-типа и, по крайней мере, некоторые звезды K-типа, хотя точного ограничения нет. Сверхгиганты K-типа необычны по сравнению с M-типом, потому что они являются кратковременной переходной стадией и несколько нестабильны. Звезды K-типа, особенно ранние или более горячие K-типы, иногда описываются как оранжевые сверхгиганты (например, Zeta Cephei ) или даже как желтые (например, желтый гипергигант HR 5171 Aa).

Ссылки [ править ]

1. ^ Гигантская звезда, запись в Астрономической энциклопедии , изд. Патрик Мур, Нью-Йорк: Издательство Оксфордского университета, 2002. ISBN  0-19-521833-7 .
2. ^ a b гигант, запись в Файловом словаре астрономии «Факты» , изд. Джон Дейнтит и Уильям Гулд, Нью-Йорк: Факты в файле, Inc., 5-е изд., 2006. ISBN 0-8160-5998-5 . 
3. ^ Рассел, Генри Норрис (1914). «Связь между спектрами и другими характеристиками звезд». Популярная астрономия . 22 : 275–294. Bibcode1914PA ….. 22..275R .
4. ^ Гигантская звезда, запись в Кембриджском астрономическом словаре , Жаклин Миттон , Кембридж: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5 . 
5. ^ a b c d e Эволюция звезд и звездных популяций , Маурицио Саларис и Санти Кассизи, Чичестер, Великобритания: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X . 
6. ^ Структура и эволюция белых карликов , С.О. Кеплер и П.А. Брэдли, Балтийская астрономия 4 , стр. 166–220.
7. ↑ Giants and Post-Giants. Архивировано 20 июля 2011 г.в Wayback Machine , заметки о классе, Робин Чардулло, Астрономия 534, Университет штата Пенсильвания .
8. ^ Элдридж, JJ; Тут, Калифорния (2004). «Изучение разделения и перекрытия между звездами AGB и супер-AGB и сверхновыми». Memorie della Società Astronomica Italiana . 75 : 694. arXivastro-ph / 0409583 . Bibcode2004MmSAI..75..694E .
9. ↑ Конец основной последовательности, Грегори Лафлин, Питер Боденхаймер и Фред С. Адамс, Астрофизический журнал , 482 (10 июня 1997 г.), стр. 420–432. Bibcode : 1997ApJ … 482..420L . DOI : 10.1086 / 304125 .
10. ^ а б Мазумдар, А .; и другие. (Август 2009 г.), «Астеросейсмология и интерферометрия звезды красного гиганта Змееносца», Астрономия и астрофизика , 503 (2): 521–531, arXiv0906.3386 , Bibcode2009A & A … 503..521M , doi10.1051 / 0004-6361 / 200912351 , S2CID 15699426