Что такое звезда на небе: Что такое звезды? — Любительская астрономия для начинающих – Звезда — что это такое

Что такое звезды? — Любительская астрономия для начинающих

Рубрика: Астрономия для чайников Опубликовано 25.03.2018   ·   Комментарии: 0   ·   На чтение: 7 мин   ·   Просмотры:

Post Views: 25 699

Одно из самых красивых зрелищ, которые только есть в нашем мире, — вид звездного неба в темную безлунную ночь. Тысячи звезд алмазными россыпями усеивают небо — яркие и тусклые, красные, белые, желтые… Но что такое звезды? Расскажу об этом совсем просто, так, чтобы понятно было всем.

Звезды — это огромные шары, разбросанные тут и там в космическом пространстве. Вещество в них удерживается силами взаимного притяжения. Эти шары разогреты до такой высокой температуры, что способны излучать свет, благодаря чему мы их и наблюдаем. На самом деле звезды настолько раскалены, что любое вещество, даже самый твердый металл, пребывает на них в виде электрически заряженного газа. Такой газ называется плазмой.

Почему звезды светятся?

Внутри звезд температура гораздо выше, чем на поверхности. В звездном ядре она может достигать

10 миллионов градусов и выше. При таких температурах идут термоядерные реакции превращения одних химических элементов в другие. Например, водород, из которого в основном состоят почти все звезды, в их недрах превращается в гелий.

Именно термоядерные реакции служат основным источником энергии звезд. Благодаря им звезды способны светить на протяжении многих миллионов лет.

Звезды и галактики

Во Вселенной насчитывается больше миллиарда миллиардов звезд. В соответствии с законами природы они собрались в огромные звездные острова, которые астрономы назвали галактиками. Мы живем в одной из таких галактик, имя которой — Млечный Путь.

Млечный Путь — галактика, частью которой являются Солнце и все видимые на небе звезды. Фото: Juan Carlos Casado (TWAN, Earth and Stars)

Все звезды, видимые на небе невооруженным глазом или в небольшой телескоп, принадлежат Млечному Пути. Другие галактики тоже можно наблюдать на небе с помощью телескопа, но все они выглядят как тусклые туманные пятнышки света.

Солнце — самая близкая к нам звезда. Она ничем не выделяется на фоне миллионов других звезд, которые можно увидеть в телескоп. Солнце — не самая яркая, но и не самая тусклая звезда, не самая горячая, но и не самая холодная, не самая массивная, но и не самая легкая. Можно сказать, что Солнце — звезда-середняк. И только нам роль Солнца кажется исключительно важной, потому что эта звезда дарит нам тепло и свет. Только благодаря Солнцу на Земле возможна жизнь.

Размеры, масса и светимость звезд

Размеры и масса даже небольших звезд огромны. Например, Солнце в 109 раз больше Земли по диаметру и в 330000 раз массивнее нашей планеты! Чтобы заполнить объем, который занимает в пространстве Солнце, нам потребовалось бы больше миллиона планет размером с Землю!

Сравнительные размеры Солнца и планет Солнечной системы. Земля на этой картинке — крайняя левая планета в первом, ближайшем ряду.

Но мы уже знаем, что Солнце обычная, средняя звезда. Есть звезды гораздо крупнее Солнца, как, например, звезда Сириус, самая яркая звезда ночного неба. Сириус в 2 раза массивнее Солнца и в 1,7 раза больше его по диаметру. Он также излучает в 25 раз больше света, чем наша дневная звезда!

Другой пример — звезда Спика, возглавляющая созвездие Девы. Ее масса в 11 раз больше Солнца, а светимость в 13000 раз выше! Вряд ли возможно даже представить себе испепеляюще мощное излучение этой звезды!

Но большинство звезд во Вселенной все-таки меньше Солнца. Они легче и светят гораздо слабее, чем наша звезда. Самые распространенные звезды называются красными карликами, так как излучают в основном красный свет. Типичный красный карлик примерно в 2-3 раза легче Солнца, в 4 или даже 5 раз меньше его по диаметру и в 100 раз тусклее, чем наша звезда.

В нашей галактике порядка 700 миллиардов звезд. Из них не меньше 500 миллиардов окажется красными карликами. Но, к несчастью, все красные карлики настолько тусклые, что ни один из них не виден на небе невооруженным глазом! Чтобы наблюдать их, нужен телескоп или хотя бы бинокль.

Необычные звезды

Помимо красных карликов, которые составляют большинство всех звезд во Вселенной, помимо звезд, похожих на Солнце, а также таких звезд, как Сириус и Спика, существует также небольшая доля необычных звезд, чьи характеристики — размеры, светимость или плотность — сильно отличаются от других звезд.

Белые Карлики

Одной из таких звезд является спутник Сириуса.

Многие звезды живут не поодиночке, как наше Солнце, а парами. Такие звезды называются двойными. Точно так же, как Земля и другие планеты Солнечной системы движутся по орбитам вокруг Солнца под действием его притяжения, так и звезда-спутник может обращаться по орбите вокруг главной звезды.

Двойная звезда. Главная звезда и звезда-спутник меньшего размера вращаются вокруг общего центра масс, обозначенного на рисунке красным крестом. Источник: Википедия

На самом деле планеты вместе с Солнцем обращаются вокруг общего центра масс. То же самое происходит и с компонентами двойной звезды — они обе вращаются вокруг общего центра масс (см. gif-рисунок).

В XIX веке у Сириуса, самой яркой звезды ночного неба, был обнаружен очень тусклый спутник, видимый только в телескоп. Его назвали Сириус B (читается как Сириус Б). Вместе с тем оказалось, что его поверхность столь же горячая, как поверхность Сириуса. В то время астрономы уже знали, что тело испускает тем больше света, чем оно горячее. Следовательно, с каждого квадратного метра поверхности спутника Сириуса излучалось столько же света, сколько с квадратного метра самого Сириуса. Почему же спутник был такой тусклый?

Потому что площадь поверхности Сириуса В была гораздо меньше площади поверхности Сириуса А! Оказалось, что размер спутника равен размеру Земли. Вместе с тем его масса оказалась равна массе Солнца! Простые подсчеты показывают, что каждый кубический сантиметр Сириуса B содержит 1 тонну вещества!

Такие необычные звезды назвали белыми карликами.

Красные сверхгиганты

На небе также были найдены звезды огромных размеров и светимостей. Одна из таких звезд, Бетельгейзе, в 900 раз больше Солнца по диаметру и излучает в 60000 раз больше света, чем наше дневное светило! Другая звезда, VY Большого Пса (читается как «вэ-игрек») в 1420 раз больше Солнца по диаметру! Если VY Большого Пса поместить на место Солнца, то поверхность звезды будет находиться между орбитами Юпитера и Сатурна, а все планеты с Меркурия по Юпитер (включая Землю!) оказались бы внутри звезды!

Сравнительные размеры Солнца (слева вверху), Сириуса (белая звезда) и некоторых гигантских звезд. Красный сверхгигант UY Щита, который занимает большую часть картинки, в 1900 раз больше Солнца по диаметру.

Такие звезды называются

сверхгигантами. Отличительная особенность гигантских и сверхгигантских звезд состоит в том, что они при всех своих колоссальных размерах содержат лишь в 5, 10 или 20 раз больше вещества, чем Солнце. Это значит, что плотность таких светил очень низка. Например, средняя плотность VY Большого Пса в 100000 раз меньше плотности комнатного воздуха!

И белые карлики, и звезды-гиганты не рождаются такими, а становятся в ходе эволюции, после того, как водород в их недрах переработан в гелий.

 

Звезды и скрытая масса Вселенной

Еще относительно недавно астрономы полагали, что в звездах содержится почти все вещество во Вселенной. Но в последние десятилетия выяснилось, что львиную долю массы Вселенной составляют таинственная темная материя и еще более таинственная темная энергия. На звезды, таким образом, приходится всего около 2% всей материи (а на планеты, кометы и астероиды и того меньше!). Но именно эти 2% мы и способны наблюдать, так как именно они излучают свет! Трудно представить, насколько унылым местом была бы Вселенная, если бы в ней не было звезд!

Статьи о звездах

По ссылкам ниже вы можете познакомиться более подробно с разными звездами и их характеристиками

 

Звезды на небе

Почему звезды мерцают и переливаются разными цветами?

Почему на фотографиях из космоса не видно звезд?

 

Post Views: 25 699

Звёздное небо — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Звёздное не́бо — со­во­куп­ность светил, ви­ди­мых ночью на не­бес­ном сво­де. В основном это звёзды. Не­воо­ру­жён­ным глазом мо­жно раз­ли­чить звёз­ды до 5-6 звёзд­ной ве­ли­чи­ны. При хо­ро­ших ус­ло­ви­ях на­блю­де­ния (на безоблачном небе) можно увидеть до 800 звёзд до 5-й звёзд­ной ве­ли­чи­ны и до 2,5 тысячи звёзд до 6-й звёзд­ной ве­ли­чи­ны, боль­шин­ст­во ко­то­рых рас­по­ло­же­но вбли­зи по­ло­сы Млеч­но­го Пу­ти (при этом, об­щее чис­ло звёзд толь­ко в на­шей Га­лак­ти­ке пре­вы­ша­ет 100 миллиардов)

[1].

В ясную ночь (без светового загрязнения) человек с хорошим зрением увидит на небосводе не более 2—3 тысяч мерцающих точек^[2]. В списке, составленном во II веке до нашей эры знаменитым древнегреческим астрономом Гиппархом, дополненном позднее Птолемеем и включённом в его «Альмагест», значится 1022 объекта, из которых 1017 звёзд и пять туманных объёктов^[3]. Гевелий же, последний астроном, производивший такие наблюдения без помощи телескопа, довёл число звёзд до 1533^[2].
Все видимые с Земли обычные звёзды (включая видимые в самые мощные телескопы, но исключая сверхновые и другие транзиентные феномены) находятся в местной группе галактик.

Различить на небе невооружённым глазом галактики, из-за их удалённости, можно всего лишь три: туманность Андромеды (видна в северном полушарии), Большое и Малое Магеллановы Облака (видны в южном)^[4]. Разрешить изображения отличных от нашей галактик до отдельных звёзд не удавалось вплоть до начала XX века: в 1924 году Эдвин Хаббл с помощью 100-дюймового рефлектора обсерватории Маунт-Вилсон открыл около десятка цефеид в каждом из объектов NGC 6822, М 31, М 33, доказав таким образом, что это самостоятельные галактики

[5]. К началу 1990-х годов насчитывалось не более 30 галактик, в которых удалось увидеть отдельные звёзды, и все они входили в Местную группу.

Для удобства ориентировки звёздное небо разделено на участки, называемые созвездиями.
Наблюдением за звёздным небом занимается астрономия. Как правило, для исследований звёздного неба используется телескоп.

С древнейших времён наблюдение звёздного неба помогало людям определять стороны света при навигации. А измерение времени (в солнечных сутках) видимого годового движения Солнца по эклиптике (зодиакальным созвездиям) позволило создать солнечные календари, имеющие практическую ценность для сельского хозяйства. Даты таких календарей из года в год достаточно точно определяют смену климатических сезонов.

До 1922 года границы между созвездиями на разных звёздных картах не всегда совпадали. Поэтому очертания созвездий на современных картах не совпадают с их очертаниями, например, на небесном глобусе 1564 года.

1. ↑ Сурдин, 2008.
2. ↑ ^{1 2} Струве В.Я. Этюды звездной астрономии = Études d’astronomie stellaire / Пер. М. С. Эйгенсона, под ред. А. А. Михайлова. — Л.: Издательство Академии наук СССР, 1953. — С. 9—10. — (Классики науки). — 5000 экз.
3. ↑ Бронштэн В. А. Клавдий Птолемей: II век н. э. / Ответственный редактор А. А. Гурштейн. — М.: Наука, 1988. — С. 30,99. — (Научно-биографическая литература). — 15 000 экз. — ISBN 5-02-001300-5.
4. ↑ Агекян Т. А. Звезды, галактики, Метагалактика. — 3-е изд. — М.: Наука, 1981. — С. 121. — 100 000 экз.
5. ↑ Ефремов Ю. Н., Новиков С. Б., Щеглов П. В. Перспективы наземной астрономии // Успехи физических наук. — 1975. — Т. 115, вып. 2. — С. 315.

интересные факты, список и описание с фото

Объекты глубокого космоса > Звезды

Звезды – массивные газовые шары: история наблюдений, названия во Вселенной, классификация с фото, рождение звезды, развитие, двойные звезды, список самых ярких.

Звезды — небесные тела и гигантские светящиеся сферы плазмы. Только в нашей галактике Млечный Путь их насчитывают миллиарды, включая Солнце. Не так давно мы узнали, что некоторые из них еще и располагают планетами.

История наблюдений за звездами

Сейчас можно легко купить телескоп и наблюдать на ночным небом или воспользоваться телескопами онлайн на нашем сайте. С древних времен звезды на небе играли важную роль во многих культурах. Они отметились не только в мифах и религиозных историях, но и послужили первыми навигационными инструментами. Именно поэтому астрономия считается одной из древнейших наук. Появление телескопов и открытие законов движения и гравитации в 17 веке помогли понять, что все звезды напоминают наше Солнце, а значит подчиняются тем же физическим законам.

Фотография умирающей звезды. Изображение получено космическим телескопом Хаббл

Изобретение фотографии и спектроскопии в 19 веке (исследование длин волн света, исходящих от объектов) позволили проникнуть в звездный состав и принципы движения (создание астрофизики). Первый радиотелескоп появился в 1937 году. С его помощью можно было отыскать невидимое звездное излучение. А в 1990 году удалось запустить первый космический телескоп Хаббл, способный получить наиболее глубокий и детализированный взгляд на Вселенную (качественные фото Хаббла для различных небесных тел можно найти на нашем сайте).

Наименование звезд Вселенной

Древние люди не обладали нашими техническими преимуществами, поэтому в небесных объектах узнавали образы различных существ. Это были созвездия, о которых сочиняли мифы, чтобы запомнить названия. Причем практически все эти имена сохранились и используются сегодня.

В современном мире насчитывается 88 созвездий (среди них 12 относятся к зодиакальным). Самая яркая звезда получает обозначение «альфа», вторая – «бета», а третья – «гамма». И так продолжается до конца греческого алфавита. Есть звезды, которые отображают части тела. Например, ярчайшая звезда Ориона Бетельгейзе (Альфа Ориона) – «рука (подмышка) великана».

Красный сверхгигант Бетельгейзе

Не стоит забывать, что все это время составлялось множество каталогов, чьи обозначения используют до сих пор. Например, Каталог Генри Дрейпера предлагает спектральную классификацию и позиции для 272150 звезд. Обозначение Бетельгейзе – HD 39801.

Но звезд на небе невероятно много, поэтому для новых используют аббревиатуры, обозначающие звездный тип или каталог. К примеру, PSR J1302-6350 – пульсар (PSR), J – используется система координат «J2000», а последние две группы цифр – координаты с кодами широты и долготы.

Звезды все одинаковые? Ну, когда наблюдаешь без использования техники, то они лишь слегка отличаются по яркости. Но ведь это всего лишь огромные газовые шары, так? Не совсем. На самом деле, у звезд есть классификация, основанная на их главных характеристиках.

Среди представителей можно встретить голубых гигантов и крошечных коричневых карликов. Иногда попадаются и причудливые звезды, вроде нейтронных. Погружение во Вселенную невозможно без понимания этих вещей, поэтому давайте познакомимся со звездными типами поближе.

Типы звезд Вселенной

Протозвезда Это то, что мы видим до появления полноценной звезды. Протозвезда представляет собою скопление газа, рухнувшего от молекулярного облака. Эволюционная фаза занимает примерно 100000 лет. Дальше гравитация набирает силу, и заставляет образование разрушаться. Гравитация накаляет газ и вынуждает его выделять энергию.

Звезды типа Т Тельца Этот момент идет перед переходом в звезду главной последовательности. Наступает в завершении протозвезды, когда энергию дарит только разрушающая ее гравитационная сила. У таких звезд еще нет достаточного нагрева и давления, чтобы активировать процесс ядерного синтеза. На звездах типа Т Тельца можно заметить огромные пятна, вспышки рентгеновского излучения и мощные порывы ветров.  Эта стадия охватывает 100000 миллионов лет.

Звезды Главной последовательности Большая часть вселенских звезд находится в стадии главной последовательности. Можно вспомнить Солнце, Альфа Центавра А и Сирус. Они способны кардинально отличаться по масштабности, массивности и яркости, но выполняют один процесс: трансформируют водород в гелий. При этом производится огромный энергетический всплеск. Такая звезда переживает ощущение гидростатического баланса. Гравитация заставляет объект сжиматься, но ядерный синтез выталкивает его наружу. Эти силы работают на уравновешивании, и звезде удается сохранять форму сферы. Размер зависит от массивности. Черта – 80 масс Юпитера. Это минимальная отметка, при которой возможно активировать процесс плавления. Но в теории максимальная масса – 100 солнечных.

Красный гигант Когда звезда полностью израсходует внутреннее топливо, то больше не может создавать внешнее давление, а значит не противодействует внутреннему. Звезда сжимается, а оболочка вокруг ядра воспламеняется, продлевая ей жизнь, но увеличивая в размере. Звезда трансформируется в красного гиганта и может быть в 100 раз крупнее, чем представитель в главной последовательности. Когда не остается водорода, начинает гореть гелий и даже более тяжелые элементы. На этот этап уходит несколько сотен миллионов лет.

Белый карлик Если топлива нет, то у звезды больше не хватает массы, чтобы продлить ядерный синтез. Она превращается в белого карлика. Внешнее давление не работает, и она сокращается в размерах из-за силы тяжести. Карлик продолжает сиять, потому что все еще остаются горячие температуры. Когда он остынет, то обретет фоновую температуру. На это уйдут сотни миллиардов лет, поэтому пока просто невозможно найти ни единого представителя. Планетные системы белых карликов Астрофизик Роман Рафиков о дисках вокруг белых карликов, кольцах Сатурна и будущем Солнечной системы Компактные звезды Астрофизик Александр Потехин о белых карликах, парадоксе плотности и нейтронных звездах: Компактные звезды Астрофизик Александр Потехин о белых карликах, парадоксе плотности и нейтронных звездах:

Красный карлик Это наиболее распространенный вид. Перед нами звезда главной последовательности с низкой массой, из-за чего значительно уступает в температуре Солнцу. Но выигрывает за счет продолжительности жизни. Дело в том, что им удается расходовать топливо в медленных темпах, поэтому отличаются значительной экономией. Наблюдения говорят, что такие объекты способны просуществовать до 10 триллионов лет. Наименьшие экземпляры достигают всего 0.075 раз солнечной массы, но могут набирать и 50%.

Нейтронные звезды Когда звезда в 1.35-2.1 раз больше солнечной массы, то не завершает существование в виде белого карлика, а освещает небо взрывом сверхновой. После этого остается ядро, которое и выступает нейтронной звездой. Это очень интересный объект, так как всецело представлен нейтронами. Дело в том, что мощная гравитационная сила сжимает протоны и электроны, формирующие нейтроны. Если масса звезды была еще больше, то перед нами развернется черная дыра.

Сверхгигант Наиболее крупные звезды называют сверхгигантами. Они в десятки раз больше солнечной массы, но им не так уж и повезло: чем больше размер, тем короче жизнь. Они стремительно расходуют внутреннее топливо (несколько миллионов лет). Поэтому проживают короткую жизнь и умирают как сверхновые. Как вы поняли, существуют различные виды звезд. Понимание этого, поможет вам разобраться в эволюционной стадии объекта и даже понять, что его ждет.

Коричневый карлик Коричневыми карликами называют объекты, которые слишком крупные для планет, но и чересчур маленькие для звезд. Их масса начинается с двойной Юпитера и может достигать 0.08 солнечной. Формируются как и обычные звезды – из коллапсирующего газового и пылевого облака. Но им не хватает температуры и давления, чтобы запустить ядерный синтез. Долгое время их считали всего лишь теоретическими объектами, пока в 1995 году не нашли первый экземпляр.

Цефеида Цефеиды – звезды, пережившие эволюцию из главной последовательности к полосе неустойчивости Цефеиды. Это обычные радио-пульсирующие звезды с заметной связью между периодичностью и светимостью. За это их ценят ученые, ведь они являются превосходными помощниками в определении дистанций в пространстве. Они также демонстрируют перемены лучевой скорости, соответствующие фотометрическим кривым. У более ярких наблюдается длительная периодичность. Классические представители – сверхгиганты, чья масса в 2-3 раза превосходит солнечную. Они пребывают в моменте сжигания топлива на этапе главной последовательности и трансформируются в красных гигантов, пересекая линию неустойчивости цефеид.

Двойные звезды Если говорить точнее, то понятие «двойная звезда» не отображает реальную картинку. На самом деле, перед нами звездная система, представленная двумя звездами, совершающими обороты вокруг общего центра масс. Многие совершают ошибку и принимают за двойную звезду два объекта, которые кажутся расположенными близко при наблюдении невооруженным глазом. Ученые извлекают из этих объектов пользу, потому что они помогают вычислить массу отдельных участников. Когда они передвигаются по общей орбите, то вычисления Ньютона для гравитации позволяют с невероятной точностью рассчитать массу. Можно выделить несколько категорий в соответствии с визуальными свойствами: затмевающие, визуально бинарные, спектроскопические бинарные и астрометрические. Затмевающие – звезды, чьи орбиты создают горизонтальную линию от места наблюдения. То есть, человек видит двойное затмение на одной плоскости (Алголь). Визуальные – две звезды, которые можно разрешить при помощи телескопа. Если одна из них светит очень ярко, то бывает сложно отделить вторую.

Формирование звезды

Давайте внимательнее изучим процесс рождения звезды. Сначала мы видим гигантское медленно вращающееся облако, наполненное водородом и гелием. Внутренняя гравитация заставляет его сворачиваться внутрь, из-за чего вращение ускоряется. Внешние части трансформируются в диск, а внутренние в сферическое скопление. Материал разрушается, становясь горячее и плотнее. Вскоре появляется шарообразная протозведа. Когда тепло и давление вырастают до 1 миллиона °C, атомные ядра сливаются и зажигается новая звезда. Ядерный синтез превращает небольшое количество атомной массы в энергию (1 грамм массы, перешедший в энергию, приравнивается к взрыву 22000 тонн тротила). Посмотрите также объяснение на видео, чтобы лучше разобраться в вопросе звездного зарождения и развития.

Эволюция протозвездных облаков

Астроном Дмитрий Вибе об актуализме, молекулярных облаках и рождении звезды:

---

Рождение звезд

Астроном Дмитрий Вибе о протозвездах, открытии спектроскопии и гравотурбулентной модели звездообразования:

---

Вспышки на молодых звездах

Астроном Дмитрий Вибе о сверхновых, типах молодых звезд и вспышке в созвездии Ориона:

Звездная эволюция

Основываясь на массе звезды, можно определить весь ее эволюционный путь, так как он проходит по определенным шаблонным этапам. Есть звезды промежуточной массы (как Солнце) в 1.5-8 раз больше солнечной массы, более 8, а также до половины солнечной массы. Интересно, что чем больше масса звезды, тем короче ее жизненный срок. Если она достигает меньше десятой части солнечной, то такие объекты попадают в категорию коричневых карликов (не могут зажечь ядерный синтез).

Объект с промежуточной массой начинает существование с облака, размером в 100000 световых лет. Для сворачивания в протозвезду температура должна быть 3725°C. С момента начала водородного слияния может образоваться Т Тельца – переменная с колебаниями в яркости. Последующий процесс разрушения займет 10 миллионов лет. Дальше ее расширение уравновесится сжатием силы тяжести, и она предстанет в виде звезды главной последовательности, получающей энергию от водородного синтеза в ядре. Нижний рисунок демонстрирует все этапы и трансформации в процессе эволюции звезд.

Этапы эволюции звезды

Когда весь водород переплавится в гелий, гравитация сокрушит материю в ядро, из-за чего запустится стремительный процесс нагрева. Внешние слои расширяются и охлаждаются, а звезда становится красным гигантом. Далее начинает сплавляться гелий. Когда и он иссякает, ядро сокращается и становится горячее, расширяя оболочку. При максимальной температуре внешние слои сдуваются, оставляя белый карлик (углерод и кислород), температура которого достигает 100000 °C. Топлива больше нет, поэтому происходит постепенно охлаждение. Через миллиарды лет они завершают жизнь в виде черных карликов.

Процессы формирования и смерти у звезды с высокой массой происходят невероятно быстро. Нужно всего 10000-100000 лет, чтобы она перешла от протозвезды. В период главной последовательности это горячие и голубые объекты (от 1000 до миллиона раз ярче Солнца и в 10 раз шире). Далее мы видим красного сверхгиганта, начинающего сплавлять углерод в более тяжелые элементы (10000 лет). В итоге формируется железное ядро с шириною в 6000 км, чье ядерное излучение больше не может противостоять силе притяжения.

Когда масса звезды приближается к отметке в 1.4 солнечных, электронное давление больше не может удерживать ядро от крушения. Из-за этого формируется сверхновая. При разрушении температура поднимается до 10 миллиардов °C, разбивая железо на нейтроны и нейтрино.  Всего за секунду ядро сжимается до ширины в 10 км, а затем взрывается в сверхновой типа II.

Туманность Эскимоса — один из последних этапов эволюции небольшой звезды

Если оставшееся ядро достигало меньше 3-х солнечных масс, то превращается в нейтронную звезду (практически из одних нейтронов). Если она вращается и излучает радиоимпульсы, то это пульсар. Если ядро больше 3-х солнечных масс, то ничто не удержит ее от разрушения и трансформации в черную дыру.

Звезда с малой массой тратит топливные запасы так медленно, то станет звездой главной последовательности только через 100 миллиардов – 1 триллион лет. Но возраст Вселенной достигает 13.7 миллиардов лет, а значит такие звезды еще не умирали. Ученые выяснили, что этим красным карликам не суждено слиться ни с чем, кроме водорода, а значит, они никогда не перерастут в красных гигантов. В итоге, их судьба – охлаждение и трансформация в черные карлики.

Термоядерные реакции и компактные объекты

Астрофизик Валерий Сулейманов о моделировании атмосфер, «большом споре» в астрономии и слиянии нейтронных звезд:

---

Астрофизик Сергей Попов о расстоянии до звезд, образовании черных дыр и парадоксе Ольберса:

Двойные звезды

Мы привыкли, что наша система освещается исключительно одной звездой. Но есть и другие системы, в которых две звезды на небе вращаются по орбите относительно друг друга. Если точнее, только 1/3 звезд, похожих на Солнце, располагаются в одиночестве, а 2/3 – двойные звезды. Например, Проксима Центавра – часть множественной системы, включающей Альфа Центавра А и B. Примерно 30% звезд в Млечной Пути многократные.

Двойная звезда в Большой Медведице

Этот тип формируется, когда две протозвезды развиваются рядом. Одна из них будет сильнее и начнет влиять гравитацией, создавая перенос массы. Если одна предстанет в виде гиганта, а вторая – нейтронная звезда или черная дыра, то можно ожидать появления рентгеновской двойной системы, где вещество невероятно сильно нагреется – 555500 °C. При наличии белого карлика, газ из компаньона может вспыхнуть в виде новой. Периодически газ карлика накапливается и способен мгновенно слиться, из-за чего звезда взорвется в сверхновой типа I, способной затмить галактику своим сиянием на несколько месяцев.

Релятивистские двойные звезды

Астрофизик Сергей Попов об измерении массы звезды, черных дырах и ультрамощных источниках:

---

Свойства двойных звезд

Астрофизик Сергей Попов о планетарных туманностях, белых гелиевых карликах и гравитационных волнах:

Характеристика звезд

Яркость

Звезды

На протяжении веков каждую ночь мы видим в небе загадочные огоньки – звезды нашей Вселенной. В древности люди видели фигуры животных в скоплениях звезд, и позже они начали называться созвездиями. На текущий момент ученые выделяют 88 созвездий, которые разделяют ночное небо на участки. Звезды – это источники энергии и света для Солнечной системы. Они способны создавать тяжелые элементы, которые необходимы для начала жизни. Таким образом, Солнце дарит свое тепло всему живому на планете. Степень яркости звезд определяется их размерами.

Звезда Canis Majoris из созвездия Большого Пса является самой крупной во Вселенной. Она находится в 5 тыс. световых лет от Солнечной системы. Ее диаметр – 2,9 миллиарда километров.

Конечно же, не все звезды в Космосе такие огромные. Есть и звезды-карлики. Величину звезд ученые оценивают по шкале – чем звезда ярче, тем ее номер меньше. Самая яркая звезда в ночном небе Сириус. По цветам звезды делятся на классы, которые указывают на их температуру. К классу О относятся самые горячие, они голубого цвета. Звезды красного цвета являются самыми холодными. 

Следует заметить, что звезды не мерцают. Этот эффект похож на то, что мы наблюдаем в жаркие дни лета, посмотрев на раскаленный бетон или асфальт. Кажется, что мы смотрим через дрожащее стекло. Этот же процесс вызывает иллюзию мерцания звезды. Чем ближе она к нашей планете, тем больше она «мерцает».

Виды звезд

Главная последовательность – время существования звезды, которое зависит от ее размера. Маленькие звезды сияют дольше, крупные, наоборот, меньше. Массивным звездам топлива хватит на пару сотен тысяч лет, а малые будут гореть на протяжении миллиардов лет.

Красный гигант – большая звезда оранжевого или красноватого оттенка. Звезды этого типа очень крупных размеров, которые превышают обычные в сотни раз. Самые массивные из них становятся сверхгигантами. Бетельгейзе, из созвездия Орион, является самой яркой среди красных супергигантов.

Белый карлик – это остатки обычной звезды, после красного гиганта. Эти звезды довольно плотные. Их размер не больше нашей планеты, но их массу можно сравнить с Солнцем. Температура белых карликов достигает 100 тыс. градусов и больше.

Коричневые карлики еще называют субзвездами. Это газовые массивные шары, которые больше Юпитера и меньше Солнца. Эти звезды не излучают тепла и света. Они являют собой темный сгусток материи.

Цефеида. Цикл ее пульсации колеблется между несколькими секундами и несколькими годами. Все зависит от разновидности переменной звезды. Цефеиды изменяют свою светимость в конце жизни и в начале. Они могут быть внешними и внутренними.

Большинство звезд – это часть звездных систем. Двойные звезды – две гравитационно связанные звезды. Ученые доказали, что у половины звезд галактики есть пара. Они могут затмевать друг друга, потому что их орбиты находятся под малым углом к лучу зрения.

Новые звезды. Это тип катаклизмических переменных звезд. Их блеск меняется не так резко, по сравнению со сверхновыми. В нашей галактике выделяют две группы новых звезд: новые балджа (медленные и слабее) и новые диска (быстрее и ярче).

Сверхновые. Звезды, которые заканчивают эволюцию во взрывном процессе. Этим термином были названы звезды, которые вспыхнули сильнее новых. Но ни одни, ни другие не являются новыми. Всегда вспыхивают звезды, которые уже существуют.

Гиперновые. Это очень крупная сверхновая звезда. Теоретически они могли бы создать Земле серьезную угрозу сильной вспышкой, но на данный момент подобных звезд поблизости нашей планеты нет.

Цикл жизни звезд

Звезда берет свое начало в виде облака газа и пыли, которое называют туманностью. Взрывная волна сверхновой или гравитация соседней звезды способна заставить ее сжиматься. Элементы облака собираются в плотную область, которая называется протозвездой. При следующем сжатии она нагревается и достигает критической массы. После происходит ядерный процесс, и звезда проходит все фазы существования. Первый является самым стабильным и долгим. Но со временем топливо заканчивается, и мелкая звезда становится красным гигантом, а большая – красным супергигантом. Эта фаза будет длиться, пока топливо полностью не закончится. Туманность, которая останется после звезды, может расширяться на протяжении миллионов лет. После чего на нее подействует взрывная волна или гравитация, и все повторится сначала.

Основные процессы и характеристики

Звезда имеет два параметра, которые определяют все внутренние процессы, – химический состав и масса. Задав их одиночной звезде, можно предсказать спектр, блеск и внутреннюю структуру звезды.

Расстояние

Есть много способов для определения расстояний до звезды. Самый точный – измерение параллаксов. До звезды Веги расстояние измерил астроном Василий Струве в 1873. Если звезда находится в звездном скоплении, расстояние до звезды можно принять равным расстоянию до скопления. Если звезда из класса цефеид, расстояние можно вычислить из зависимости абсолютная звездная величина – период пульсации. Чтобы определить расстояние к далеким звездам, астрономы используют фотометрию.

Масса

Точная масса звезды определяется, если это компонент двойной звезды. Для этого используется третий закон Кеплера. Также можно косвенно определить массу, к примеру, из зависимости светимость – масса. В 2010 году ученые предложили еще один способ вычисления массы. Он основывается на наблюдениях за прохождением планеты со спутником по диску звезды. Применив законы Кеплера и изучив все данные, определяют плотность и массу звезды, период вращения спутника и планеты и другие характеристики. На данный момент этот способ использовался на практике.

Химический состав

Химический состав зависит от вида звезды и ее массы. Крупные звезды не обладают элементами тяжелее гелия, а красные и желтые карлики относительно на них богаты. Это помогает звезде зажечься.

Структура

Выделяют три внутренние зоны: конвективную, ядро и зону лучистого переноса.

Конвективная зона. Здесь за счет конвенции происходит перенос энергии.

Ядро – центральная часть звезды, где проходят ядерные реакции.

Лучистая зона. Здесь перенос энергии происходит благодаря излучению фотонов. У малых звезд эта зона отсутствует, у крупных находится между конвективной зоной и ядром.

Атмосфера находится над поверхностью звезды. Она состоит из трех частей – хромосферы, фотосферы и короны. Фотосфера является самой глубокой ее частью.

Звездный ветер

Это процесс, при котором вещество из звезды стекает в межзвездное пространство. Он играет немаловажную роль в эволюции. В результате звездного ветра масса звезды уменьшается, значит, ее жизнь полностью зависит от интенсивности этого процесса.

Принципы обозначения звезд и каталоги

В галактике находится больше 200 миллиардов звезд. На фотоснимках крупных телескопов их настолько много, что не имеет смысла давать им всем имена и даже считать. Примерно 0,01 процента звезд нашей галактики занесено в каталоги. У каждого народа самые яркие звезды получили имена. К примеру, Алголь, Ригель, Альдебаран, Денеб и другие происходят с арабского.

В Уранометрии Байера звезды обозначаются буквами греч. алфавита в порядке убывания блеска (α – самая яркая, β – вторая по блеску). Если греческого алфавита не хватало, использовался латинский. Некоторые звезды называют именами ученых, которые описывали их уникальные свойства.

Большая Медведица

Созвездие Большая Медведица являет собой 7 эффектных звезд, которые отыскать на небе довольно просто. Помимо этих, в созвездии насчитывается еще 125 звезд. Это созвездие одно из самых крупных и захватывает на небе 1280 кв. градусов. Ученые выяснили, что звезды ковша находятся от нас на неравном расстоянии.

Ближе всех расположена звезда Алиот, самая дальняя – Бенетнаш. Для любителей астрономии это созвездие способно служить «тренировочным полигоном»:

·          Благодаря Большой Медведице можно с легкостью найти и другие созвездия.

·          В течение года оно четко показывает обращение неба за сутки и перестроение его вида.

·          Если запомнить угловые расстояния между звездами, можно проводить угловые приближенные измерения.

·          Имея едва ощутимый телескоп, можно рассмотреть переменные и двойные звезды в Большой Медведице.

Легенды и мифы созвездия

«Ковш» известен нам с давних времен. Древние греки утверждали, что это нимфа Калисто, которая была спутницей Артемиды и возлюбленной Зевса. Она проигнорировала  правила и навлекла немилость богини. Та обратила ее в медведицу и натравила собак. Чтобы возлюбленная Зевса была в безопасности, он поднял ее на небо. Событие это темное, и каждый раз в эту историю пытаются добавить что-то новое, как, например, подругу нимфы Каллисто, которую превратили в Малую Медведицу.

Большую Медведицу можно увидеть и днем, использовав интерактивную карту созвездий. Здесь Вы сможете найти другие малые и большие созвездия, посмотреть их в большом приближении. Все в Ваших руках с порталом Kvant.Space. 

Что такое звезда в космосе?

Каждому человеку приходилось хотя бы раз в жизни рассматривать звездное небо, поражаясь его великолепию. Городским жителям такие случаи выпадают не слишком часто: обычно огни уличных фонарей и рекламы мешают смотреть на небо ночью, так как на их фоне звезды кажутся маленькими и тусклыми.


Но стоит выехать за город, где нет вездесущего ночного освещения – и первый же вечер приносит поразительное открытие: так вот как, оказывается, на самом деле выглядят звезды. Приходилось ли вам задумываться о том, что такое звезды в космосе, кому и для чего они нужны?

Что означает слово «звезда»?
Что такое звезда?
Какие виды звёзд бывают?
Из чего состоят звёзды?
Для чего нужны звёзды?

Что означает слово «звезда»?

В русском языке слово «звезда» имеет несколько смыслов. Оно может означать:

— светящуюся точку, видимую на ночном небе;

— в астрономии – небесное тело с определенными параметрами;

— геометрическую фигуру на плоскости, составленную из нескольких треугольных лучей, исходящих из одного центра;

— морское беспозвоночное животное характерной звездообразной формы;

— в переносном смысле – известного человека публичной профессии – артиста, певца, музыканта;

— в переносном смысле – удачу, счастье, предопределенное судьбой.

Что такое звезда?

Говоря о звезде как о небесном теле, наука подразумевает под этим словом светящийся раскаленный сгусток материи огромной массы, в котором протекают активные термоядерные процессы. За счет этих процессов поддерживается тепловое и световое излучение звезд, благодаря чему мы можем видеть их в ночное время.

Звезды находятся от нас на очень больших расстояниях, поэтому кажутся нам такими маленькими. В реальности большинство видимых на небе звезд по массе и объему намного больше, чем наше Солнце (которое тоже является звездой класса «желтый карлик»).

Человек с хорошим зрением может рассмотреть на небе около 3 000 звезд, общее же их количество во Вселенной, скорее всего, бесконечно. Звезды в космосе сгруппированы в огромные скопления – галактики, имеющие форму спирали с двумя или несколькими рукавами.

Какие виды звёзд бывают?

Во времена, когда единственным прибором, доступным астрономам, был оптический телескоп, критерием для классификации звезд была их яркость.

Сразу же, как только появилась возможность получать спектры звезд, была разработана классификация, базирующаяся на спектральном анализе. Она гораздо лучше характеризует звезды, так как дает возможность выяснить их химический состав, массу и стадию развития.

Согласно спектральному составу все звезды разбиваются на классы в зависимости от их температуры. Каждому классу присвоена буква латинского алфавита. К самому высокому классу О относят наиболее горячие звезды, температура которых достигает 30-60 тысяч градусов Кельвина. Далее с понижением температуры следуют классы B, A, F, G. Буквами от М до Т обозначают светила, температура которых ниже 2-3,5 тысяч градусов Кельвина.

Кроме того, астрономы различают следующие виды звезд:

— коричневый карлик – звезда, в которой ядерные процессы недостаточно интенсивны для того, чтобы компенсировать потери энергии от излучения;

— белый карлик – звезда в фазе перестройки структуры, которая может завершиться переходом в состояние нейтронной звезды либо черной дыры;

— красный гигант – звезда с невысокой плотностью и огромным объемом и светимостью, наиболее интенсивно излучающая в инфракрасной части спектра;

— переменная звезда – светило с переменной интенсивностью излучения;

— двойная звезда – светило, состоящее из двух шаров раскаленного газа, сходных по массе, которые вращаются по сложной траектории друг относительно друга и составляют единое целое в своей звездной системе;

— новая или сверхновая звезда – светило, цикл развития которого подошел к концу и заканчивается взрывом с резким, но кратковременным многократным увеличением яркости;

— нейтронная звезда – светило на поздней стадии эволюции, находящееся на стадии сжатия ядра и поэтому излучающее не световые волны, а излучение в нейтронном, рентгеновском или радиодиапазоне;

— черная дыра – звезда, процесс сжатия ядра которой достиг стадии, в которой ее гравитационное поле у поверхности настолько сильно, что не выпускает наружу даже излучение.

Из чего состоят звёзды?

Любая звезда, которую мы видим на ночном небе, представляет собой раскаленный газовый шар огромной массы и величины. Невероятно большая масса приводит к тому, что на газ действуют чудовищной силы гравитационные поля, под действием которых он сжимается.

В центре звезды, который называется ядром, сила сжатия запускает термоядерный процесс, который сопровождается выделением огромного количества энергии. При этом на поверхности температура составляет несколько тысяч или десятков тысяч градусов Кельвина, а внутри она исчисляется миллионами градусов.

Газ, из которого состоят звезды – это водород, в ходе термоядерной реакции преобразуемый в гелий и другие химические элементы. Молодые звезды, жизненный цикл которых начался относительно недавно, содержат совсем немного гелия в своем составе.

Кроме того, в составе газа и плазмы может присутствовать небольшое количество металлов, которые оказывают существенное влияние на скорость протекающих в ядре процессов синтеза. Чем старше звезда, тем больше в ее составе химических элементов, масса ядра которых превышает массу водорода и гелия.

Для чего нужны звёзды?

Звёзды – преобладающие во Вселенной небесные тела. Они генерируют световую и тепловую энергию, которая в виде излучения распространяется в космосе. Центр нашей звездной системы, Солнце, является источником жизни и тепла для нашей Земли.

Вполне возможно, что у многих звезд в нашей и в других Галактиках тоже имеются планеты, на которых зародилась и развивается жизнь. Это становится возможным только благодаря термоядерным процессам, происходящим внутри звезд.

Если бы Солнце вдруг погасло или исчезло, вся жизнь на Земле погибла бы от холода в течение двух-трех недель.

Десять самых ярких звёзд на небе / Habr

Знаете ли вы их все, а также причины их яркости?

Я голоден до новых знаний. Смысл в том, чтобы каждый день учиться, и становиться всё ярче и ярче. Вот в чём суть этого мира.
— Jay-Z

Когда вы представляете себе ночное небо, вы, скорее всего, думаете о тысячах звёзд, мерцающих на чёрном покрывале ночи, нечто, что можно по-настоящему увидеть только вдалеке от городов и других источников светового загрязнения.

Но те из нас, кто не может на периодической основе наблюдать такое зрелище, упускают тот факт, что звёзды, видимые из городских районов с высоким световым загрязнением, выглядят по-другому, нежели чем при просмотре в тёмных условиях. Их цвет и относительная яркость сразу отделяют их от соседних с ними звёзд, и у каждой из них есть своя собственная история.

Жители северного полушария, вероятно, сразу могут узнать Большую Медведицу или букву W в Кассиопее, а в южном полушарии самым известным созвездием должен быть Южный Крест. Но эти звёзды не относятся к десятке самых ярких!

Млечный путь рядом с Южным Крестом

У каждой звезды есть свой собственный жизненный цикл, к которому она привязана с момента рождения. При формировании любой звезды доминирующим элементом будет водород – самый распространённый элемент во Вселенной – и её судьба определяется лишь её массой. Звёзды массой в 8% от солнечных могут зажигать реакцию ядерного синтеза в ядре, синтезируя гелий из водорода, и их энергия постепенно передвигается изнутри наружу и изливается во Вселенную. Звёзды малой массы красные (из-за низких температур), тусклые, и сжигают своё топливо медленно – самым долгоживущим предначертано гореть триллионы лет.

Но чем больше звезда набирает массы, тем горячее её ядро, и тем больше регион, в котором идёт ядерный синтез. Ко времени достижения солнечной массы звезда попадает в класс G, и её время жизни не превышает десяти миллиардов лет. Удвойте солнечную массу, и вы получите звезду класса А, ярко-голубую, и живущую менее двух миллиардов лет. А самые массивные звёзды, классов О и В, живут всего несколько миллионов лет, после чего у них в ядре заканчивается водородное топливо. Не удивительно, что самые массивные и горячие звёзды также и самые яркие. Типичная звезда класса А может быть в 20 раз ярче Солнца, а самые массивные – в десятки тысяч раз!

Но как бы звезда ни начала жизнь, водородное топливо в её ядре заканчивается.

И с этого момента звезда начинает сжигать более тяжёлые элементы, расширяясь в гигантскую звезду, более холодную, но и более яркую, чем изначальная. Фаза гиганта короче, чем фаза сжигания водорода, но её невероятная яркость делает её видимой с гораздо больших расстояний, чем те, с которых была видна изначальная звезда.

Учтя всё это, перейдём к десятке ярчайших звёзд в нашем небе, по возрастанию яркости.

10. Ахернар. Яркая голубая звезда, массой в семь раз больше, чем у Солнца, а яркостью – в 3000 раз больше. Это одна из самых быстро вращающихся звёзд, известных нам! Она вращается так быстро, что её экваториальный радиус на 56% больше полярного, а температура на полюсе – поскольку он гораздо ближе к ядру – на 10 000 К больше. Но она находится довольно далеко от нас, в 139 световых годах.

9. Бетельгейзе. Красный гигант из созвездия Ориона, Бетельгейзе была яркой и горячей звездой класса О, пока у неё не кончился водород и она не перешла на гелий. Несмотря на низкую температуру в 3500 К, она более чем в 100 000 раз ярче Солнца, поэтому она и входит в десятку ярчайших, несмотря на то, что находится в 600 световых годах. В следующие миллион лет Бетельгейзе превратится в сверхновую, и временно станет ярчайшей звездой в небе, возможно, видимой и днём.

8. Процион. Звезда сильно отличается от рассмотренных нами. Процион – скромная звезда F-класса, всего на 40% больше Солнца, и находится на грани исчерпания водорода в ядре – то есть, это субгигант в процессе эволюции. Она примерно в 7 раз ярче Солнца, но находится всего в 11,5 световых годах от нас, поэтому может быть ярче почти всех, кроме семи, звёзд на нашем небе.

7. Ригель. В Орионе Бетельгейзе не самая яркая из звёзд – этого отличия удостаивается Ригель, ещё более удалённая от нас звезда. Она находится в 860 световых годах, и при температуре всего в 12 000 градусов, Ригель не относится к звёздам главной последовательности – это редкий голубой сверхгигант! Она в 120 000 раз ярче Солнца, и светит так ярко не из-за расстояния от нас, но из-за своей собственной яркости.

6. Капелла. Это странная звезда, поскольку, на самом деле – это два красных гиганта температурой, сравнимой с солнечной, но при этом каждый из них примерно в 78 раз ярче Солнца. На расстоянии в 42 световых года именно комбинация из собственной яркости, относительно небольшого расстояния и того факта, что их двое, позволяет Капелле быть в нашем списке.

5. Вега. Самая яркая звезда из Летне-осеннего треугольника, дом пришельцев из х/ф «Контакт». Астрономы использовали её как стандартную звезду «нулевой магнитуды». Она находится всего в 25 световых годах от нас, принадлежит к звёздам главной последовательности, и одна из ярчайших известных нам звёзд класса А, а также довольно молодая, возрастом всего 400-500 млн лет. При этом она в 40 раз ярче Солнца, и пятая по яркости звезда на небе. И из всех звёзд северного полушария Вега уступает лишь одной звезде…

4. Арктур. Оранжевый гигант, на эволюционной шкале находится где-то между Проционом и Капеллой. Это ярчайшая звезда северного полушария, и её легко найти по «ручке» ковша Большой Медведицы. Она в 170 раз ярче, чем Солнце, и, следуя эволюционному пути, может стать ещё ярче! Она всего в 37 световых годах от нас, и ярче её только три звезды, все расположенные в южном полушарии.

3. Альфа Центавра. Это тройная система, в которой основной член очень похож на Солнце, и сам по себе тусклее, чем любая звезда из десятки. Но система Альфа Центавра состоит из ближайших к нам звёзд, поэтому её расположение влияет на её видимую яркость – ведь до неё всего 4,4 световых года. Совсем не то, что №2 в списке.

2. Канопус. Сверхгигант белого цвета, Канопус в 15 000 раз превышает по яркости Солнце, и это вторая из ярчайших звёзд в ночном небе, несмотря на расстояние в 310 световых лет от нас. Она в десять раз массивнее Солнца и в 71 раз больше – неудивительно, что она светит так ярко, но до первого места она добраться не смогла. Ведь самая яркая звезда в небе, это…

1. Сириус. Она в два раза ярче Канопуса, и наблюдатели из северного полушария часто могут увидеть её зимой, восходящую за созвездием Ориона. Она часто мерцает, так как её яркий свет может проникать через нижние слои атмосферы лучше, чем свет других звёзд. Она всего в 8,6 световых годах от нас, но это звезда класса А, в два раза массивнее и в 25 раз ярче Солнца.

Вас может удивить, что первыми в списке стоят не самые яркие и не самые близкие звёзды, а скорее комбинации из достаточной яркости и достаточно малого расстояния для того, чтобы сиять ярче всех. У звёзд, расположенных в два раза дальше, яркость в четыре раза меньше, поэтому Сириус светит ярче Канопуса, который светит ярче Альфа Центавра, и т.д. Что интересно, карликовых звёзд класса М, к которому принадлежат три из каждых четырёх звезд Вселенной, в этом списке нет вовсе.

Что можно вынести из этого урока: иногда вещи, которые кажутся нам наиболее выделяющимися и наиболее очевидными, оказываются самыми необычными. Распространённые вещи бывает найти гораздо сложнее, но это значит, что нам стоит улучшать наши методы наблюдений!

ЗВЕЗДЫ — это… Что такое ЗВЕЗДЫ?

он тесно связан с температурой и спектром звезды.

Звезды очень сильно различаются по диаметру: белые карлики бывают размером с земной шар (ок. 13 000 км), а звезды-гиганты превышают размером орбиту Марса (455 млн. км). В среднем размер звезд, видимых на небе невооруженным глазом, близок к диаметру Солнца (1 392 000 км). За редкими исключениями диаметры звезд не поддаются прямому измерению: даже в крупнейшие телескопы звезды выглядят точками из-за гигантских расстояний до них. Конечно, Солнце является исключением: его угловой диаметр (32ў) легко измерить; еще у нескольких самых крупных и близких звезд с большим трудом удается измерить угловой размер и, зная расстояние до них, определить их линейный диаметр. Эти данные приведены ниже в таблице.

В некоторых случаях удается прямо определить линейные диаметры звезд в двойных системах. Если звезды периодически закрывают друг друга, то по продолжительности затмения, измерив по смещению спектральных линий орбитальную скорость звезд, можно вычислить их диаметр. Для подавляющего большинства звезд диаметры определяют косвенно, на основе законов излучения. Определив по виду спектра температуру звезды, на основе законов физики можно вычислить интенсивность излучения ее поверхности. Зная полную светимость, уже легко вычислить площадь поверхности и диаметр звезды. Полученные таким образом диаметры хорошо согласуются с измеренными непосредственно. В течение жизни размер звезды сильно меняется. Она начинает свою эволюцию как сжимающееся газовое облако огромного размера, затем длительное время остается в виде нормальной звезды, а в конце своей жизни увеличивается в десятки раз, становясь гигантом, сбрасывает оболочку и превращается в маленький «белый карлик» или совсем крохотную «нейтронную звезду».

.

В 1944 американский астроном немецкого происхождения В.Бааде предложил разделить звезды на два типа, которые он назвал Населением I и Населением II. К Населению I он отнес молодые звезды и связанные с ними межзвездные газ и пыль, которые наблюдаются в спиральных рукавах галактик и рассеянных скоплениях. Население II состоит из старых звезд, встречающихся в шаровых скоплениях, эллиптических галактиках и центральных областях спиральных галактик. Ярчайшие звезды Населения I — это голубые сверхгиганты, которые раз в 100 ярче, чем ярчайшие звезды Населения II, красные гиганты. У звезд Населения I значительно выше содержание тяжелых элементов. Концепция звездных населений имела большое значение для развития теории эволюции звезд.

Обычно движение звезды характеризуют с двух точек зрения: как орбитальное движение вокруг центра Галактики и как относительное движение в группе ближайших звезд. Например, Солнце обращается вокруг центра Галактики со скорость ок. 240 км/с, а по отношению к окружающим его звездам движется значительно медленнее, со скоростью ок. 19 км/с. Основной системой отсчета для измерения движения звезд служит Галактика в целом. Но для земного наблюдателя обычно удобнее использовать систему отсчета, связанную с центром Солнечной системы, фактически — с Солнцем. По отношению к Солнцу ближайшие звезды движутся со скоростями от 10 км/с и выше. Но расстояния до звезд так велики, что фигуры созвездий изменяются лишь за многие тысячелетия. Перемещение звезд впервые обнаружил в 1718 Э.Галлей, сравнивая их положения, точно определенные им в Гринвиче, с теми, которые указал в своем каталоге Птолемей (2 в. н. э.).

Угловое перемещение звезды на небесной сфере по отношению к далеким звездам называют ее «собственным движением» и выражают обычно в угловых секундах за год. Так, собственное движение Арктура 2,3″/год, а Сириуса 1,3″/год. Наибольшее собственное движение у звезды Барнарда, 10,3″/год. Чтобы вычислить линейную скорость звезды в километрах в секунду, используют формулу T = 4,74 m/p, где T — тангенциальная скорость (т.е. компонента полной скорости, направленная поперек луча зрения), m -собственное движение в секундах дуги за год и p — параллакс.

Скорость звезды вдоль луча зрения, которую называют лучевой скоростью, измеряется по доплеровскому смещению линий в ее спектре с точностью до долей километра в секунду. Смещение линий в красную сторону спектра говорит об удалении звезды от Земли, а в голубую — о приближении. Скорости звезд не так велики, чтобы это привело к изменению цвета звезды, но быстрое движение далеких галактик весьма заметно меняет их цвет. Измерение доплеровского смещения линий — очень тонкая операция. В телескопе одновременно со спектром звезды на ту же пластинку фотографируют спектр лабораторного источника с точно известным положением линий. Затем с помощью измерительной машины, снабженной мощным микроскопом, с точностью до 1 мкм определяется смещение линий (Dl) в спектре звезды относительно тех же линий лабораторного источника с длиной волны l. Лучевая скорость звезды определяется по формуле V = cDl/l, где c — скорость света. Эта формула пригодна для нормальных звездных скоростей, но для быстро движущихся галактик она не подходит. Точность измерения лучевых скоростей звезд не зависит от расстояния до них, а всецело определяется возможностью получать хорошие спектры и точно измерять в них положение линий. Однако точность измерения тангенциальных скоростей звезд зависит не только от аккуратности измерения их собственного движения, но и от их параллакса, т.е. от расстояния до них: чем больше расстояние, тем ниже точность.

Лучевая и тангенциальная скорости — это компоненты полной пространственной скорости звезды по отношению к Солнцу (ее легко вычислить по теореме Пифагора). Чтобы движение самого Солнца «не вмешивалось» в эту скорость, ее обычно пересчитывают по отношению к «местному стандарту покоя» — искусственной системе координат, в которой среднее движение околосолнечных звезд равно нулю. Скорость звезды по отношению к местному стандарту покоя называют ее «пекулярной скоростью».

Каждая из звезд обращается по орбите вокруг центра Галактики. Звезды Населения I обращаются по почти круговым орбитам, лежащим в плоскости галактического диска. Солнце и соседние с ним звезды тоже движутся по орбитам, близким к круговым, со скоростью около 240 км/с, завершая оборот за 200 млн. лет (галактический год). Звезды Населения II движутся по эллиптическим орбитам с различными эксцентриситетами и наклонениями к плоскости Галактики, приближаясь к галактическому центру в перигалактии орбиты и удаляясь от него в апогалактии. Основное время они проводят в районе апогалактия, где их движение замедляется. Но по отношению к Солнцу их скорости велики, поэтому их называют «высокоскоростными звездами».

Около половины всех звезд входит в состав двойных и более сложных систем. Центр масс такой системы движется по орбите вокруг центра Галактики, а отдельные звезды обращаются вокруг центра масс системы. В двойной звезде один компонент обращается вокруг другого в соответствии с гармоническим (третьим) законом Кеплера:

где m1 и m2 — массы звезд в единицах массы Солнца, P — период обращения в годах и D — расстояние между звездами в астрономических единицах. Обе звезды при этом обращаются вокруг общего центра масс, причем их расстояния от этого центра обратно пропорциональны их массам. Определив относительно окружающих звезд орбиту каждого из компонентов двойной системы, легко найти отношение их масс.
См. также КЕПЛЕРА ЗАКОНЫ.

КРИВЫЕ БЛЕСКА ЗАТМЕННЫХ ДВОЙНЫХ различаются по глубине, периоду и форме в зависимости от светимости, относительного размера и расстояния между звездами. Если вокруг большой и яркой звезды обращается маленький и тусклый компаньон (слева), как в AR Кассиопеи, то видны лишь слабые вариации блеска. Если размеры звезд примерно одинаковы, а светимости различаются (в центре), как в MU Геркулеса, то кривая блеска имеет два округлых максимума, расположенных примерно посередине между минимумами. Если яркая звезда движется в паре с крупным, но неярким соседом (справа), как в Алголе, то на кривой блеска между глубокими главными минимумами видны мелкие вторичные.
Многие двойные звезды движутся так близко одна к другой, что заметить их по отдельности в телескоп невозможно; их двойственность можно обнаружить только по спектрам. В результате орбитального движения каждая из звезд периодически то приближается к нам, то удаляется. Это вызывает доплеровское смещение линий в ее спектре. Если светимости обеих звезд близки, то наблюдается периодическое раздвоение каждой спектральной линии. Если же одна из звезд гораздо ярче, то наблюдается только спектр более яркой звезды, в котором все линии периодически колеблются.
Переменные звезды. Видимый блеск звезды может изменяться по двум причинам: либо изменяется светимость звезды, либо что-то ее загораживает от наблюдателя, например, вторая звезда в двойной системе. Звезды с изменяющейся светимостью делятся на пульсирующие и эруптивные (т.е. взрывающиеся). Существует два важнейших типа пульсирующих переменных — лириды и цефеиды. Первые, переменные типа RR Лиры, имеют примерно одинаковую абсолютную звездную величину и периоды короче суток. У цефеид, переменных типа d Цефея, периоды изменения блеска тесно связаны с их средней светимостью. Оба типа пульсирующих переменных очень важны, поскольку знание их светимости позволяет определять расстояния. Американский астроном Х.Шепли использовал лириды для измерения расстояний в нашей Галактике, а его коллега Э. Хаббл использовал цефеиды для определения расстояния до галактики в Андромеде. Эруптивные переменные бывают различным типов. Такие, как SS Лебедя, вспыхивают время от времени совершенно непредсказуемо. Взрывы новых звезд происходят очень редко, но мощно; при этом они не разрушают звезду, представляющую собой белый карлик в тесной двойной системе. Когда на его поверхности накапливается достаточно вещества, падающего с нормальной соседней звезды, оно взрывается. Это может происходить неоднократно. Сверхновые звезды взрываются только раз, но уж так, что по яркости сравниваются с целой галактикой. Такой взрыв почти полностью разрушает звезду.
См. также
НОВАЯ ЗВЕЗДА;
СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА;
ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ.
Цвета звезд. Звезды имеют самые разные цвета. У Арктура желто-оранжевый оттенок, Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М.Планка (1858-1947), Й.Стефана (1835-1893) и В.Вина (1864-1928), связывающим температуру тела и характер его излучения. Закон Планка описывает распределение энергии в спектре тела. Он указывает, что с ростом температуры повышается полный поток излучения, а максимум в спектре сдвигается в сторону коротких волн. Длина волны (в сантиметрах), на которую приходится максимум излучения, определяется законом Вина: lmax = 0,29/T. Именно этот закон объясняет красный цвет Антареса (T = 3500 K) и голубоватый цвет Ригеля (T = 18000 К). Закон Стефана дает полный поток излучения на всех длинах волн (в ваттах с квадратного метра): E = 5,67ґ10-8 T 4.
Спектры звезд. Изучение звездных спектров — это фундамент современной астрофизики. По спектру можно определить химический состав, температуру, давление и скорость движения газа в атмосфере звезды. По доплеровскому смещению линий измеряют скорость движения самой звезды, например, по орбите в двойной системе. В спектрах большинства звезд видны линии поглощения, т.е. узкие разрывы в непрерывном распределении излучения. Их называют также фраунгоферовыми или абсорбционными линиями. Они образуются в спектре потому, что излучение горячих нижних слоев атмосферы звезды, проходя сквозь более холодные верхние слои, поглощается на некоторых длинах волн, характерных для определенных атомов и молекул. Спектры поглощения звезд сильно различаются; однако интенсивность линий какого-либо химического элемента далеко не всегда отражает его истинное количество в атмосфере звезды: в значительно большей степени вид спектра зависит от температуры звездной поверхности. Например, атомы железа есть в атмосфере большинства звезд. Однако линии нейтрального железа отсутствуют в спектрах горячих звезд, поскольку все атомы железа там ионизованы. Водород — это главный компонент всех звезд. Но оптические линии водорода не видны в спектрах холодных звезд, где он недостаточно возбужден, и в спектрах очень горячих звезд, где он полностью ионизован. Зато в спектрах умеренно горячих звезд с температурой поверхности ок. 10 000 К самые мощные линии поглощения — это линии бальмеровской серии водорода, образующиеся при переходах атомов со второго энергетического уровня. Давление газа в атмосфере звезды также имеет некоторое влияние на спектр. При одинаковой температуре линии ионизованных атомов сильнее в атмосферах с низким давлением, поскольку там эти атомы реже захватывают электроны и, следовательно, дольше живут. Давление атмосферы тесно связано с размером и массой, а значит и со светимостью звезды данного спектрального класса. Установив по спектру давление, можно вычислить светимость звезды и, сравнивая ее с видимым блеском, определить «модуль расстояния» (M — m) и линейное расстояние до звезды. Этот очень полезный метод называют методом спектральных параллаксов.
Показатель цвета. Спектр звезды и ее температура тесно связаны с показателем цвета, т.е. с отношением яркостей звезды в желтом и голубом диапазонах спектра. Закон Планка, описывающий распределение энергии в спектре, дает выражение для показателя цвета: C.I. = 7200/T — 0,64. У холодных звезд показатель цвета выше, чем у горячих, т.е. холодные звезды относительно ярче в желтых лучах, чем в голубых. Горячие (голубые) звезды выглядят более яркими на обычных фотопластинках, а холодные звезды выглядят ярче для глаза и особых фотоэмульсий, чувствительных к желтым лучам.
Спектральная классификация. Все разнообразие звездных спектров можно уложить в логичную систему. Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера, подготовленного под руководством Э.Пикеринга (1846-1919). Сначала спектры были расставлены по интенсивности линий и обозначены буквами в алфавитном порядке. Но развитая позже физическая теория спектров позволила расположить их в температурную последовательность. Буквенное обозначение спектров не изменили, и теперь порядок основных спектральных классов от горячих к холодным звездам выглядит так: O B A F G K M. Дополнительными классами R, N и S обозначены спектры, похожие на K и M, но с иным химическим составом. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. Например, спектр типа A5 находится посередине между A0 и F0. Дополнительными буквами иногда отмечают особенности звезд: «d» — карлик, «D» — белый карлик, «p» — пекулярный (необычный) спектр. Наиболее точную спектральную классификацию представляет система МК, созданная У.Морганом и Ф.Кинаном в Йеркской обсерватории. Это двумерная система, в которой спектры расставлены как по температуре, так и по светимости звезд. Ее преемственность с одномерной Гарвардской классификацией в том, что температурная последовательность выражена теми же буквами и цифрами (A3, K5, G2 и т.д.). Но дополнительно введены классы светимости, отмеченные римскими цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, соответственно указывающие на яркие сверхгиганты, сверхгиганты, яркие гиганты, нормальные гиганты, субгиганты, карлики (звезды главной последовательности) и субкарлики. Например, обозначение G2 V относится к звезде типа Солнца, а обозначение G2 III показывает, что это нормальный гигант с температурой примерно как у Солнца.
Последовательности звезд. В 1905-1913 Э.Герцшпрунг в Дании и Г.Рессел в США независимо нашли эмпирическую связь между температурой (спектральным классом) и светимостью звезд. Они обнаружили, что большинство звезд лежит вдоль широкой полосы на диаграмме температура — светимость. Эта полоса, названная «главной последовательностью», проходит от верхнего левого угла диаграммы, где находятся горячие и яркие О и В звезды, к правому нижнему углу, населенному холодными и тусклыми К и М карликами. Открытие главной последовательности стало сюрпризом: было неясно, почему звезды с определенной температурой поверхности не могут иметь какой угодно размер, а следовательно и светимость. Оказалось, что радиус звезды и температура ее поверхности связаны друг с другом. На диаграмме Герцшпрунга — Рессела обнаружилась и вторая последовательность — ветвь гигантов, широкой полосой отходящая от середины главной последовательности (класс G, абсолютная звездная величина +1) почти перпендикулярно ей в сторону верхнего правого угла диаграммы (класс М, абсолютная величина -1). На ветви гигантов лежат звезды большого размера и довольно высокой светимости, в отличие от карликов, населяющих главную последовательность. Они разделены «провалом Герцшпрунга».

ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА — РЕССЕЛА (ГР), называемая также диаграммой температура-светимость, показывает распределение звезд нашей Галактики по цвету и звездной величине. Термины «карлик», «гигант» и «сверхгигант» в большей степени отражают светимость, чем размер звезд.
В нижнем левом углу диаграммы расположились белые карлики — необычные звезды с высокой температурой поверхности, но низкой светимостью, что указывает на их очень маленький размер. В этих остатках эволюции нормальных звезд уже не происходит термоядерных реакций, и они медленно остывают. Спустя несколько десятилетий после открытия Герцшпрунга и Рессела выяснилось, что у разных групп звезд диаграммы температура-светимость существенно различаются. Особенно ясно это прослеживается при сравнении звездных скоплений, в каждом из которых все звезды имеют одинаковый возраст. Диаграммы рассеянных скоплений, таких, как Гиады и Плеяды, в целом похожи на диаграмму околосолнечных звезд и резко отличаются от диаграмм шаровых скоплений, таких, как большое скопление в Геркулесе, где яркая часть главной последовательности отсутствует, а нижняя ее часть смыкается с ветвью гигантов, круто уходящей вверх, в область больших светимостей. Такие диаграммы оказались характерными для звезд Населения II, а диаграммы рассеянных скоплений типичны для звезд Населения I. Таким образом, диаграмма Герцшпрунга — Рессела служит важным инструментом для выяснения эволюционного статуса звездных населений.
Звездные скопления. Известны три различных типа звездных группировок: звездные ассоциации, шаровые скопления и рассеянные скопления (иногда их называют «открытыми» или «галактическими»). Звездные скопления очень ценны для астрофизики, поскольку это группы звезд, одинаково удаленных от нас и сформировавшихся одновременно из вещества одного облака. Звезды в пределах одного скопления различаются лишь исходной массой, что значительно облегчает изучение их эволюции.
Звездные ассоциации. Это относительно разреженные группировки звезд, разлетающихся от общего центра, где они, вероятно, родились. Если проследить их траектории обратно, то оказывается, что они «тронулись в путь» всего около миллиона лет назад — совсем недавно по звездным масштабам. Ассоциации расположены в спиральных рукавах Галактики, там же, где сконцентрировано межзвездное вещество, из которого формируются звезды. Известно менее ста ассоциаций, и все они состоят из молодых, ярких и массивных звезд в основном спектральных классов О и В. Звезды меньшей массы в ассоциациях тоже есть, но их сложнее распознать. Когда через несколько миллионов лет эволюция О и В звезд закончится, заметить на небе ныне известные ассоциации станет невозможно. Все говорит о том, что ассоциации — короткоживущие образования. Возможно, большая часть звезд в Галактике родилась именно в составе ассоциаций.

РАССЕЯННОЕ ЗВЕЗДНОЕ СКОПЛЕНИЕ Плеяды в созвездии Тельца содержит около 250 звезд, большинство из которых видно лишь в телескоп. Туман, окружающий яркие звезды, вызван рассеянием их света в межзвездном веществе.
Рассеянные скопления. Замечательными представителями звездных скоплений более высокого порядка служат Плеяды, Гиады и Ясли. Если в ассоциациях наблюдается обычно не более 100 звезд, то в рассеянных скоплениях — порядка 1000. Более плотно упакованные, они могут значительно дольше противостоять разрушающему гравитационному влиянию Галактики; например, возраст скопления Плеяды, определенный по виду его диаграммы Герцшпрунга — Рессела, ок. 50 млн. лет. Еще более плотные скопления могут сохраняться сотни миллионов лет; одно из старейших рассеянных скоплений М 67 является и наиболее плотным из них. Известно более 1000 рассеянных скоплений, однако еще многие тысячи их наверняка скрываются в удаленных областях Галактики.
Шаровые скопления. Эти скопления во многих отношениях отличаются от рассеянных скоплений и ассоциаций. До сих пор обнаружено около 150 шаровые скоплений и, похоже, это почти все, что есть в Галактике. Не заметить их трудно: при диаметре от 40 до 900 св. лет они содержат от 10 000 до нескольких миллионов звезд. Такие «монстры» видны на больших расстояниях. К тому же они не скрываются в запыленном диске Галактики, а заполняют весь ее объем, концентрируясь к галактическому ядру. Фотографии шаровых скоплений, таких, как М 13 в созвездии Геркулеса, представляют впечатляющее зрелище. В центре скопления звезды кажутся слившимися в единое месиво, хотя в действительности расстояния между ними не так уж малы и столкновения звезд практически не происходят. Каждая из звезд движется по орбите вокруг центра скопления, а оно само движется по орбите вокруг центра Галактики. Благодаря своей большой массе и плотности шаровые скопления очень устойчивы; они почти без изменений существуют миллиарды лет. Их звезды родились в эпоху формирования Галактики; они содержат мало тяжелых элементов и относятся к Населению II. В нашу эпоху такие звезды уже не формируются.
Источники энергии звезд. Когда теория Эйнштейна возвестила об эквивалентности массы (m) и энергии (E), связанных соотношением E = mc2, где c — скорость света, стало ясно, что для поддержания излучения Солнца с мощностью 4ґ1026 Вт необходимо ежесекундно превращать в излучение 4,5 млн. т его массы. По земным меркам эта величина выглядит большой, но для Солнца, имеющего массу 2ґ1027 т, такая потеря остается незаметной в течение миллиардов лет. Излучение звезд поддерживается в основном за счет двух типов термоядерных реакций. У массивных звезд это реакции углерод-азотного цикла, а у маломассивных звезд типа Солнца это протон-протонные реакции. В первых углерод играет роль катализатора: сам не расходуется, но способствует превращению других элементов, в результате чего 4 ядра водорода объединяются в одно ядро гелия.
Выраженные в атомных единицах, массы ядер водорода и гелия составляют соответственно 1,00813 и 4,00389. Четыре водородных ядра (т.е. протона) имеют массу 4,03252 и, следовательно, на 0,02863 а.е., или на 0,7% превосходят массу ядра гелия. Эта разница превращается в энергичные гамма-кванты, которые, много раз поглощаясь и излучаясь, постепенно просачиваются к поверхности звезды и покидают ее в виде света. Похожие трансформации вещества происходят и в протон-протонной реакции:
В принципе возможно великое множество других термоядерных реакций, но расчеты показывают, что при температурах, царящих в ядрах звезд, именно реакции этих двух циклов происходят наиболее интенсивно и дают выход энергии, в точности необходимый для поддержания наблюдаемого излучения звезд. Как видим, звезда — это природная установка для управляемых термоядерных реакций. Если создать в земной лаборатории такие же температуру и давление плазмы, то и в ней начнутся такие же ядерные реакции. Но как удержать эту плазму в пределах лаборатории? Ведь у нас нет материала, который бы выдержал прикосновение вещества с температурой 10-20 млн. К и при этом не испарился. А звезде этого не требуется: ее мощная гравитация с успехом противостоит гигантскому давлению плазмы. Пока в звезде протекают протон-протонная реакция или углерод- азотный цикл, она находится на главной последовательности, где проводит основную часть жизни. Позже, когда у звезды образуется гелиевое ядро и температура в нем повысится, происходит «гелиевая вспышка», т.е. начинаются реакции превращения гелия в более тяжелые элементы, также приводящие к выделению энергии.
Строение звезд. Может показаться, что невозможно узнать что-либо о внутреннем строении звезд. Не только далекие звезды, но и наше Солнце кажется абсолютно недоступным для изучения его недр. Тем не менее о строении звезд мы знаем не меньше, чем о строении Земли. Дело в том, что звезды — это газовые шары, в большинстве своем — стабильные, не испытывающие ни коллапса, ни расширения. Поэтому на любой глубине давление газа равно весу вышележащих слоев, а поток излучения пропорционален перепаду температуры от внутренних горячих к наружным холодным слоям. Этих условий, сформулированных в виде математических уравнений, достаточно, чтобы на основе законов поведения газа рассчитать структуру звезды, т.е. изменение давления, температуры и плотности с глубиной. При этом из наблюдений нужно знать только массу, радиус, светимость и химический состав звезды, чтобы теоретически определить ее структуру. Расчеты показывают, что в центре Солнца температура достигает 16 млн. К, плотность 160 г/см3, а давление 400 млрд. атм. Звезда является природной саморегулирующейся системой. Если по какой-то причине мощность энерговыделения в ядре звезды не сможет компенсировать излучение энергии с поверхности, то звезда не сможет противостоять гравитации: она начнет сжиматься, от этого повысится температура в ее ядре и возрастет интенсивность ядерных реакций — таким образом баланс энергии будет восстановлен.
Эволюция звезд. Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвездного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. В прошлом столетии вообще считали, что энергии, выделяющейся при сжатии звезды, достаточно для поддержания ее светимости, но геологические данные пришли в противоречие с этой гипотезой: возраст Земли оказался значительно больше того времени, в течение которого Солнце могло бы поддерживать свое излучение за счет сжатия (ок. 30 млн. лет). Сжатие звезды приводит к повышению температуры в ее ядре; когда она достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции, и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рессела, пока не закончатся запасы топлива в ее ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗДЫ начинается с холодного и разреженного газо-пылевого облака и для большинства звезд заканчивается в виде сжатого силой тяжести белого карлика.
В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Ее светимость растет, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса ее изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжелые элементы.
Белые карлики и нейтронные звезды. Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и ее быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Размер атмосферы звезды увеличивается еще больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звездного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от ее исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик, нейтронная звезда (пульсар) или черная дыра. Подавляющее большинство звезд, 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 темной и невидимой. У звезд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны, упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 100 млн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.
См. также НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА.
Черные дыры. У звезд более массивных, чем предшественники нейтронных звезд, ядра испытывают полный гравитационной коллапс. По мере сжатия такого объекта сила тяжести на его поверхности возрастает настолько, что никакие частицы и даже свет не могут ее покинуть, — объект становится невидимым. В его окрестности существенно изменяются свойства пространства-времени; их может описать только общая теория относительности. Такие объекты называют черными дырами. Если предшественник черной дыры был членом затменной двойной системы, то и черная дыра будет продолжать обращаться вокруг соседней нормальной звезды. Про этом газ из атмосферы звезды может попадать в окрестность черной дыры и падать на нее. Но прежде чем исчезнуть в области невидимости (под горизонтом событий), он разогреется до высокой температуры и станет источником рентгеновского излучения, которое можно наблюдать с помощью специальных телескопов. Когда нормальная звезда заслоняет черную дыру, рентгеновское излучение должно пропадать. Несколько затменных двойных с рентгеновскими источниками уже обнаружено; в них подозревают наличие черных дыр. Пример такой системы — объект Лебедь X-1. Спектральный анализ показал, что орбитальный период этой системы 5,6 сут, и с таким же периодом происходят рентгеновские затмения. Почти нет сомнений, что там находится черная дыра.
См. также ЧЕРНАЯ ДЫРА.
Продолжительность эволюции звезд. Если отвлечься от некоторых катастрофических эпизодов в жизни звезд, то человеческая жизнь слишком коротка, чтобы заметить эволюционные изменения каждой конкретной звезды. Поэтому об эволюции звезд судят так же, как о росте деревьев в лесу, т.е. одновременно наблюдая множество экземпляров, находящихся в данный момент на разных стадиях эволюции. Скорость и картина эволюции звезды почти полностью определяются ее массой; некоторое влияние оказывает и химический состав. Звезда может быть физически молодой, но уже эволюционно состарившейся в таком же смысле, как месячный мышонок старше годовалого слоненка. Дело в том, что интенсивность выделения энергии (светимость) звезд очень быстро возрастает с ростом их массы. Поэтому более массивные звезды гораздо быстрее сжигают свое горючее, чем маломассивные. Яркие массивные звезды верхней части главной последовательности (спектральные классы О, В и А) живут значительно меньше, чем звезды типа Солнца и еще менее массивные члены нижней части главной последовательности. Поэтому родившиеся одновременно с Солнцем звезды классов О, В и А уже давно закончили свою эволюцию, а те, что наблюдаются сейчас (например, в созвездии Ориона), должны были родиться относительно недавно. В окрестности Солнца встречаются звезды различного физического и эволюционного возраста. Однако в каждом звездном скоплении все его члены имеют практически одинаковый физический возраст. Изучая самые молодые скопления с возрастом ок. 1 млн. лет, мы видим все его звезды на главной последовательности, а некоторые еще только приближающимися к ней. В более старых скоплениях наиболее яркие звезды уже покинули главную последовательность и стали красными гигантами. У наиболее старых скоплений осталась лишь нижняя часть главной последовательности, но зато богато населены звездами ветвь гигантов и следующая за ней горизонтальная ветвь. Если сравнить между собой диаграммы Герцшпрунга — Рессела различных рассеянных скоплений, то можно легко понять, какое из них старше. Об этом судят по положению точки обрыва главной последовательности, отмечающей вершину ее сохранившейся нижней части. У двойного скопления h и c Персея эта точка лежит значительно выше, чем у скоплений Плеяды и Гиады, следовательно, оно намного моложе их. Диаграммы Герцшпрунга — Рессела шаровых скоплений указывают на их очень большой возраст, близкий к возрасту самой Галактики. Эти скопления состоят из звезд, сформировавшихся в ту далекую эпоху, когда вещество Галактики почти не содержало тяжелых элементов. Поэтому их эволюция протекает не совсем так, как у современных звезд, хотя в целом соответствует ей.
В заключение укажем, что возраст Солнца около 5 млрд. лет, и в настоящее время оно находится в середине своего эволюционного пути. Но если бы исходная масса Солнца была всего вдвое выше, то его эволюция уже давно закончилась бы, и жизнь на Земле так и не успела бы достигнуть своей вершины в образе человека.
См. также
АСТРОНОМИЯ И АСТРОФИЗИКА;
ГАЛАКТИКИ;
ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС;
МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО;
СОЛНЦЕ.
ЛИТЕРАТУРА
Тейлер Р. Строение и эволюция звезд. М., 1973 Каплан С.А. Физика звезд. М., 1977 Шкловский И.С. Звезды. Их рождение, жизнь и смерть. М., 1984 Масевич А.Г., Тутуков А.В. Эволюция звезд: теория и наблюдения. М., 1988 Бисноватый-Коган Г. С., Физические процессы теории звездной эволюции. М., 1989 Сурдин В.Г., Ламзин С. А., Протозвезды. Где, как и из чего формируются звезды. М., 1992

Энциклопедия Кольера. — Открытое общество. 2000.