Звёздная эволюция

Размеры, масса и светимость звезд

Каждая звезда в космосе характеризуется тремя основными параметрами:

Звездная величина. Это мера яркости звезд с точки зрения земного наблюдателя. Чем ярче объект, тем меньше его звездная величина.
Температура. Она варьируется от 2000°C до 100000°C и выше, которая повышается к центру ядра.
Масса. Отличается в зависимости от количества вещества, содержащегося в небесном теле. Измеряется в солнечных массах.
Плотность. Зависит от размера звезды. У гигантов она намного меньше, чем у средних и маленьких светил.
Диаметр. Варьируется от нескольких км до сотен миллионов км.

Светимость обозначает то количество света, которое отправляет единица площади звезды. Светимость солнца принята за 1. Она относится к желтым карликам.

Дальнейшее распределение по классам идет в зависимости от светимости и цвета звезды, который тождественен температуре. Размеры звезд — величина не постоянная и меняется за цикл их жизни.

Солнце — это сияющее небесное тело в центре Солнечной системы. Ее диаметр почти 1000400000 км. Чтобы добраться от одного полюса к другому нужно потратить 2 месяца. Также потребуется серьезная теплозащита.

Но Солнце — это не самое большое светило. Самые яркие звезды превышают размер Солнца. VV Цефея В по самым скромным подсчетам она больше Солнца в 13-25 раз.

Полярная звезда очень яркая потому, что она в 37 раз больше Солнца. Она находится от нас относительно недалеко. Звезда Туманности Пион одна из самых ярких во всей галактике млечного пути.

Она в 92 раза больше Солнца. Но это не предел. Например, звездный гигант Денеб более, чем в 2 раза превышает размер предыдущей. Диаметр Денеба в 203 раза превышает этот размер солнца.

Гигант Ро Кассиопеи больше размера Денеба, его радиус превосходит солнечный в 500 раз.

Существует мера длины как солнечный радиус. Он у гиганта Бетельгейзе составляет 995 этих мер.

Есть еще гиганты во Вселенной. Астрономы выяснили, что на пике пульсации их диаметры намного больше солнечного. Существуют объекты, превышающие размеры небесных светил. Это черная дыра Сомбреро.

Как и все черные дыры она была названа в честь галактики, в которой находится. Ее примерный диаметр почти 6 млрд. км.

Потом сбросив водородную оболочку, превратится в белого карлика. Звезды с большей массой живут дольше солнцеподобной звездочки. И через несколько млрд. лет они станут красными сверхгигантами.

Потом взорвутся и, в зависимости от массы, станут нейтронными телами или черными дырами.

Звезды. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.

Сопоставление светимостей звезд с их спектральными классами впервые было сделано в начале XX века Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Расселом, поэтому диаграмму спектр-светимость часто называют диаграммой Герцшпрунга–Рассела. На этой диаграмме по оси абсцисс откладываются спектральные классы (или эффективные температуры), по оси ординат – светимости L (или абсолютные звездные величины М). Если бы между светимостями и их температурами не было никакой зависимости, то все звезды распределялись на такой диаграмме равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются несколько закономерностей, которые называют последовательностями.

Большинство звезд (около 90 %), располагаются на диаграмме вдоль длинной узкой полосы, называемой главной последовательностью. Она протянулась из верхнего левого угла (от голубых сверхгигантов) в нижний правый угол (до красных карликов). К звездам главной последовательности относится Солнце, светимость которого принимают за единицу. Точки, соответствующие гигантам и сверхгигантам, располагаются над главной последовательностью справа, а соответствующие белым карликам – в нижнем левом углу, под главной последовательностью. По распределению звезд в соответствии с их светимостью и температурой на диаграмме Герцшпрунга–Рассела выделены следующие классы светимости:

сверхгиганты – I класс светимости;
гиганты – II класс светимости;
звезды главной последовательности – V класс светимости;
субкарлики – VI класс светимости;
белые карлики – VII класс светимости.

Принято указывать класс светимости после спектрального класса звезды. Солнце – звезда G2V. В настоящее время выяснилось, что звезды главной последовательности – нормальные звезды, похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода в термоядерных реакциях. Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части главной последовательности и являются голубыми гигантами. Самые маленькие по массе звезды – карлики. Они располагаются в нижней части главной последовательности. Параллельно главной последовательности, но несколько ниже ее располагаются субкарлики. Они отличаются от звезд главной последовательности меньшим содержанием металлов.

Выяснилось, что положение звезды на диаграмме Герцшпрунга – Рассела изменяется в зависимости от возраста звезды. Большую часть своей жизни звезда проводит на главной последовательности. В этот период ее цвет, температура, светимость и другие параметры почти не меняются. Но до того, как звезда достигнет этого устойчивого состояния, еще в состоянии протозвезды, она имеет красный цвет и в течение короткого времени большую светимость, чем будет иметь на главной последовательности.

Звезды большой массы (сверхгиганты) щедро расходуют свою энергию, и эволюция таких звезд продолжается всего сотни миллионов лет. Поэтому голубые сверхгиганты являются молодыми звездами. Стадии эволюции звезды после главной последовательности также короткие. Типичные звезды становятся при этом красными гигантами, очень массивные звезды – красными сверхгигантами. Звезда быстро увеличивается в размере, и ее светимость возрастает. Именно эти фазы эволюции отражаются на диаграмме Герцшпрунга–Рассела. В 1911–24 гг. астрономы Холм, Рассел, Герцшпрунг и Эддингтон установили, что для звезд главной последовательности существует связь между светимостью L и массой М, и построили диаграмму масса–светимость.

Термоядерный механизм излучения звезды качественно объясняет зависимость масса–светимость: чем больше масса, тем больше светимость. Действительно, при большей массе в недрах звезды достигаются более высокие температуры. Вероятность реакций синтеза возрастает, соответственно выделяется больше энергии и увеличивается светимость звезды.

Классификация сверхновых

Сверхновые принято разделять на два основных класса (I и II). Эти классы можно назвать спектральными, т.к. их отличает присутствие и отсутствие линий водорода в их спектрах. Также эти классы заметно отличаются визуально. Все сверхновые I класса схожи как по мощности взрыва, так и по динамике изменения блеска. Сверхновые же II класса весьма разнообразны в этом плане. Мощность их взрыва и динамика изменения блеска лежит в весьма обширном диапазоне.

Все сверхновые II класса порождаются гравитационным коллапсом в недрах массивных звезд. Другими словами, этот тот самый, знакомый нам, взрыв сверхгигантов. Среди сверхновых первого класса существуют те, механизм взрыва которых скорее схож с взрывом новых звезд.

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.

Вселенские вспышки

Гамма вспышка в галактике 4C 71,07

Гиперновые взрывы случаются ещё реже. В нашей галактике такое событие случаются раз в сотни тысяч лет. Однако, гамма-всплески, порождаемые гиперновыми, наблюдаются почти ежедневно. Они настолько мощны, что регистрируются практически со всех уголков Вселенной.

К примеру, один из гамма-всплесков, расположенных в 7,5 миллиардов световых лет, можно было разглядеть невооружённым глазом. Произойти он в галактике Андромеда, земное небо на пару секунд осветила звезда с яркостью полной луны. Произойти он на другом краю нашей галактики, на фоне Млечного Пути появилось бы второе Солнце! Получается, яркость вспышки в квадриллионы раз ярче Солнца и в миллионы раз ярче нашей Галактики. Учитывая, что галактик во Вселенной миллиарды, неудивительно, почему такие события регистрируются ежедневно.

Типы звезд: гигантские и сверхгигантские звезды

Гиганты и сверхгиганты образуются, когда у звезды заканчивается водород и начинается сжигание гелия.

Это самые большие звезды во Вселенной.

По мере того, как ядро звезды сжимается и нагревается, возникающее в результате тепло впоследствии заставляет внешние слои звезды расширяться наружу.

Звезды с малой или средней массой превращаются в красных гигантов, а звезды с большой массой, примерно в 10+ раз больше, чем Солнце, становятся красными сверхгигантами.

Звезда может сжаться и стать голубым сверхгигантом в периоды медленного синтеза.

Синий цвет обычно присутствует, когда температура распределяется по небольшой площади поверхности, что делает их более горячими.

Также могут возникать колебания между красным и синим.

Синий гигант

Голубые гиганты очень редки, потому что они развиваются только из более массивных и менее распространенных звезд, а также потому, что у них короткая жизнь.

Звезды с классами светимости III и II (яркий гигант и гигант) называются голубыми гигантами.

Их спектральные классы — O, B и A.

Термин «голубой гигант» относится к множеству звезд, находящихся на разных стадиях развития.

Это эволюционировавшие звезды, которые переместились с главной последовательности, но имеют мало общего.

Однако настоящие голубые гиганты имеют температуру выше 10 000 К.

Температура голубого гиганта может варьироваться вплоть до 33 000+ К, а светимость примерно в 1000 раз больше, чем у Солнца.

Они имеют массу от 2 до 150 масс нашего Солнца и обычно существуют от 10 до 100 миллионов лет.

Примерами голубого гиганта являются «Мейсса» и «Йота Орионис».

Синий сверхгигант

Голубые сверхгиганты также редки.

В науке они известны как сверхгиганты OB и обычно имеют классификацию светимости I и спектральную классификацию B9 или более раннюю.

Обычно они крупнее Солнца, но меньше красных сверхгигантов с массой от 10 до 100 масс Солнца.

Голубые сверхгиганты имеют температуру от 10 000 до 50 000 К и светимость от 10 000 до 1 миллиона раз больше, чем у Солнца.

Они живут очень короткой жизнью, около 10 миллионов лет.

Из-за своей массы голубые сверхгиганты быстро сжигают запасы водорода.

Некоторые звезды эволюционируют непосредственно в звезды Вольфа-Райе (Wolf-Rayet), перескакивая через обычную фазу голубого сверхгиганта.

Примерами голубого сверхгиганта являются «Ригель» и «Тау Большого Пса».

Красный гигант

Красные гиганты относятся к спектральным классам M и K, они намного меньше красных сверхгигантов и гораздо менее массивны.

Когда звезда израсходовала свой запас водорода в своем ядре, синтез прекращается, и звезда больше не создает внешнее давление, чтобы противодействовать внутреннему давлению, стягивающему ее.

Поэтому водородная оболочка вокруг ядра воспламеняется, продолжая жизнь звезды, но заставляя ее резко увеличиваться в размерах.

Это то, что создает красный гигант.

Красные гиганты могут быть в 100 раз больше, чем была звезда в фазе своей главной последовательности.

Когда это водородное топливо израсходовано, в реакциях термоядерного синтеза могут быть израсходованы дополнительные оболочки гелия и даже более тяжелых элементов.

Обычно они имеют температуру от 3300 до 5300 К и светимость от 100 до 1000 раз больше, чем у Солнца.

Они также имеют массу от 0,3 до 10 масс Солнца.

Красные гиганты живут от 0,1 до 2 миллиардов лет, прежде чем у них полностью закончится топливо и они станут белыми карликами.

Примерами красного гиганта являются «Альдебаран» и «Арктур».

Красный сверхгигант

Красные сверхгигантские звезды — это звезды, которые исчерпали свой запас водорода в своих ядрах, и поэтому их внешние слои сильно расширяются по мере того, как они эволюционируют от главной последовательности.

Они относятся к спектральным классам K и M и являются одними из самых больших звезд во Вселенной, хотя и не самыми массивными или яркими.

Они имеют температуру от 3500 до 4500 К и светимость от 1000 до 800000 раз больше, чем у Солнца.

Красные сверхгиганты имеют массу от 10 до 40 масс Солнца и живут от 3 до 100 миллионов лет.

Некоторые красные сверхгиганты, которые все еще могут создавать тяжелые элементы, в конечном итоге взрываются как сверхновые II типа.

Примерами красного сверхгиганта являются «Антарес» и «Бетельгейзе».

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.

Виды и классификация

Галактика не имеет чётких границ, поэтому точно понять, где они заканчиваются, и начинается межгалактическое пространство невозможно. В самой космической системе имеются планеты, туманности, звёзды, звёздные скопления. Но они есть и вокруг систем. Учёные различают следующие формы космических систем:

Эллиптическая. Эллиптический звёздный остров относятся к первому классу. Его особенностью является отсутствие рукавов, диска, центрального ядра. По большому счёту он является балджем огромного размера, состоящим из галактической сферы неправильной (вытянутой) или идеально круглой, шарообразной формы. Звёздный состав эллиптических систем включает старых красных гигантов или красных, жёлтых карликов. Массивных, активных светил в них нет или они крайне редки. В список галактик эллипсоидной формы входит М87, расположенная на расстоянии в 53,5 млн световых лет от Земли.
Линзовидная. Является промежуточным звеном между спиральными и эллиптическими звёздными островами. У астрономов существует версия, что линзовидная галактика образовалась из спиральной, у которой слились рукава, а потенциал звездообразования закончился. У неё имеется массивное ядро, распластанные газовый и звёздный диски. Внешне напоминает двояковыпуклую линзу из-за контраста плоских дисков и объёмного, выступающего балджа. Состоит из старых звёзд, чёрных дыр, маленьких зрелых светил остатков сверхновых звёзд, галактической пыли. Одна из подобных космических систем под названием Веретено располагается от Земли на расстоянии в 45 млн световых лет.
С перемычкой. Система округлой формы, которую посередине пересекает яркая перемычка, состоящая из звёзд и межзвёздного газа. Рукава идут от краёв этой перемычки (бара). Галактика с перемычкой очень схожа со спиральной. Основное их отличие в том, что спирали начинаются от бара, а не от ядра. Примером является NGC 1300, расположенная в 60 млн световых лет от нашей планеты.
Спиральная. В классическом варианте спиральная галактика – это активно вращающийся звёздный остров в виде эллипса, в котором от балджа отходят рукава в виде закрученных спиралей. У большинства таких космических объектов есть перемычки. В рукавах активно образуются молодые звёзды из-за большого содержания там свободной видимой материи. Список галактик в виде спирали обширен. Такие системы составляют 55% от всего количества звёздных островов во Вселенной. Интересным фактом является то, что у них немного рукавов. Спираль закручивается не очень туго, звёзды свободно перемещаются из одной её части в другую. Почему рукава не закручиваются больше ещё не известно. Одной из версий является то, что спираль закручивается под влиянием волн плотности, сжимающие пылевые и газовые облака, попадающие в галактические рукава. В результате активируется образование звёзд, в основном массивных и ярких, жизненный срок которых составляет несколько миллионов лет. При этом они находятся практически всегда в фиксированном положении, что обеспечивает стабильность спиралей. Но эта гипотеза так и остаётся предположением без доказательств, потому что длительное изучение развития галактических систем невозможно из-за их сложной структуры. Самая известная галактика, относящаяся к этому типу – Млечный Путь.
Неправильная. Очень редкая разновидность звёздных островков. Состоит из газа, пыли, звёздных скоплений, но в них отсутствуют основные структурные элементы, такие как балдж, рукава. По структуре и внешнему виду неправильная галактика похожа на рваные облака. Такой формой она часто обязана воздействию гравитационных полей. Но иногда приобретает рваный вид сама по себе. Интересными, с точки зрения, астрономии является карликовая неправильная галактика. Она наполнена газом – необходимым элементом для образования новых звёзд. В ней мало металлов и они очень компактные по размеру. Всё это в совокупности создаёт оптимальные условия для зарождения ярких, огромных звёзд, которые очень быстро гаснут. К неправильной системе относится NGC 4449, располагающаяся 12 млн световых лет от Земли.

Бар (перемычка) проходит от внутренних концов спиральных ветвей (голубые) к центру галактики. NGC 1300.

Планета Земля входит в Млечный Путь, это спиральная галактика с перемычкой. Включает более 150 млрд звёзд, световой луч с одной стороны Млечного Пути до другого проходит за сотню тысяч лет. Солнечная система располагается на краю нашей галактики. Расстояние от Солнца до ядра Млечного Пути составляет 30 000 световых лет.

Красные гиганты и инфракрасные гиганты

По мере вырождения красных гигантов, спектр их излучения может смещаться в инфракрасную, невидимую для человека, зону. Красные гиганты и инфракрасные гиганты расположены на диаграмме над главной последовательностью справа. Во Вселенной есть гигантские объекты, настолько холодные, что даже огромные размеры не позволяют их обнаружить.

В качестве примера можно привести двойную звезду Эпсилон Возничего. В 19-м веке астрономы обнаружили, что этот объект периодически становится тусклым, затем светимость восстанавливается. Современные исследования показали, что Эпсилон Возничего – система двойной звезды, одна из которых периодически затмевает другую. Один из компонентов — яркая звезда класса F, белый сверхгигант с диаметром в 190 раз больше солнечного. Второй компонент относится к спектральному классу В, имеет радиус в 2700 раз больше солнечного. Несмотря на огромные размеры, увидеть его невооруженным глазом невозможно. Это связано с низкой температурой поверхности (16000 К), что обусловливает испускание излучения в инфракрасном диапазоне.

Сравнительные размеры Солнца и одного из красных гигантов

Исследование Вселенной показало, что инфракрасные объекты не являются редкостью в космосе. Современное оборудование позволяет изучать объекты, излучающие в холодном спектре: коричневые карлики, молодые разогревающиеся звезды, межгалактическую пыль, следовое излучение погибших космических объектов, а также пополнять список известных человеку галактик. Так, при помощи специального телескопа Spitzer была обнаружена уникальная система, состоящая из четырех инфракрасных галактик.

Как думаете, все ли знает современная наука об эволюции звезд? Или нас еще ждут новые открытия?

Трансформация белого карлика

Сверхновая типа Ia

Особую категорию сверхновых составляет вспышки Ia класса. Это единственный класс сверхновых звезд, который может происходить в эллиптических галактиках. Такая особенность говорит о том, что эти вспышки не являются продуктом смерти сверхгигантов. Сверхгиганты не доживают до того момента, как их галактики «состарятся», т.е. станут эллиптическими. Также все вспышки этого класса имеют практически одинаковую яркость. Благодаря этому сверхновые Ia типа являются «стандартными свечами» Вселенной.

Они возникают по отличительно иной схеме. Как отмечалось ранее, эти взрывы по своей природе чем-то сходны с новыми взрывами. Одна из схем их возникновения предполагает, что они также зарождаются в тесной системе белого карлика и его звезды-компаньона. Однако, в отличие от новых звезд, здесь происходит детонация иного, более катастрофического типа.

По мере «пожирания» своего компаньона, белый карлик увеличивается в массе до тех пор, пока не достигнет предела Чандрасекара. Этот предел, примерно равный 1,38 солнечной массы, является верхней границы массы белого карлика, после которого он превращается в нейтронную звезду. Такое событие сопровождается термоядерным взрывом с колоссальным выделением энергии, на много порядков превышающим обычный новый взрыв. Практически неизменное значение предела Чандрасекара объясняет столь малое расхождение в яркостях различных вспышек данного подкласса. Эта яркость почти в 6 миллиардов раз превышает солнечную светимость, а динамика её изменения такая же, как у сверхновых Ib, Ic класса.

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.