Типы звезд: классификация, размер и жизненный цикл
Здравствуйте, друзья-товарищи!
Наша галактика Млечный Путь состоит из 100 000 миллионов звезд богатого разнообразия!
Самые молодые собирают газ и пыль, чтобы начать ядерный синтез.
Средневозрастные устойчиво существуют уже несколько сотен тысяч лет.
Красные гиганты приближаются к своему концу, расширяясь, прежде чем резко сжаться в нейтронные звезды.
Пульсары — это мертвые звезды, периодически испускающие лучи мощного излучения.
Море звезд.
Когда обнаруживают звезды, их распределяют по разным группам: коричневые, белые или красные карлики, красные гиганты, пульсары, сверхгиганты и т. д.
Как учёные это делают?
Давайте взглянем.
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
Диаграмма HR (Герцшпрунга-Рассела — Hertzsprung-Russell) играет важную роль в понимании жизненного цикла звезд на основе их цвета и яркости (светимости).
На оси Y диаграмма показывает светимость звезды относительно Солнца.
Звезды выше на карте, где находится Солнце (отмечено цифрой 1 на оси Y), ярче Солнца, а звезды ниже — тусклее.
На оси X диаграммы показаны звезды с уменьшающейся температурой поверхности, которую мы измеряем по их цвету.
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела.
Их звездная эволюция представлена на диаграмме четырьмя стадиями или группами:
- Сверхгиганты очень большие, очень крутые и яркие. Они расположены в правом верхнем углу диаграммы HR;
- Гиганты холоднее сверхгигантов и занимают область под ними. Они также меньше и тусклее, чем их супер-коллеги;
- Белые карлики занимают нижнюю левую часть диаграммы. Они горячие и маленькие;
- Звезды главной последовательности — это те, кто находится в центральной части своей жизни. Эта область простирается от верхнего левого угла до нижнего правого угла диаграммы. Наше Солнце находится в середине области главной последовательности.
Классификация звездных температур Моргана-Кинана
Классификация температуры звезд Моргана-Кинана (МК — Morgan-Keenan) делит звезды на 7 категорий (от самых горячих до самых холодных: OBAFGKM) в зависимости от температуры их хромосферы.
Эти буквы взяты из ранее разработанной Гарвардской классификации, которая оказалась неадекватной.
Мнемоника «О, будь хорошей девочкой, поцелуй меня», возможно, неполиткорректна, но поможет вам запомнить их порядок.
- O для самых горячих (>30 000 К) голубых звезд, таких как 10 Lacertae;
- B — яркие сине-белые звезды, такие как Спика (Spica — 10 000–30 000 К);
- A для молодых белых звезд, таких как Сириус и Вега (Sirius, Vega — 7500–10 000 К);
- F для желто-белых звезд, таких как Канопус (Canopus — 6000–7500 К);
- G — желтые звезды, подобные нашему Солнцу (Sun — 5200–6000 К);
- K для светло-оранжевых звезд, таких как Арктур (Arcturus — 3700–5200 К);
- Наконец, M означает холодные оранжево-красные звезды, такие как Бетельгейзе (Betelgeuse — 2400–3700 К).
Эти буквы сочетаются с одной цифрой от 0 до 9, которая разделяет эти основные классификации.
0 — самый горячий, а 9 — самый холодный, поэтому, например, звезда G0 горячее, чем звезда G6.
Спектральные классы Моргана-Кинана.
Классы светимости Йеркса
Система звездной классификации звезд Моргана-Кинана основана на их спектре, определяемом температурой.
Она не учитывает гравитацию и светимость, которые влияют на яркость.
Например, две звезды могут иметь одинаковую температуру, но совершенно разную светимость.
Для распознавания звезд на основе гравитации и светимости была построена система классификации Йеркса (Yerkes), в рамках которой существует шесть классов.
| Сорт | Описание | Пример |
|---|---|---|
| Ia | Светящиеся сверхгиганты | Эта Большого Пса |
| Iab | Светящиеся сверхгиганты среднего размера | Гамма Лебедя |
| Ib | Сверхгиганты | Зета Персея |
| II | Светящиеся гиганты | Бета Зайца |
| III | Гиганты | Арктур |
| IV | Субгиганты | Гамма Кассиопеи |
| V | Звезды главной последовательности | Наше Солнце, Сириус |
| VI (или префикс SD) | Субкарлики | Звезда Каптейна |
| VII (или префикс D) | Белые карлики | Звезда ван Маанена |
Подводя итог, звезда оценивается как по классификации Моргана-Кинана, так и по светимости Йеркса.
Эти две звезды сливаются воедино, поэтому звезда Эпсилон Рыбы, двойная звезда в созвездии Рыб, имеет класс G9III.
Часть «G9» означает, что он относится к девятому классу (самому тусклому) категории G, которая предназначена для желтых звезд, таких как наше Солнце.
Часть «III» означает, что это гигантская звезда.
В целом классификация говорит нам, что Эпсилон Рыбы — гигантская желтая звезда.
Однако звезды не обязательно попадают в одну оценку.
Говорят, что звезда, которая классифицируется как A3-4IV/V, находится между спектральными классами A3 и A4 и является либо субгигантом, либо звездой главной последовательности.
Типы звезд до главной последовательности
Некоторые звезды слишком молоды, чтобы их можно было назвать звездами главной последовательности.
Давайте посмотрим на некоторые из этих исключений.
Протозвезда
Протозвезда знаменует собой первый шаг в звездной эволюции.
Скопление газа и пыли выглядит как звезда, но это не так, потому что в ее ядре еще недостаточно давления и температуры для термоядерного синтеза.
HBC 1, звезда до главной последовательности.
Коллапсирующее облако станет звездой, когда температура его ядра достигнет 10 миллионов Кельвинов — температуры, необходимой для синтеза водорода.
Протозвезды покрыты глубокими слоями газа и пыли и излучают мало энергии, поэтому оптически их невозможно увидеть, за исключением очень низких длин волн.
Когда звездные ветры рассеивают внешние слои, протозвезды вступают в стадию, предшествующую главной последовательности.
Теперь они занимают звездную линию рождения диаграммы HR, которая является началом связи между светимостью и температурой.
Протозвезды малой массы остаются на этой стадии в течение 500 000 лет.
HOPS 383 в Орионе была первым и самым молодым задокументированным извержением.
Звезда типа T Тельца
Звезды Т Тельца — это промежуточный этап для звезды, которая находится на пути к тому, чтобы стать звездой главной последовательности.
Эти звезды по размеру и температуре схожи со звездами главной последовательности, такими как наше Солнце.
Но им не хватает внутренней температуры для термоядерного синтеза.
Время жизни звезды в фазе Т Тельца составляет 100 миллионов лет.
Коричневый карлик
Коричневые карлики весят примерно в 0,0075 массы Солнца, что недостаточно для запуска ядерного синтеза (минимальная масса в 75 раз превышает массу Юпитера).
Говорят, что коричневые карлики застряли между планетой и звездой, потому что они обладают многими свойствами, присущими обеим группам, но не являются ни планетами, ни звездами.
Коричневые карлики плавят дейтерий очень рано во время своего формирования.
Это раннее слияние придает им некоторое сияние (именно поэтому мы можем их обнаружить), но этого недостаточно, чтобы назвать их звездами.
Звезда коричневого карлика.
Поскольку синтез не продолжается, оставшаяся энергия от их образования и этого синтеза излучается наружу, но со временем истощается.
Вот почему коричневые карлики со временем остывают, и с возрастом их становится труднее обнаружить.
Вопреки распространенному мнению, Юпитер не является коричневым карликом или какой-либо другой неудавшейся звездой.
Звезды главной последовательности
Большинство существующих звезд находятся в фазе главной последовательности, где они проводят большую часть своей жизни.
Нашему Солнцу потребовалось 20 миллионов лет после своего образования, чтобы достичь стадии главной последовательности, и оно останется звездой главной последовательности в течение 10 миллиардов лет.
Звезды главной последовательности делятся на две основные группы в зависимости от основного источника энергии.
Звезды, такие же массивные, как Солнце или меньше, получают свою энергию в результате цепных реакций протон-протон.
Этот тип ядерного синтеза объединяет два атома водорода в один гелий.
Это реакция термоядерного синтеза, происходящая внутри Солнца.
Звезды, более массивные, чем наше Солнце, получают энергию от цикла CNO, который означает углерод, азот и кислород.
Звезда красный карлик
Массивные звезды имеют большее давление в своих ядрах, из-за чего они исчерпывают запасы водорода гораздо быстрее, чем менее массивные звезды.
Короче говоря, чем больше масса звезды, тем короче ее жизнь.
Самые маленькие звезды – красные карлики.
Они также являются наиболее распространенным типом звезд в нашем небесном окружении.
Проксима Центавра (Proxima Centauri).
Их масса в 0,08–0,5 раза больше солнечной, и они настолько холодны (для звезды) – около 4900 градусов по Фаренгейту – что светятся только красным.
Температура поверхности нашего Солнца составляет 44 000 градусов по Фаренгейту.
Их малая масса и размер заставляют их очень медленно сжигать водород, что дает им продолжительность жизни в 10 триллионов лет.
Именно поэтому их так много: это самые долгоживущие звезды.
Желтые звезды главной последовательности
Звезды, подобные нашему Солнцу, относятся к звездам главной последовательности G-типа, масса которых колеблется от 0,8 до 1,1 массы Солнца.
Само Солнце является звездой G2V.
Термин «желтый» является неправильным, потому что эти звезды на самом деле не желтые, а белые.
Солнце выглядит желтым из-за влияния нашей атмосферы.
Солнце каждую секунду превращает 600 миллионов тонн водорода в гелий.
Звезды-сверхгиганты
На другом конце спектра от красных карликов находятся звезды-сверхгиганты.
Они настолько огромны, что исчерпают запасы водорода менее чем за 30 миллионов лет.
В конце своей жизни они расширяются, превращаясь в сверхгигантские красные звезды, точно так же, как звезда главной последовательности становится красным гигантом.
Однако у сверхгигантов есть отличие: у них нет массы, необходимой для синтеза элементов тяжелее гелия, поэтому они не образуют планетарные туманности, взрывая свои внешние оболочки в космос.
Вместо этого термоядерный синтез продвигается вверх по периодической таблице в их ядре, пока они не разрушаются.
Эти звезды заканчивают жизнь как нейтронные звезды или даже черные дыры.
Ожидается, что самые массивные сверхгиганты по-прежнему умрут в сиянии славы в виде невероятно драматичной сверхновой.
Все, что осталось — это нейтронная звезда.
Типы звезд после главной последовательности
Звезды, занимающие участок главной последовательности на диаграмме HR, должны иметь активные процессы термоядерного синтеза в своих ядрах.
Но в конечном итоге у них закончится водород.
В зависимости от того, насколько они были массовыми и по своему составу, они тогда займут одну из следующих групп.
Голубая гигантская звезда
Голубые гиганты занимают верхний правый угол диаграммы Герцшпрунга-Рассела.
Звезды, которые изначально были в два раза тяжелее Солнца, в 5-10 раз больше его радиуса и с нулевой или более яркой абсолютной величиной, в конечном итоге превратились в голубых гигантов.
Голубых гигантов найти не так легко, как красных гигантов, потому что звезды, соответствующие приведенному выше описанию, встречаются реже.
Красная гигантская звезда
Звезды, первоначальная масса которых от 0,3 до 8 масс Солнца, в конце своей жизни превращаются в красных гигантов.
Их цвет варьируется от желтовато-оранжевого до красного.
Чаще всего яркие звезды — это красные карлики, такие как Арктур и Гамма Креста (Gamma Crucis).
Звезда с массой, близкой к солнечной, будет расширяться после того, как в ее ядре исчерпается водород.
Внешняя оболочка все еще будет сжигать последние небольшие количества водорода во время фазы красного гиганта, которая длится от нескольких тысяч лет до 1 миллиарда лет.
Внешние оболочки отбрасываются, образуя планетарные туманности, а ядро в конечном итоге коллапсирует обратно, превращаясь в белого карлика.
Звезда белый карлик
Считается, что белые карлики — это заключительный этап жизни звезды.
Это плотная материя, оставшаяся после смерти звезды главной последовательности и превратившаяся в тело размером с Землю.
Поскольку ядро больше не активно, белые карлики остывают в течение миллиардов лет, пока в конечном итоге не исчезнут во тьме космоса как черные карлики.
Эта временная шкала длиннее, чем возраст самой Вселенной (13,8 миллиардов лет), поэтому не существует известных черных карликов.
Однако ближайший известный белый карлик находится на расстоянии 8,6 световых лет — Сириус Б (Sirius B).
Нейтронная звезда
Звезды-сверхгиганты, масса которых примерно в 10–25 раз превышает массу Солнца, умирают, взорвавшись в захватывающую дух сверхновую.
После взрыва остатки звезды оставляют после себя коллапс ядра, которое заставляет электроны и протоны вместе превращаться в нейтроны, порождая нейтронную звезду.
Нейтроны останавливают процесс коллапса, поэтому нейтронная звезда остается в этом состоянии почти 100 миллиардов лет.
Эта звезда весит в 1,4 раза больше Солнца, а ее диаметр составляет всего 12,5 миль или 20 километров (размер небольшого города).
Если бы первоначальные звезды были более массивными, чем в 20 раз массивнее Солнца, нейтронная звезда продолжала бы коллапсировать, пока не образовалась бы черная дыра.
Пульсар
Почти все звезды, сжимающиеся в нейтронные звезды, сохраняют свой угловой момент.
Но поскольку нейтронные звезды имеют диаметр всего 20 километров, их небольшой размер заставляет их вращаться очень быстро.
Иногда магнитная и вращательная оси нейтронной звезды не совпадают идеально.
Благодаря этому электромагнитное излучение исходит из его магнитных полюсов и видно нам, когда оно светит в нашу сторону (аналогично тому, как свет от маяка горит постоянно, но мы видим его только тогда, когда он светит в нашу сторону).
Черная дыра
Если масса мертвого ядра звезды превысит массу Солнца в 3–4 раза, то ядро превратится в черную дыру.
Гравитация таких плотных ядер настолько велика, что даже свет не может вырваться наружу, а вся материя упакована в крошечное пространство (называемое сингулярностью) — настолько крошечное, что самая маленькая черная дыра имеет размер всего лишь атома!
Переменные звезды
Переменные звезды, как следует из их названия, периодически колеблются в своей звездной величине.
Поскольку переменные звезды официально не отнесены к какому-либо типу звезд, они не видны на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.
Но их классификация основана на причине их изменчивости.
Лишь немногие звезды колеблются по своей природе, когда их яркость увеличивается или уменьшается.
Многие другие звезды, по-видимому, различаются по своей яркости просто потому, что их спутник вращается вокруг них, и их светимость уменьшается, когда пара проходит мимо Земли.
Наше Солнце само по себе является переменной звездой.
Его яркость меняется на 0,1% в течение 11-летнего солнечного цикла.
Заключение
Наша Вселенная состоит из необычайного собрания звезд.
Они настолько богаты разнообразием и составом, что астрономы классифицировали их по особым классам, чтобы облегчить их идентификацию.
Все звезды рождаются из газа и пыли, но различные стадии и формы, которые они проходят от начала своей жизни до ее конца, захватывают дух.
Большинство этих типов звезд видно на нашем ночном небе.
Что вы собираетесь искать в первую очередь?
Если у вас остались вопросы или вы хотите оставить комментарий по этой статье - напишите его в разделе комментариев ниже.
До скорых встреч! Заходите!
