Типы звезд: руководство по звездной классификации
Любителям космоса — привет!
Не так давно мы с вами узнали какие бываю типы галактик во Вселенной, теперь пришло узнать какие бывают типы звезд.
Звезды — это астрономические объекты, состоящие из плазмы, удерживаемой вместе собственной гравитацией.
Их огромные небесные тела состоят в основном из водорода и гелия, которые производят свет и тепло от бурлящих ядерных горнов внутри их ядер.
Во Вселенной существует множество различных типов звезд, и их можно классифицировать в зависимости от их массы и температуры.
Их также можно классифицировать по их спектрам (элементам, которые они поглощают) и их яркости.
Наша галактика Млечный Путь содержит примерно 300 миллиардов звезд.
Каждая из них ярче нашего Солнца, но намного дальше, поэтому невооруженному глазу они кажутся намного меньше или совсем не видны.
Звезды использовались для небесной навигации и религиозных практик на протяжении многих тысяч лет.
Астрономы сгруппировали звезды в созвездия, чтобы отслеживать их движение и положение Солнца.
Звездообразование
Звезды формируются в огромных облаках газа и пыли.
Гравитация заставляет облака сжиматься, притягивая газ ближе, и по мере того, как эти материалы накапливаются в центре, плотность повышается, а давление увеличивается.
Затем это заставляет материю нагреваться и светиться, в то время как масса увеличивается.
Температура и давление продолжают расти до тех пор, пока не удастся синтезировать водород.
Тепло, выделяемое этим ядерным синтезом, заставляет газ расширяться, и когда достигается гидростатическое равновесие, рождается звезда.
Большинство звезд формируются группами, называемыми звездными скоплениями, но многие из них в конечном итоге выбрасываются из этих скоплений.
| Класс | Температура (K) | Цветность | Масса (M☉) | Радиус (R☉) | Светимость (L☉) | Продолжительность жизни (лет) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| O | ≥ 30,000 | синий | ≥ 16 | ≥ 6.6 | ≥ 30,000 | 10 миллионов |
| B | 10,000–30,000 | сине-белый | 2.1–16 | 1.8–6.6 | 25-30,000 | 100 миллионов |
| A | 7,500–10,000 | белый (сине-белый) | 1.4–2.1 | 1.4–1.8 | 5–25 | 1 миллиард |
| F | 6,000–7,500 | белый (желто-белый) | 1.04–1.4 | 1.15–1.4 | 1.5–5 | 3 миллиарда |
| G | 5,200–6,000 | желтый | 0.8–1.04 | 0.96–1.15 | 0.6–1.5 | 10 миллиардов |
| K | 3,700–5,200 | оранжевый | 0.45–0.8 | 0.7–0.96 | 0.08–0.6 | 50 миллиардов |
| M | 2,400–3,700 | оранжево-красный | 0.08–0.45 | ≤ 0.7 | ≤ 0.08 | 200 миллиардов |
7 основных спектральных типов звезд
Существует 7 основных спектральных классов звезд — O (синие), B (синие), A (синие), F (синие/белые), G (белые/желтые), K (оранжевые/красные) и M (красные).
Звезды классифицируются в зависимости от их температуры: самая горячая — O, а самая холодная — M.
Затем температура каждого спектрального класса подразделяется путем добавления числа: 0 обозначает самую горячую, а 9 — самую холодную.
Эта система известна как система Моргана-Кинана (МК) и была введена Уильямом Уилсоном Морганом (William Wilson Morgan) и Филипом Кинаном (Philip C Keenan) в 1943 году.
Наиболее распространенными типами звезд на нашем ночном небе являются карликовые звезды.
Наиболее распространенным типом карликовых звезд являются красные карлики главной последовательности.
Солнце — это желтый карлик главной последовательности G-звезды, но большинство звезд во Вселенной намного холоднее и имеют небольшую массу.
Фактически, большинство красных карликов главной последовательности слишком тусклые, чтобы их можно было увидеть невооруженным глазом с Земли.
Невооруженным глазом мы можем увидеть около 2000–2500 звезд.
Протозвезды
Протозвезда — это скопление газа, выпавшего из гигантского молекулярного облака.
Это то, что существует до образования звезды.
Эта стадия обычно длится около 100 000 лет, и со временем гравитация и давление увеличиваются, заставляя протозвезду коллапсировать.
Звезды Т Тельца
Звезда T Тельца — это стадия, на которой находится звезда, прежде чем она станет звездой главной последовательности.
Это происходит в конце фазы протозвезды, когда гравитационное давление, удерживающее звезду вместе, является источником всей ее энергии.
Звезды типа Т Тельца не имеют достаточного давления и температуры в своих ядрах, чтобы вызвать ядерный синтез.
Тем не менее, они напоминают звезды главной последовательности — они примерно такой же температуры, но ярче, потому что больше.
Стадия Т Тельца продлится около 100 миллионов лет.
Звезды главной последовательности
Звезды главной последовательности — это молодые звезды, которые питаются от синтеза водорода в гелий в своих ядрах.
Около 90% звезд во Вселенной — звезды главной последовательности, включая наше Солнце.
Звезды главной последовательности обычно имеют массу от одной десятой до 200 масс Солнца.
Звезда главной последовательности находится в состоянии гидростатического равновесия, что означает, что гравитация притягивает звезду внутрь, а световое давление от всех термоядерных реакций в звезде выталкивает наружу.
Внутренние и внешние силы уравновешивают друг друга, что позволяет звезде сохранять сферическую форму.
Голубая звезда
Голубые звезды, как правило, горячие звезды O-типа, которые обычно встречаются в областях активного звездообразования.
Особенно в таких областях, как рукава спиральных галактик, где их свет освещает окружающие пылевые и газовые облака, из-за чего эти области обычно кажутся синими.
Они характеризуются сильными линиями поглощения Гелия-II в своих спектрах.
У них более слабые линии водорода и нейтрального гелия в спектрах, чем у звезд B-типа.
Их температура составляет около 30 000 К, а светимость от 100 до 1 миллиона раз больше, чем у Солнца.
Обычно они имеют массу от 2,5 до 90 масс Солнца и живут около 40 миллионов лет.
Голубые звезды обычно имеют относительно короткую жизнь, которая заканчивается сильными вспышками сверхновых, потому что они такие горячие и массивные.
Примерами голубых звезд являются «Delta Circini» и «Theta1 Orionis C».
Желтый карлик
Желтые карлики относятся к спектральному классу G и имеют массу от 0,7 до 1 массы Солнца.
Около 10% звезд Млечного Пути — желтые карлики.
Желтые карлики имеют температуру поверхности около 6000°C и светятся ярко-желтым, почти белым светом.
Наше Солнце — звезда G-типа, но на самом деле оно белое.
Они имеют температуру от 5200 до 7500 К и светимость от 0,6 до 5,0 раз больше, чем у Солнца.
Они длятся от 4 до 17 миллиардов лет.
Звезды G-типа превращают водород в гелий в своих ядрах и превращаются в красных гигантов по мере истощения запасов водородного топлива.
Примерами желтого карлика являются наше «Солнце», «Альфа Центавра А» и «Тау Кита».
Оранжевый карлик
Оранжевые карлики относятся к спектральному классу K.
Они излучают заметно меньше УФ-излучения, чем звезды G-типа, и остаются стабильными на главной последовательности примерно до 30 миллиардов лет по сравнению с примерно 10 миллиардами лет для Солнца.
Это делает их особенно интересными для поиска внеземной жизни.
Оранжевые карлики также очень благоприятны для экзопланет, которые могут находиться в их обитаемой зоне, поскольку они встречаются примерно в четыре раза чаще, чем звезды G-типа.
Они имеют температуру от 3700 до 5200 К и светимость от 0,08 до 0,6 от солнечной.
Они имеют массу от 0,45 до 0,8 массы Солнца.
Примерами оранжевого карлика являются «Альфа Центавра B» и «Эпсилон Инди».
Красный карлик
Красные карлики — самый распространенный вид звезд во Вселенной.
У них такая малая масса, что они намного холоднее звезд, подобных нашему Солнцу, и поэтому кажутся очень тусклыми.
Красные звезды способны удерживать водородное топливо в своем ядре, поэтому они могут сохранять свое топливо намного дольше, чем другие звезды.
Это означает, что некоторые из этих звезд живут до 10 триллионов лет.
Их температура обычно составляет около 4000 К, а светимость от 0,0001 до 0,8 солнечной.
Масса самых маленьких красных карликов в 0,075 раза больше массы Солнца, но они могут иметь массу до половины массы Солнца.
Примерами красного карлика являются «Проксима Центавра» и «Траппист-1».
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».
Типы звезд: Мертвые звезды
В ядрах мертвых звезд больше не происходят процессы синтеза.
Белый карлик
Белый карлик формируется, когда в ядре звезды полностью закончилось водородное топливо, и ей не хватает массы, чтобы заставить высшие элементы вступить в реакцию синтеза.
Внешнее световое давление от реакции синтеза прекращается, и звезда коллапсирует внутрь под действием собственной гравитации.
Причина, по которой белый карлик сияет, заключается в том, что когда-то он был горячей звездой, но больше не происходит термоядерных реакций.
Обычно они имеют температуру от 8 000 до 40 000 К и светимость от 0,0001 до 100 раз больше, чем у Солнца.
Они имеют массу от 0,1 до 1,4 массы нашего Солнца.
Белый карлик может жить от 100 000 до 10 миллиардов лет.
Примерами белого карлика являются «Сириус B» и «Процион B».
Нейтронная звезда
Нейтронные звезды — это схлопнувшиеся ядра массивных звезд, сжатые за пределы стадии белого карлика во время взрыва сверхновой.
Нейтронная звезда — это звезда необычного типа, полностью состоящая из нейтронов — частиц, которые немного массивнее протонов, но не несут электрического заряда.
Нейтронные звезды могут коллапсировать в черные дыры, если их масса превышает 3 массы Солнца.
Обычно они имеют температуру около 600 000 К и очень низкую светимость.
Они имеют массу примерно в 1,4–3,2 раза больше массы нашего Солнца и живут от 100 000 до 10 миллиардов лет.
Примерами нейтронной звезды являются «PSR J0108-1431» и «PSR B1509-58».
Черный карлик
Предполагается, что черные карлики — это белые карлики, излучающие все оставшееся тепло и свет.
Однако, поскольку у белых карликов относительно высокая продолжительность жизни, черные карлики еще не успели сформироваться.
Это означает, что черные карлики несколько гипотетичны.
Если черный карлик и сформируется, то это произойдет после того, как наше Солнце умрет.
Черная дыра
В то время как маленькие звезды со временем становятся белыми карликами или нейтронными звездами, звезды с большой массой становятся черными дырами после взрыва сверхновой.
Поскольку остаток не имеет внешнего давления, способного противостоять силе тяжести, он будет продолжать коллапсировать в гравитационную сингулярность и в конечном итоге превратится в черную дыру.
Черная дыра настолько сильна, что даже свет не может вырваться из нее.
Примерами черной дыры являются «Лебедь X-1» и «Стрелец А».
Типы звезд: звезды-неудачники
Неудавшиеся звезды — это звезды, масса которых недостаточна для воспламенения и синтеза газообразного водорода, а значит, они не светятся.
Коричневые звезды часто называют неудавшимися звездами.
Коричневый карлик
Коричневые карлики находятся между спектральными классами M, L, T и Y и не излучают видимый свет.
Коричневый карлик обычно заполняет пробел между самыми массивными газовыми планетами и наименее массивными звездами.
Обычно они имеют температуру от 300 до 2800 К и массу примерно от 0,01 до 0,08 массы нашего Солнца.
Они могут жить, возможно, триллионы лет.
Примерами коричневого карлика являются «Gliese 229 B» и «Luhman 16».
Типы звезд: Двойные звезды
Двойная звезда
Двойная звезда — это две звезды, которые кажутся близко друг к другу на ночном небе.
Некоторые из них являются бинарными, что означает, что они вращаются друг вокруг друга, в то время как другие просто появляются вместе, потому что находятся на одной прямой видимости.
Бинарная звезда
Бинарная звезда — это система из двух звезд, вращающихся вокруг общего центра масс.
Около половины звезд находятся в бинарной звездной системе.
Затменная двойная звезда
Затменная двойная звезда — это две близкие звезды, которые кажутся одной звездой с разной яркостью.
Изменение яркости происходит из-за того, что звезды периодически затмевают и затемняют друг друга.
Рентгеновская двойная звезда
Рентгеновская двойная звезда — это особый тип двойной звезды, в которой одна из звезд представляет собой коллапсирующий объект, такой как белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра.
По мере того, как материя отделяется от оставшейся звезды, она падает на схлопнувшуюся звезду, которая производит рентгеновские лучи.
Типы звезд: переменные звезды
Переменные звезды — это звезды, которые различаются по светимости.
Переменная звезда Цефеида
Переменная звезда Цефеида — это звезда, которая регулярно пульсирует в размерах и меняет яркость.
По мере увеличения размера звезды ее яркость уменьшается, а затем происходит наоборот.
Звезды не всегда постоянно меняются, и это может быть просто фаза, через которую они проходят.
Пример включает галактику «Водоворот».
Если у вас остались вопросы или вы хотите оставить комментарий по этой статье - напишите его в разделе комментариев ниже.
До скорых встреч! Заходите!
