Звезда

Эта статья об астрономическом объекте. Чтобы узнать о других значениях, см. Звезда (значения) и Звезды (значения) .

Изображение Солнца , звезды главной последовательности G-типа , ближайшей к Земле.

Область звездообразования . в Большом Магеллановом Облаке

Звезда — это светящийся сфероид плазмы , удерживаемый силой самогравитации . звезда Ближайшая к Земле — Солнце . Многие другие звезды видны ночью невооруженным глазом ; их огромные расстояния от Земли заставляют их выглядеть как фиксированные точки света. Наиболее известные звезды были разделены на созвездия и астеризмы , а многие из самых ярких звезд имеют собственные имена . Астрономы составили звездные каталоги , в которых указаны известные звезды и даны стандартизированные звездные обозначения . содержит Наблюдаемая Вселенная около 10 ²² до 10 ²⁴ звезды. Только около 4000 из этих звезд видны невооруженным глазом — все в Млечный Путь галактике .

Жизнь звезды начинается с гравитационного коллапса газовой туманности , состоящей в основном из водорода , гелия и микроэлементов более тяжелых элементов. Его общая масса главным образом определяет его эволюцию и дальнейшую судьбу. Звезда сияет большую часть своей активной жизни благодаря термоядерному синтезу водорода в гелий в ее ядре. Этот процесс высвобождает энергию, которая пересекает внутреннюю часть звезды и излучается в космическое пространство . В конце жизни звезды в качестве фузора ее ядро ​​становится звездным остатком : белым карликом , нейтронной звездой или — если оно достаточно массивно — черной дырой .

Звездный нуклеосинтез в звездах или их остатках создает почти все встречающиеся в природе химические элементы тяжелее лития . Потеря массы звезд или взрывы сверхновых возвращают химически обогащенный материал в межзвездную среду . Эти элементы затем перерабатываются в новые звезды. Астрономы могут определять свойства звезд, включая массу, возраст, металличность (химический состав), изменчивость , расстояние и движение в пространстве , проводя наблюдения за видимой яркостью , спектром и изменениями ее положения на небе с течением времени.

Звезды могут образовывать орбитальные системы с другими астрономическими объектами, как в планетных системах , так и в звездных системах с двумя и более звездами. Когда две такие звезды вращаются близко друг к другу, их гравитационное взаимодействие может существенно повлиять на их эволюцию. Звезды могут составлять часть гораздо более крупной гравитационно-связанной структуры, такой как звездное скопление или галактика.

Этимология

Слово «звезда» в конечном итоге происходит от протоиндоевропейского корня «h₂stḗr», также означающего звезду, но далее анализируемого как h₂eh₁s- («сжигать», также источник слова «пепел») + -tēr (агентивный суффикс ). Сравните латинскую Stella , греческую астру , немецкую Stern . Некоторые ученые полагают, что слово является заимствованием от аккадского « истар » ( Венера ), однако это вызывает сомнения . «Звезда» родственно (имеет один и тот же корень) со следующими словами: звездочка , астероид , астрал , созвездие , Эстер .

История наблюдений

См. Также: Звезды в астрологии.

Люди интерпретировали узоры и изображения звезд с древних времен. Это изображение созвездия Льва 1690 года работы Иоганна Гевелия .

Исторически звезды играли важную роль для цивилизаций по всему миру. Они были частью религиозных практик, гадательных ритуалов, мифологии , использовались для небесной навигации и ориентации, для обозначения течения времен года и определения календарей.

Ранние астрономы осознавали разницу между « неподвижными звездами », положение которых на небесной сфере не меняется, и «блуждающими звездами» ( планетами ), которые заметно перемещаются относительно неподвижных звезд в течение дней или недель. Многие древние астрономы считали, что звезды постоянно прикреплены к небесной сфере и что они неизменны. По соглашению астрономы группировали известные звезды в астеризмы и созвездия и использовали их для отслеживания движения планет и предполагаемого положения Солнца. Движение Солнца на фоне звезд (и горизонта) использовалось для создания календарей , которые можно было использовать для регулирования методов ведения сельского хозяйства. Григорианский календарь , который в настоящее время используется почти повсюду в мире, представляет собой солнечный календарь, основанный на угле оси вращения Земли относительно ее местной звезды, Солнца.

Самая старая точно датированная звездная карта была результатом древнеегипетской астрономии в 1534 году до нашей эры. Самые ранние известные звездные каталоги составлены древними вавилонскими астрономами Месопотамии были в конце 2-го тысячелетия до нашей эры, во время касситского периода ( ок. 1531 г. до н.э. – ок. 1155 г. до н.э. ).

Звезды в ночном небе

Первый звездный каталог в греческой астрономии был создан Аристиллом примерно в 300 году до нашей эры при помощи Тимохариса . Звездный каталог Гиппарха (2 век до н.э.) включал 1020 звезд и был использован для составления . звездного каталога Птолемея Гиппарх известен открытием первой зарегистрированной новой (новой звезды). Многие из используемых сегодня созвездий и названий звезд взяты из греческой астрономии.

Несмотря на кажущуюся неизменность небес, китайские астрономы знали, что могут появиться новые звезды. В 185 году нашей эры они первыми наблюдали и писали о сверхновой , ныне известной как SN 185 . Самым ярким звездным событием в зарегистрированной истории была сверхновая SN 1006 , которая наблюдалась в 1006 году и о которой писали египетский астроном Али ибн Ридван и несколько китайских астрономов. Сверхновую SN 1054 , породившую Крабовидную туманность , также наблюдали китайские и исламские астрономы.

Средневековые исламские астрономы дали арабские названия многим звездам , которые используются до сих пор, и изобрели множество астрономических инструментов , которые могли вычислять положение звезд. Они построили первые крупные исследовательские институты -обсерватории , в основном для создания Зиджа . каталогов звезд Среди них « Книга неподвижных звезд» (964 г.) была написана персидским астрономом Абд ар-Рахманом ас-Суфи , который наблюдал ряд звезд, звездных скоплений (включая Омикрон Велорум и скопления Брокки ) и галактик (включая Галактику Андромеды). ). По данным А. Захура, в XI веке персидский -эрудит учёный Абу Райхан Бируни описал галактику Млечный Путь как множество фрагментов, имеющих свойства туманных звёзд, и дал широты различных звёзд во время лунного затмения в 1019 году.

По словам Жозепа Пуига, андалузский астроном Ибн Баджа предположил, что Млечный Путь состоит из множества звезд, которые почти касаются друг друга и кажутся непрерывным изображением из-за эффекта преломления от подлунного материала, ссылаясь на свои соединения наблюдения Юпитер и Марс в 500 г. хиджры (1106/1107 гг. н.э.) в качестве доказательства. Ранние европейские астрономы, такие как Тихо Браге, обнаружили на ночном небе новые звезды (позже названные новыми ), предполагая, что небеса не являются неизменными. В 1584 году Джордано Бруно предположил, что звезды подобны Солнцу и могут иметь на орбите вокруг себя другие планеты , возможно, даже подобные Земле. высказанная ранее древнегреческими философами Эпикуром Демокритом и идея , , и средневековыми исламскими космологами Такие как Фахр ад-Дин ар-Рази . К следующему столетию идея о том, что звезды подобны Солнцу, достигла консенсуса среди астрономов. Чтобы объяснить, почему эти звезды не оказывают чистого гравитационного притяжения на Солнечную систему, Исаак Ньютон предположил, что звезды были равномерно распределены во всех направлениях - идея, подсказанная теологом Ричардом Бентли .

Итальянский астроном Джеминиано Монтанари записал наблюдения изменений светимости звезды Алголь в 1667 году. Эдмон Галлей опубликовал первые измерения собственного движения пары близлежащих «неподвижных» звезд, продемонстрировав, что они изменили положение со времен древнегреческих астрономы Птолемей и Гиппарх.

Уильям Гершель был первым астрономом, попытавшимся определить распределение звезд на небе. В 1780-х годах он установил ряд датчиков в 600 направлениях и подсчитал звезды, наблюдаемые вдоль каждого луча зрения. Из этого он сделал вывод, что количество звезд неуклонно увеличивалось по направлению к одной стороне неба, в направлении ядра Млечного Пути . Его сын Джон Гершель повторил это исследование в южном полушарии и обнаружил соответствующий рост в том же направлении. Помимо других своих достижений, Уильям Гершель известен своим открытием того, что некоторые звезды не просто лежат на одном луче зрения, но являются физическими компаньонами, образующими двойные звездные системы.

Наука звездная спектроскопия была открыта Йозефом фон Фраунгофером и Анджело Секки . Сравнивая спектры звезд, таких как Сириус, с Солнцем, они обнаружили различия в силе и количестве их линий поглощения — темных линий в звездных спектрах, вызванных поглощением атмосферой определенных частот. В 1865 году Секки начал классифицировать звезды по спектральным классам . Современная версия схемы классификации звезд была разработана Энни Дж. Кэннон в начале 1900-х годов.

Первое прямое измерение расстояния до звезды ( 61 Лебедя на расстоянии 11,4 световых лет ) было произведено в 1838 году Фридрихом Бесселем с использованием метода параллакса . Измерения параллакса продемонстрировали огромное расстояние между звездами на небе. Наблюдение двойных звезд приобрело все большее значение в 19 веке. В 1834 году Фридрих Бессель наблюдал изменения в собственном движении звезды Сириус и предположил, что у нее есть скрытый спутник. Эдвард Пикеринг открыл первую спектроскопическую двойную систему в 1899 году, когда он наблюдал периодическое расщепление спектральных линий звезды Мицар за 104-дневный период. Подробные наблюдения многих двойных звездных систем были собраны такими астрономами, как Фридрих Георг Вильгельм фон Струве и С.В. Бернхэм , что позволило определить массы звезд на основе расчета элементов орбит . Первое решение проблемы определения орбиты двойных звезд по наблюдениям телескопа было сделано Феликсом Савари в 1827 году.

В двадцатом веке наблюдался все более быстрый прогресс в научном изучении звезд. Фотография стала ценным астрономическим инструментом. Карл Шварцшильд обнаружил, что цвет звезды и, следовательно, ее температура могут быть определены путем сравнения визуальной величины с фотографической величиной . Разработка фотоэлектрического фотометра позволила точно измерить величину в нескольких интервалах длин волн. В 1921 году Альберт А. Майкельсон произвел первые измерения диаметра звезды с помощью интерферометра на телескопе Хукера в обсерватории Маунт-Вилсон .

Важные теоретические работы по физическому строению звезд проводились в первые десятилетия двадцатого века. В 1913 году была разработана диаграмма Герцшпрунга-Рассела , положившая начало астрофизическим исследованиям звезд. Были разработаны успешные модели для объяснения внутреннего строения звезд и звездной эволюции. Сесилия Пейн-Гапошкин впервые предположила, что звезды состоят в основном из водорода и гелия, в своей докторской диссертации 1925 года. Спектры звезд получили дальнейшее понимание благодаря достижениям квантовой физики . Это позволило определить химический состав звездной атмосферы.

НАСА Инфракрасное изображение, полученное космическим телескопом «Спитцер» , показывает сотни тысяч звезд в Млечный Путь . галактике

За исключением редких событий, таких как сверхновые и самозванцы сверхновых , отдельные звезды преимущественно наблюдались в Местной группе . и особенно в видимой части Млечного Пути (как показывают подробные звездные каталоги, доступные для галактики Млечный Путь) и ее спутников. Отдельные звезды, такие как переменные цефеиды, наблюдались в M87. и М100 галактики скопления Девы , а также светящиеся звезды в некоторых других относительно близких галактиках. С помощью гравитационного линзирования одиночная звезда (названная Икаром ) на расстоянии 9 миллиардов световых лет от Земли. была обнаружена

Обозначения

Основные статьи: Обозначение звезд , Соглашения об астрономических наименованиях и Звездный каталог.

Известно, что понятие созвездия существовало еще в вавилонский период. Древние наблюдатели за небом представляли, что видные расположения звезд образуют узоры, и связывали их с определенными аспектами природы или своими мифами. Двенадцать из этих образований лежали вдоль полосы эклиптики и стали основой астрологии . Многим наиболее известным звездам были присвоены имена, особенно с арабскими или латинскими обозначениями.

Так же, как и у некоторых созвездий и самого Солнца, у отдельных звезд есть свои мифы . У древних греков некоторые «звезды», известные как планеты названия планет Меркурий , Венера , Марс , Юпитер и Сатурн . (греч. πλανήτης (planeētēs), что означает «странник»), представляли собой различные важные божества, от которых были взяты ( Уран и Нептун были греческими и римскими богами , но ни одна из планет не была известна в древности из-за их низкой яркости. Их имена были присвоены более поздними астрономами.)

Около 1600 года названия созвездий использовались для обозначения звезд в соответствующих областях неба. Немецкий астроном Иоганн Байер создал серию звездных карт и применил греческие буквы для обозначения звезд в каждом созвездии. Позже система нумерации, основанная на прямом восхождении звезды , была изобретена и добавлена ​​в Джона Флемстида звездный каталог в его книге «Historia coelestis Britannica» (издание 1712 года), в результате чего эта система нумерации стала называться обозначением Флемстида или нумерацией Флемстида .

Всемирно признанным органом по присвоению названий небесным телам является Международный астрономический союз (МАС). Международный астрономический союз поддерживает Рабочую группу по именам звезд (WGSN). который каталогизирует и стандартизирует имена собственные для звезд. Ряд частных компаний продают имена звезд, которые не признаны МАС, профессиональными астрономами или астрономическим сообществом любителей. Британская библиотека называет это нерегулируемым коммерческим предприятием . а Департамент защиты прав потребителей и работников города Нью-Йорка объявил о нарушении в отношении одной из таких знаменитых компаний за участие в мошеннической торговой практике.

Единицы измерения

Хотя звездные параметры могут быть выражены в единицах СИ или единицах Гаусса , зачастую удобнее всего выражать массу , светимость и радиусы в солнечных единицах, исходя из характеристик Солнца. В 2015 году МАС определил набор номинальных солнечных значений (определенных как константы СИ без неопределенностей), которые можно использовать для указания звездных параметров:

номинальная солнечная светимость	L ☉ = 3.828 × 10 26 В
номинальный солнечный радиус	R ☉ = 6.957 × 10 8 м

Масса Солнца M _☉ не была явно определена МАС из-за большой относительной неопределенности ( 10 ⁻⁴ ) постоянной Ньютона гравитации G . Поскольку произведение постоянной гравитации Ньютона и массы Солнцавместе ( G M _☉ ) было определено с гораздо большей точностью, МАС определил номинальный параметр солнечной массы как:

номинальный параметр солнечной массы:

G M ☉ = 1.327 1244 × 10 20 м 3 /с 2

Параметр номинальной солнечной массы можно объединить с самой последней (2014 г.) оценкой ньютоновской постоянной гравитации G CODATA , чтобы получить солнечную массу примерно 1,9885 × 10. ³⁰ кг . Хотя точные значения светимости, радиуса, массового параметра и массы могут незначительно измениться в будущем из-за неопределенностей наблюдений, номинальные константы МАС 2015 года останутся теми же значениями SI, поскольку они остаются полезными мерами для определения звездных параметров.

Большие длины, такие как радиус звезды-гиганта или большая полуось двойной звездной системы, часто выражаются в астрономических единицах , примерно равных среднему расстоянию между Землей и Солнцем (150 миллионов км или примерно 93 миллиона миль). В 2012 году МАС определил астрономическую постоянную как точную длину в метрах: 149 597 870 700 м.

Формирование и эволюция

Основная статья: Звездная эволюция

Звездная эволюция звезд малой массы (левый цикл) и большой массы (правый цикл), примеры выделены курсивом.

Звезды конденсируются из областей космоса с более высокой плотностью материи, но эти области менее плотны, чем в вакуумной камере . Эти области, известные как молекулярные облака , состоят в основном из водорода, примерно от 23 до 28 процентов гелия и нескольких процентов более тяжелых элементов. Одним из примеров такой области звездообразования является туманность Ориона . Большинство звезд формируются группами от десятков до сотен тысяч звезд. Массивные звезды в этих группах могут мощно освещать эти облака, ионизируя водород и создавая области H II . Такие эффекты обратной связи, связанные с образованием звезд, могут в конечном итоге разрушить облако и предотвратить дальнейшее звездообразование.

Все звезды проводят большую часть своего существования в качестве главной последовательности звезд , питаемых в основном за счет ядерного синтеза водорода в гелий в своих ядрах. Однако звезды разных масс обладают заметно разными свойствами на разных стадиях своего развития. Конечная судьба более массивных звезд отличается от судьбы менее массивных звезд, равно как и их светимость и влияние, которое они оказывают на окружающую среду. Соответственно, астрономы часто группируют звезды по массе:

• Звезды с очень малой массой , с массой ниже 0,5 M _☉ , полностью конвективны и равномерно распределяют гелий по всей звезде, находясь на главной последовательности. Поэтому они никогда не подвергаются горению панциря и никогда не становятся красными гигантами . Исчерпав водород, они становятся гелиевыми белыми карликами и медленно остывают. Поскольку время жизни звезд размером 0,5 M _☉ превышает возраст Вселенной , ни одна такая звезда еще не достигла стадии белого карлика.
• Звезды с малой массой (включая Солнце) с массой от 0,5 M _☉ до ~ 2,25 M _☉ в зависимости от состава действительно становятся красными гигантами, поскольку в их ядре истощается водород, и они начинают сжигать гелий в ядре во время гелиевой вспышки ; у них развивается вырожденное углеродно-кислородное ядро позже на асимптотической гигантской ветви ; в конце концов они сбрасывают свою внешнюю оболочку в виде планетарной туманности и оставляют после себя свое ядро ​​в виде белого карлика.
• Звезды промежуточной массы , от ~2,25 M _☉ до ~ 8 M _☉ , проходят стадии эволюции, подобные звездам малой массы, но после относительно короткого периода пребывания на ветви красных гигантов они воспламеняют гелий без вспышки и проводят длительный период в красный комок перед формированием вырожденного углеродно-кислородного ядра.
• Массивные звезды обычно имеют минимальную массу ~8 M _☉ . После исчерпания водорода в ядре эти звезды становятся сверхгигантами и продолжают синтезировать элементы тяжелее гелия. Многие заканчивают свою жизнь, когда их ядра разрушаются и взрываются как сверхновые.

Звездообразование

Основная статья: Звездообразование

Представление художника о рождении звезды в плотном молекулярном облаке

Скопление из примерно 500 молодых звезд находится в близлежащем звездном питомнике W40 .

Формирование звезды начинается с гравитационной нестабильности внутри молекулярного облака, вызванной областями более высокой плотности, часто вызванной сжатием облаков излучением массивных звезд, расширением пузырей в межзвездной среде, столкновением различных молекулярных облаков или столкновением звезд. галактик (как в галактике со звездообразованием ). Когда область достигает достаточной плотности материи, чтобы удовлетворять критериям нестабильности Джинса , она начинает разрушаться под действием собственной гравитационной силы.

По мере коллапса облака отдельные скопления плотной пыли и газа образуют « глобулы Бока ». Когда глобула сжимается и плотность увеличивается, гравитационная энергия преобразуется в тепло, и температура повышается. Когда протозвездное облако примерно достигло устойчивого состояния гидростатического равновесия , протозвезда . в ядре формируется Эти звезды до главной последовательности часто окружены протопланетным диском и питаются в основном за счет преобразования гравитационной энергии. Период гравитационного сжатия длится около 10 миллионов лет для такой звезды, как Солнце, до 100 миллионов лет для красного карлика.

Ранние звезды с массой менее 2 M _☉ называются звездами T Тельца , а звезды с большей массой — звездами Хербига Ae/Be . Эти вновь образовавшиеся звезды испускают струи газа вдоль своей оси вращения, что может уменьшить угловой момент коллапсирующей звезды и привести к образованию небольших пятен туманности, известных как объекты Хербига-Аро . Эти струи в сочетании с излучением близлежащих массивных звезд могут помочь прогнать окружающее облако, из которого образовалась звезда.

В начале своего развития звезды Т Тельца следуют по пути Хаяши — они сжимаются и уменьшают светимость, оставаясь примерно при той же температуре. Менее массивные звезды Т Тельца следуют по этому треку к главной последовательности, а более массивные звезды сворачивают на трек Хеньи .

Большинство звезд являются членами двойных звездных систем, и свойства этих двойных систем являются результатом условий, в которых они образовались. Газовое облако должно потерять свой угловой момент, чтобы коллапсировать и образовать звезду. Фрагментация облака на несколько звезд распределяет часть этого углового момента. Первичные двойные системы передают некоторый угловой момент за счет гравитационных взаимодействий во время близких сближений с другими звездами в молодых звездных скоплениях. Эти взаимодействия имеют тенденцию разделять более широко разделенные (мягкие) бинарные файлы, в то время как жесткие бинарные файлы становятся более тесно связанными. Это приводит к разделению двойных систем на два наблюдаемых распределения их популяций.

Основная последовательность

Основная статья: Основная последовательность

Звезды проводят около 90% своей жизни, превращая водород в гелий в реакциях при высоких температуре и давлении в своих ядрах. О таких звездах говорят, что они находятся на главной последовательности, и их называют звездами-карликами. Начиная с главной последовательности нулевого возраста, доля гелия в ядре звезды будет неуклонно увеличиваться, скорость ядерного синтеза в ядре будет медленно увеличиваться, равно как и температура и светимость звезды. Например, по оценкам, светимость Солнца увеличилась примерно на 40% с тех пор, как оно достигло главной последовательности 4,6 миллиарда ( 4,6 × 10 ⁹ ) много лет назад.

Каждая звезда генерирует звездный ветер из частиц, который вызывает постоянный отток газа в космос. Для большинства звезд потеря массы незначительна. Солнце теряет 10 ⁻¹⁴  М _☉ каждый год, или около 0,01% от его общей массы на протяжении всей жизни. Однако очень массивные звезды могут потерять 10 ⁻⁷ до 10 ⁻⁵  M _☉ каждый год, что существенно влияет на их эволюцию. Звезды, начинающиеся с массы более 50 M _☉, могут потерять более половины своей общей массы на главной последовательности.

Пример диаграммы Герцшпрунга – Рассела для набора звезд, включающего Солнце (в центре) (см. Классификацию )

Время, которое звезда проводит на главной последовательности, зависит прежде всего от количества топлива, которое она имеет, и скорости, с которой она его плавит. Ожидается, что на Солнце будет жить 10 миллиардов ( 10 ¹⁰ ) годы. Массивные звезды очень быстро расходуют свое топливо и недолговечны. Звезды с малой массой потребляют свое топливо очень медленно. Звезды с массой менее 0,25 M _☉ , называемые красными карликами , способны синтезировать почти всю свою массу, тогда как звезды с массой около 1 M _☉ могут синтезировать только около 10% своей массы. Сочетание медленного расхода топлива и относительно большого запаса полезного топлива позволяет звездам малой массы просуществовать около одного триллиона ( 10 × 10 ¹² ) годы; самый крайний из 0,08 M _​​☉ продлится около 12 триллионов лет. Красные карлики становятся горячее и ярче, поскольку накапливают гелий. Когда у них в конечном итоге заканчивается водород, они сжимаются в белых карликов, и их температура снижается. Поскольку продолжительность жизни таких звезд превышает нынешний возраст Вселенной (13,8 миллиарда лет), нет звезд размером менее 0,85 M _☉ Ожидается, что они сошли с главной последовательности.

Помимо массы, значительную роль в эволюции звезд могут играть элементы тяжелее гелия. Астрономы называют все элементы тяжелее гелия «металлами», а химическую концентрацию этих элементов в звезде называют ее металличностью . Металличность звезды может влиять на время, необходимое звезде для сжигания топлива, и контролировать формирование ее магнитных полей. что влияет на силу его звездного ветра. Более старые звезды населения II имеют значительно меньшую металличность, чем более молодые звезды населения I, из-за состава молекулярных облаков, из которых они образовались. Со временем такие облака обогащаются более тяжелыми элементами, поскольку старые звезды умирают и теряют часть своей атмосферы .

Пост-основная последовательность

Основные статьи: Субгигант , Красный гигант , Горизонтальная ветвь , Красное сгусток и Асимптотическая ветвь гигантов.

Бетельгейзе глазами ALMA . Это первый раз, когда ALMA наблюдала поверхность звезды и получила изображение Бетельгейзе с самым высоким разрешением.

Как звезды размером не менее 0,4 M _☉ исчерпав запас водорода в своем ядре, они начинают плавить водород в оболочке, окружающей гелиевое ядро. Внешние слои звезды сильно расширяются и охлаждаются, превращаясь в красного гиганта . В некоторых случаях они будут сплавлять более тяжелые элементы в ядре или в оболочках вокруг ядра. По мере расширения звезды они выбрасывают часть своей массы, обогащенной этими более тяжелыми элементами, в межзвездную среду, чтобы позже переработать ее в новые звезды. Примерно через 5 миллиардов лет, когда Солнце вступит в фазу горения гелия, оно расширится до максимального радиуса примерно в 1 астрономическую единицу (150 миллионов километров), что в 250 раз превышает его нынешний размер, и потеряет 30% своей нынешней массы.

По мере того, как горящая водород оболочка производит больше гелия, масса и температура ядра увеличиваются. У красного гиганта с массой до 2,25 масса _M☉ гелиевого ядра вырождается до начала синтеза гелия . Наконец, когда температура достаточно возрастает, начинается взрывной синтез гелия в ядре в виде так называемой гелиевой вспышки , и звезда быстро сжимается в радиусе, увеличивает температуру своей поверхности и переходит в горизонтальную ветвь диаграммы HR. У более массивных звезд синтез гелиевого ядра начинается до того, как ядро ​​вырождается, и звезда проводит некоторое время в красном скоплении , медленно сжигая гелий, прежде чем внешняя конвективная оболочка разрушится и звезда затем переместится в горизонтальную ветвь.

После того как звезда расплавила гелий своего ядра, она начинает плавить гелий вдоль оболочки, окружающей горячее углеродное ядро. Затем звезда следует по эволюционному пути, называемому асимптотической ветвью гигантов (AGB), который параллелен другой описанной фазе красных гигантов, но с более высокой светимостью. Более массивные звезды AGB могут подвергнуться короткому периоду синтеза углерода, прежде чем ядро ​​выродится. Во время фазы AGB звезды испытывают тепловые импульсы из-за нестабильности в ядре звезды. В этих тепловых импульсах светимость звезды меняется , и вещество выбрасывается из атмосферы звезды, в конечном итоге образуя планетарную туманность. может быть выброшено от 50 до 70% массы звезды В процессе потери массы . Поскольку перенос энергии в звезде AGB осуществляется в основном за счет конвекции , этот выброшенный материал обогащается продуктами термоядерного синтеза, извлеченными из ядра. Следовательно, планетарная туманность обогащена такими элементами, как углерод и кислород. В конечном итоге планетарная туманность рассеивается, обогащая общую межзвездную среду. Таким образом, будущие поколения звезд состоят из «звездного вещества» звезд прошлого.

Массивные звезды

Основные статьи: звезда-сверхгигант , гипергигант и звезда Вольфа – Райе.

Слои, похожие на луковицу, в ядре массивной эволюционировавшей звезды незадолго до коллапса ядра.

Во время фазы горения гелия звезда с массой более 9 солнечных расширяется, образуя сначала синий сверхгигант , а затем красный сверхгигант . Особо массивные звезды (с массой более 40 солнечных, как Альнилам , центральный синий сверхгигант Пояса Ориона ) не становятся красными сверхгигантами из-за большой потери массы. Вместо этого они могут эволюционировать в звезду Вольфа-Райе , в спектрах которой преобладают эмиссионные линии элементов тяжелее водорода, которые достигли поверхности из-за сильной конвекции и интенсивной потери массы или из-за снятия внешних слоев.

Когда гелий исчерпывается в ядре массивной звезды, ядро ​​сжимается, а температура и давление повышаются достаточно, чтобы расплавить углерод (см. Процесс горения углерода ). Этот процесс продолжается, при этом последовательные стадии подпитываются неоном (см. Процесс горения неона ), кислородом (см. Процесс горения кислорода ) и кремнием (см. Процесс горения кремния ). Ближе к концу жизни звезды термоядерный синтез продолжается вдоль ряда оболочек луковичного слоя внутри массивной звезды. В каждой оболочке плавится отдельный элемент, а в самой внешней оболочке синтезируется водород; следующая оболочка плавит гелий и так далее.

Заключительная стадия наступает, когда массивная звезда начинает производить железо. Поскольку ядра железа связаны более прочно, чем любые более тяжелые ядра, любой синтез за пределами железа не приводит к чистому высвобождению энергии.

Крах

По мере того как ядро ​​звезды сжимается, интенсивность излучения от этой поверхности увеличивается, создавая такое радиационное давление на внешнюю оболочку газа, что оно отталкивает эти слои, образуя планетарную туманность. Если то, что остается после сброса внешней атмосферы, меньше примерно 1,4 M _☉ , оно сжимается до относительно крошечного объекта размером с Землю, известного как белый карлик . Белым карликам не хватает массы для дальнейшего гравитационного сжатия. Электронно -вырожденная материя внутри белого карлика уже не является плазмой. превращаются в черных карликов . В конце концов, белые карлики в течение очень длительного периода времени

Крабовидная туманность — остатки сверхновой, впервые наблюдавшейся около 1050 года нашей эры.

В массивных звездах термоядерный синтез продолжается до тех пор, пока железное ядро ​​не станет настолько большим (более 1,4 M _☉ ), что больше не сможет поддерживать собственную массу. Это ядро ​​внезапно разрушится, когда его электроны столкнутся с его протонами, образуя нейтроны, нейтрино и гамма-лучи в результате вспышки захвата электронов и обратного бета-распада . волна Ударная , образовавшаяся в результате этого внезапного коллапса, заставляет остальную часть звезды взорваться, превратившись в сверхновую. Сверхновые становятся настолько яркими, что могут на короткое время затмить всю родную галактику звезды. Когда сверхновые возникают в Млечном Пути, исторически они наблюдались невооруженным глазом как «новые звезды», которых раньше, по-видимому, не существовало.

Взрыв сверхновой сносит внешние слои звезды, оставляя после себя такой остаток , как Крабовидная туманность. Ядро сжимается в нейтронную звезду , которая иногда проявляет себя как пульсар или рентгеновский барстер . В случае самых крупных звезд остаток представляет собой черную дыру размером более 4 M _☉ . В нейтронной звезде материя находится в состоянии, известном как нейтронно-вырожденная материя , с более экзотической формой вырожденной материи, КХД-материей , возможно, присутствующей в ядре.

Сдутые внешние слои умирающих звезд содержат тяжелые элементы, которые могут быть переработаны при образовании новых звезд. Эти тяжелые элементы способствуют образованию каменистых планет. В формировании межзвездной среды важную роль играют истечения сверхновых и звездный ветер крупных звезд.

Двойные звезды

Эволюция двойных звезд может существенно отличаться от эволюции одиночных звезд той же массы. Например, когда какая-либо звезда расширяется и становится красным гигантом, она может выйти за пределы своей полости Роша , окружающей области, где вещество гравитационно связано с ней; если звезды в двойной системе расположены достаточно близко, часть этого материала может перетечь к другой звезде, вызывая такие явления, как контактные двойные системы , двойные системы с общей оболочкой , катаклизмические переменные , голубые отставшие звезды , и сверхновые типа Ia . Перенос массы приводит к таким случаям, как парадокс Алголя , когда наиболее развитая звезда в системе является наименее массивной.

Эволюция двойных звезд и звездных систем более высокого порядка интенсивно исследуется, поскольку обнаружено, что очень много звезд являются членами двойных систем. Около половины звезд солнцеподобного типа и еще большая доля более массивных звезд формируются в множественных системах, и это может существенно влиять на такие явления, как новые и сверхновые, образование определенных типов звезд и обогащение космоса за счет нуклеосинтеза. продукты.

Влияние эволюции двойных звезд на формирование эволюционировавших массивных звезд, таких как светящиеся голубые переменные , звезды Вольфа – Райе и прародители определенных классов сверхновых с коллапсом ядра, до сих пор оспаривается. Одиночные массивные звезды могут быть неспособны выбросить свои внешние слои достаточно быстро, чтобы сформировать те типы и количество эволюционировавших звезд, которые наблюдаются, или произвести предшественников, которые взорвутся как наблюдаемые сверхновые. Перенос массы за счет гравитационного разрушения в двойных системах рассматривается некоторыми астрономами как решение этой проблемы.

Распределение

Впечатление художника о системе Сириуса , белом карлике , вращающемся вокруг звезды главной последовательности А-типа.

Звезды не распределены равномерно по Вселенной, а обычно группируются в галактики вместе с межзвездным газом и пылью. Типичная большая галактика, такая как Млечный Путь, содержит сотни миллиардов звезд. Их более 2 триллионов ( 10 ¹² ) галактик, хотя масса большинства из них составляет менее 10% массы Млечного Пути. Всего их будет около 10. ²² и 10 ²⁴ звезды (больше звезд, чем всех песчинок на планете Земля). Большинство звезд находятся внутри галактик, но от 10 до 50% звездного света в больших скоплениях галактик может исходить от звезд за пределами какой-либо галактики.

Многозвездная система состоит из двух или более гравитационно связанных звезд, вращающихся вокруг друг друга . Самая простая и распространенная многозвездная система — двойная звезда, но существуют системы из трех и более звезд. По причинам орбитальной стабильности такие многозвездные системы часто объединяются в иерархические наборы двойных звезд. Более крупные группы называются звездными скоплениями. Они варьируются от рыхлых звездных ассоциаций всего с несколькими звездами до рассеянных скоплений с десятками и тысячами звезд и огромных шаровых скоплений с сотнями тысяч звезд. Такие системы вращаются вокруг своей родительской галактики. Все звезды в рассеянном или шаровом скоплении образовались из одного и того же гигантского молекулярного облака , поэтому все члены обычно имеют одинаковый возраст и состав.

Наблюдается множество звезд, и большинство или все они могли первоначально образоваться в гравитационно связанных системах из нескольких звезд. Это особенно справедливо для очень массивных звезд классов O и B, 80% которых, как полагают, являются частью кратных звездных систем. Доля одиночных звездных систем увеличивается с уменьшением массы звезды, так что известно, что только 25% красных карликов имеют звездных спутников. Поскольку 85% всех звезд являются красными карликами, более двух третей звезд Млечного Пути, вероятно, являются одиночными красными карликами. В ходе исследования молекулярного облака Персея в 2017 году астрономы обнаружили, что большинство вновь образовавшихся звезд находятся в двойных системах. В модели, которая лучше всего объясняла данные, все звезды изначально образовались как двойные, хотя некоторые двойные позже разделились, оставив после себя одиночные звезды.

На этом изображении NGC 6397 присутствуют звезды, известные как голубые отставшие из -за их местоположения на диаграмме Герцшпрунга-Рассела .

Ближайшая к Земле звезда, помимо Солнца, — Проксима Центавра , находящаяся на расстоянии 4,2465 световых лет (40,175 триллионов километров). Если путешествовать с орбитальной скоростью космического корабля «Шаттл» 8 километров в секунду (29 000 километров в час), то для достижения цели потребуется около 150 000 лет. Это типично для звездных разделений в галактических дисках . Звезды могут находиться намного ближе друг к другу в центрах галактик и в шаровых скоплениях, или гораздо дальше друг от друга в галактических гало .

Из-за относительно огромных расстояний между звездами за пределами ядра галактики столкновения между звездами считаются редкими. В более плотных регионах, таких как ядро ​​шаровых скоплений или центр галактики, столкновения могут быть более распространенными. Такие столкновения могут привести к появлению так называемых «голубых отстающих» . Эти аномальные звезды имеют более высокую температуру поверхности и, следовательно, более синие, чем звезды на повороте главной последовательности в скоплении, к которому они принадлежат; в стандартной звездной эволюции синие отставшие звезды уже произошли бы за пределами главной последовательности и поэтому не были бы видны в скоплении.

Характеристики

Почти все в звезде определяется ее начальной массой, включая такие характеристики, как светимость, размер, эволюция, продолжительность жизни и ее возможная судьба.

Возраст

Основная статья: Оценка звездного возраста

Возраст большинства звезд составляет от 1 до 10 миллиардов лет. Возраст некоторых звезд может даже достигать 13,8 миллиардов лет — наблюдаемого возраста Вселенной . Возраст самой старой обнаруженной звезды HD 140283 , прозванной звездой Мафусаила, оценивается в 14,46 ± 0,8 миллиарда лет. (Из-за неопределенности значения этот возраст звезды не противоречит возрасту Вселенной, определенному спутником Планк как 13,799 ± 0,021).

Чем массивнее звезда, тем короче ее продолжительность жизни, главным образом потому, что массивные звезды оказывают большее давление на свои ядра, заставляя их сжигать водород быстрее. Самые массивные звезды существуют в среднем несколько миллионов лет, тогда как звезды минимальной массы (красные карлики) сжигают свое топливо очень медленно и могут существовать от десятков до сотен миллиардов лет.

Время жизни стадий звездной эволюции в миллиардах лет

Начальная масса ( M ☉ )	Основная последовательность	Субгигант	Первый Красный Гигант	Ядро Он Горит
1.0	9.33	2.57	0.76	0.13
1.6	2.28	0.03	0.12	0.13
2.0	1.20	0.01	0.02	0.28
5.0	0.10	0.0004	0.0003	0.02

Химический состав

См. Также: Металличность и молекулы в звездах.

Когда звезды формируются в современной галактике Млечный Путь, они состоят примерно из 71% водорода и 27% гелия. по массе, с небольшой долей более тяжелых элементов. Обычно долю тяжелых элементов измеряют по содержанию железа в звездной атмосфере, поскольку железо является обычным элементом и линии его поглощения сравнительно легко измерить. Доля более тяжелых элементов может быть индикатором вероятности наличия у звезды планетной системы.

По состоянию на 2005 год Звезда с самым низким когда-либо измеренным содержанием железа - это карлик HE1327-2326, содержание железа которого составляет всего 1/200 000 от содержания железа на Солнце. Напротив, в богатой суперметаллами звезде μ Леонис почти вдвое больше железа, чем на Солнце, а в звезде 14 Геркулеса , несущей планету , железа почти в три раза больше. Химически пекулярные звезды демонстрируют необычное содержание определенных элементов в своем спектре; особенно хром и редкоземельные элементы . Звезды с более прохладной внешней атмосферой, включая Солнце, могут образовывать различные двухатомные и многоатомные молекулы.

Сравнение размеров некоторых известных звезд -сверхгигантов и гипергигантов , в том числе Лебедя OB2-12 , V382 Киля , Бетельгейзе , VV Цефеи и VY Canis Majoris.

Диаметр

Основные статьи: Список крупнейших известных звезд , Список самых маленьких звезд и Радиус Солнца.

Из-за большого расстояния от Земли все звезды, кроме Солнца, кажутся невооруженному глазу светящимися точками на ночном небе, которые мерцают под воздействием земной атмосферы. Солнце находится достаточно близко к Земле, чтобы выглядеть как диск и обеспечивать дневной свет. Помимо Солнца, звезда с самым большим видимым размером — R Doradus с угловым диаметром всего 0,057 угловых секунд .

Диски большинства звезд слишком малы по угловому размеру, чтобы их можно было наблюдать с помощью современных наземных оптических телескопов, поэтому интерферометрические для получения изображений этих объектов необходимы телескопы. Другой метод измерения углового размера звезд — затмение . Точно измеряя падение яркости звезды при ее закрытии Луной ( или повышение яркости при ее новом появлении), можно вычислить угловой диаметр звезды.

Размеры звезд варьируются от нейтронных звезд, диаметр которых варьируется от 20 до 40 км (25 миль), до сверхгигантов, таких как Бетельгейзе в созвездии Ориона , диаметр которой примерно в 640 раз больше диаметра Солнца. с гораздо меньшей плотностью .

Кинематика

Основная статья: Звездная кинематика

Плеяды звезд , скопление в созвездии Тельца . рассеянное Эти звезды имеют общее движение в пространстве.

Движение звезды относительно Солнца может предоставить полезную информацию о происхождении и возрасте звезды, а также о структуре и эволюции окружающей галактики. Компоненты движения звезды состоят из лучевой скорости к Солнцу или от него и траверсного углового движения, называемого ее собственным движением.

Лучевая скорость измеряется доплеровским сдвигом спектральных линий звезды и выражается в км/ с . Собственное движение звезды, ее параллакс, определяется точными астрометрическими измерениями в единицах миллидуговых секунд (мсек) в год. Зная параллакс звезды и расстояние до нее, можно рассчитать правильную скорость движения. Вместе с радиальной скоростью можно рассчитать полную скорость. Звезды с высокой скоростью собственного движения, вероятно, будут находиться относительно близко к Солнцу, что делает их хорошими кандидатами для измерения параллакса.

Когда известны обе скорости движения, можно вычислить пространственную скорость звезды относительно Солнца или галактики. Было обнаружено, что среди близлежащих звезд более молодые звезды населения I обычно имеют более низкие скорости, чем более старые звезды населения II. Последние имеют эллиптические орбиты, наклоненные к плоскости галактики. Сравнение кинематики близлежащих звезд позволило астрономам проследить их происхождение до общих точек в гигантских молекулярных облаках, получивших название звездных ассоциаций .

Магнитное поле

Основная статья: Звездное магнитное поле

Поверхностное магнитное поле SU Aur (молодой звезды типа T Тельца ), восстановленное с помощью зееман-доплеровской визуализации.

Магнитное поле звезды генерируется в областях недр, где происходит конвективная циркуляция. Это движение проводящей плазмы действует как динамо-машина , в которой движение электрических зарядов индуцирует магнитные поля, как и механическая динамо-машина. Эти магнитные поля имеют большой диапазон, простирающийся по всей звезде и за ее пределы. Сила магнитного поля зависит от массы и состава звезды, а величина поверхностной магнитной активности зависит от скорости вращения звезды. Эта поверхностная активность создает звездные пятна , которые представляют собой области сильных магнитных полей и температурой поверхности ниже нормальной. Корональные петли — это дугообразные линии магнитного поля, которые поднимаются от поверхности звезды во внешнюю атмосферу звезды, ее корону. Корональные петли можно увидеть благодаря плазме, которую они проводят по своей длине. Звездные вспышки — это всплески частиц высокой энергии, испускаемые из-за той же магнитной активности.

Молодые, быстро вращающиеся звезды, как правило, имеют высокий уровень поверхностной активности из-за своего магнитного поля. Магнитное поле может воздействовать на звездный ветер звезды, действуя как тормоз, постепенно замедляя скорость вращения со временем. Таким образом, более старые звезды, такие как Солнце, имеют гораздо более медленную скорость вращения и более низкий уровень поверхностной активности. Уровни активности медленно вращающихся звезд имеют тенденцию меняться циклически и могут на какое-то время вообще прекращаться. В течение , Минимум Маундера например, Солнце претерпело70-летний период почти полного отсутствия солнечной активности.

Масса

Основная статья: Звездная масса

Одна из самых массивных известных звезд — Эта Киля . который, имея массу в 100–150 раз большую, чем Солнце, будет иметь продолжительность жизни всего несколько миллионов лет. Исследования самых массивных рассеянных скоплений показывают, что 150 M _☉ является приблизительным верхним пределом для звезд в нынешнюю эпоху существования Вселенной. Этотпредставляет собой эмпирическое значение теоретического предела массы формирующихся звезд из-за увеличения радиационного давления на аккрецирующее газовое облако. Несколько звезд в скоплении R136 в Большом Магеллановом Облаке имеют большую массу. ноБыло установлено, что они могли возникнуть в результате столкновения и слияния массивных звезд в тесных двойных системах, что позволяет обойти предел образования массивных звезд в 150 M _☉ .

Отражательная туманность NGC 1999 ярко освещена звездой V380 Ориона . Черный участок неба — это огромная дыра пустого пространства, а не темная туманность, как считалось ранее.

Первые звезды, образовавшиеся после Большого взрыва, могли быть крупнее, до 300 M _☉ , должный элементов тяжелее лития к полному отсутствию в их составе . Это поколение сверхмассивных звезд населения III, вероятно, существовало в очень ранней Вселенной (т.е. наблюдалось, что они имеют большое красное смещение) и, возможно, начало производство химических элементов тяжелее водорода , которые необходимы для более позднего образования планеты и жизнь. В июне 2015 года астрономы сообщили о наличии звезд населения III в галактике Cosmos Redshift 7 с z = 6,60 .

Имея массу всего в 80 раз больше Юпитера ( MJ _. ), 2MASS J0523-1403 является самой маленькой из известных звезд, подвергающихся ядерному синтезу в своем ядре Для подобной Солнцу, теоретическая минимальная масса, которую звезда может иметь и при этом подвергаться термоядерному синтезу в ядре, оценивается примерно в 75 МДж _{Если у звезд с металличностью ,} . низкая, минимальный размер звезды составляет около 8,3% солнечной массы, или около 87 МДж _{Когда металличность очень} . Меньшие тела, называемые коричневыми карликами , занимают плохо очерченную серую область между звездами и газовыми гигантами .

Комбинация радиуса и массы звезды определяет ее поверхностную гравитацию. Звезды-гиганты имеют гораздо меньшую поверхностную гравитацию, чем звезды главной последовательности, в то время как у вырожденных компактных звезд, таких как белые карлики, все наоборот. Поверхностная гравитация может влиять на внешний вид спектра звезды, при этом более высокая гравитация вызывает расширение линий поглощения .

Вращение

Основная статья: Звездное вращение

Скорость вращения звезд можно определить посредством спектроскопических измерений или, точнее, путем отслеживания их звездных пятен . Молодые звезды могут иметь вращение на экваторе более 100 км/с. звезда B-класса Ахернар Например, имеет экваториальную скорость около 225 км/с или больше, в результате чего ее экватор выпирает наружу и придает ей экваториальный диаметр, который более чем на 50% больше, чем между полюсами. Эта скорость вращения чуть ниже критической скорости в 300 км/с, при которой звезда могла бы распасться. Напротив, Солнце вращается один раз каждые 25–35 дней в зависимости от широты. с экваториальной скоростью 1,93 км/с. Магнитное поле звезды главной последовательности и звездный ветер существенно замедляют ее вращение по мере ее развития на главной последовательности.

Вырожденные звезды сжались в компактную массу, что привело к высокой скорости вращения. Однако у них относительно низкие скорости вращения по сравнению с тем, что можно было бы ожидать при сохранении углового момента — тенденции вращающегося тела компенсировать сокращение размера за счет увеличения скорости вращения. Большая часть углового момента звезды рассеивается в результате потери массы из-за звездного ветра. Несмотря на это, скорость вращения пульсара может быть очень высокой. пульсар в центре Крабовидной туманности вращается 30 раз в секунду. Например, Скорость вращения пульсара постепенно замедлится из-за выброса радиации.

Температура

Температура поверхности звезды главной последовательности определяется скоростью производства энергии ее ядром и ее радиусом и часто оценивается по показателю цвета звезды . Температура обычно выражается в терминах эффективной температуры , которая представляет собой температуру идеализированного черного тела, которое излучает свою энергию с той же яркостью на площадь поверхности, что и звезда. Эффективная температура характерна только для поверхности, поскольку температура увеличивается по направлению к ядру. Температура в области ядра звезды составляет несколько миллионов Кельвинов .

Звездная температура будет определять скорость ионизации различных элементов, что приводит к появлению характерных линий поглощения в спектре. Температура поверхности звезды, а также ее визуальная абсолютная величина и характеристики поглощения используются для классификации звезды (см. классификацию ниже).

Массивные звезды главной последовательности могут иметь температуру поверхности 50 000 К. Меньшие звезды, такие как Солнце, имеют температуру поверхности в несколько тысяч К. Красные гиганты имеют относительно низкую температуру поверхности - около 3600 К; но они имеют высокую яркость благодаря большой площади внешней поверхности.

Радиация

Энергия, производимая звездами (продукт ядерного синтеза), излучается в космос как в виде электромагнитного излучения , так и в виде излучения частиц . Излучение частиц, испускаемое звездой, проявляется как звездный ветер, которыйпотоки из внешних слоев в виде электрически заряженных протонов , а также альфа- и бета-частиц . Постоянный поток почти безмассовых нейтрино исходит прямо из ядра звезды.

Производство энергии в ядре является причиной того, что звезды сияют так ярко: каждый раз, когда два или более атомных ядра сливаются вместе, образуя одно атомное ядро ​​нового более тяжелого элемента, гамма-излучения фотоны из продукта ядерного синтеза высвобождаются . Эта энергия преобразуется в другие формы электромагнитной энергии более низкой частоты, такие как видимый свет, к тому времени, когда она достигает внешних слоев звезды.

Цвет звезды, определяемый наиболее интенсивной частотой видимого света, зависит от температуры внешних слоев звезды, включая ее фотосферу . Помимо видимого света, звезды излучают формы электромагнитного излучения, невидимые человеческому глазу . Фактически, звездное электромагнитное излучение охватывает весь спектр : от самых длинных волн радиоволн электромагнитный через инфракрасный , видимый свет, ультрафиолет до самых коротких рентгеновских лучей и гамма-лучей. С точки зрения полной энергии, излучаемой звездой, не все компоненты звездного электромагнитного излучения важны, но все частоты дают представление о физике звезды.

Используя звездный спектр , астрономы могут определить температуру поверхности, поверхностную гравитацию , металличность и скорость вращения звезды. Если расстояние до звезды найдено, например, путем измерения параллакса, то можно определить светимость звезды. Затем массу, радиус, поверхностную гравитацию и период вращения можно оценить на основе звездных моделей. можно рассчитать (Массу звезд в двойных системах путем измерения их орбитальных скоростей и расстояний. Гравитационное микролинзирование использовалось для измерения массы одиночной звезды. ) По этим параметрам астрономы смогут оценить возраст звезды.

Яркость

Светимость звезды — это количество света и других форм лучистой энергии, которое она излучает в единицу времени. Имеет единицы мощности . Светимость звезды определяется ее радиусом и температурой поверхности. Многие звезды не излучают равномерно по всей своей поверхности. быстро вращающаяся звезда Вега Например, имеет более высокий поток энергии (мощность на единицу площади) на своих полюсах, чем вдоль экватора.

Участки поверхности звезды с более низкой температурой и светимостью, чем в среднем, известны как звездные пятна . Маленькие звезды- карлики , такие как Солнце, обычно имеют практически безликие диски с небольшими звездными пятнами. Звезды- гиганты имеют гораздо более крупные и заметные звездные пятна. иони демонстрируют сильное затемнение звездных краев . То есть яркость уменьшается к краю звездного диска. красные карлики Вспыхивающие , такие как UV Ceti, могут обладать заметными особенностями звездных пятен.

Величина

Основные статьи: Видимая звездная величина и Абсолютная звездная величина

Видимая яркость звезды выражается через ее видимую величину . Это функция светимости звезды, ее расстояния от Земли, затухания эффекта межзвездной пыли и газа, а также изменения света звезды при прохождении через атмосферу Земли. Внутренняя или абсолютная величина напрямую связана со светимостью звезды и представляет собой видимую величину звезды, если бы расстояние между Землей и звездой составляло 10 парсеков (32,6 световых лет).

Количество звезд ярче звездной величины

Очевидный величина	Число звезд
0	4
1	15
2	48
3	171
4	513
5	1,602
6	4,800
7	14,000

Шкалы как видимой, так и абсолютной звездной величины представляют собой логарифмические единицы : разница в звездной величине на одно целое число равна изменению блеска примерно в 2,5 раза. ( корень пятой степени из 100 или примерно 2,512). Это означает, что звезда первой величины (+1,00) примерно в 2,5 раза ярче звезды второй величины (+2,00) и примерно в 100 раз ярче звезды шестой величины (+6,00). Самые тусклые звезды, видимые невооруженным глазом в хороших условиях наблюдения, имеют звездную величину около +6.

Как по шкале видимой, так и по абсолютной величине, чем меньше число звездной величины, тем ярче звезда; чем больше число звездной величины, тем тусклее звезда. Самые яркие звезды по любой шкале имеют отрицательные звездные величины. Изменение блеска (Δ L ) между двумя звездами рассчитывается путем вычитания звездной величины более яркой звезды ( m _b ) из звездной величины более слабой звезды ( m _f ), а затем использования разницы в качестве показателя степени для базового числа. 2,512; то есть:

$\Delta {m}=m_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }$

$2.512^{\Delta {m}}=\Delta {L}$

По отношению к светимости и расстоянию от Земли абсолютная величина звезды ( M ) и видимая величина ( m ) не эквивалентны; например, яркая звезда Сириус имеет видимую звездную величину -1,44, но абсолютную звездную величину +1,41.

Солнце имеет видимую звездную величину -26,7, но его абсолютная величина составляет всего +4,83. Сириус, самая яркая звезда ночного неба, видимая с Земли, примерно в 23 раза ярче Солнца, а Канопус , вторая по яркости звезда ночного неба с абсолютной величиной −5,53, примерно в 14 000 раз ярче Солнца. Солнце. Несмотря на то, что Канопус гораздо ярче Сириуса, последняя звезда кажется ярче из двух. Это связано с тем, что Сириус находится всего в 8,6 световых годах от Земли, а Канопус находится гораздо дальше, на расстоянии 310 световых лет.

Самые яркие известные звезды имеют абсолютную звездную величину примерно -12, что в 6 миллионов раз превышает светимость Солнца. Теоретически наименее светящиеся звезды находятся на нижнем пределе массы, при котором звезды способны поддерживать ядерный синтез водорода в ядре; звезды чуть выше этого предела были расположены в скоплении NGC 6397 . Самые тусклые красные карлики в скоплении имеют абсолютную величину 15, а также был обнаружен белый карлик 17-й абсолютной величины.

Классификация

Основная статья: Звездная классификация

Диапазоны температуры поверхности для
разные звездные классы

Сорт	Температура	Образец звезды
ТО	33 000 К или более	Зета Змееносца
Б	10 500–30 000 К	Ригель
А	7500–10000 К	Альтаир
Ф	6000–7200 К	Процион А
Г	5500–6000 К	Солнце
К	4000–5250 К	Эпсилон Инди
М	2600–3850 К	Рядом с Центавром

Современная система классификации звезд возникла в начале 20-го века, когда звезды были классифицированы от A до Q на основе силы линии водорода . Считалось, что сила линии водорода является простой линейной функцией температуры. Напротив, все было сложнее: с ростом температуры оно усиливалось, достигало максимума около 9000 К, а затем уменьшалось при более высоких температурах. С тех пор классификации были переупорядочены по температуре, на которой основана современная схема.

Звездам присвоена однобуквенная классификация в соответствии с их спектрами: от типа O , которые очень горячие, до M , которые настолько холодны, что в их атмосферах могут образовываться молекулы. в порядке убывания температуры поверхности: O, B, A, F, G, K и M. Основные классификации Ряду редких спектральных типов даны специальные классификации. Наиболее распространенными из них являются типы L и T , которые классифицируют самые холодные звезды малой массы и коричневые карлики. Каждая буква имеет 10 делений, пронумерованных от 0 до 9 в порядке убывания температуры. Однако эта система разрушается при экстремально высоких температурах, поскольку классов O0 и O1 может не существовать.

Кроме того, звезды можно классифицировать по эффектам светимости, обнаруженным в их спектральных линиях, которые соответствуют их пространственным размерам и определяются их поверхностной гравитацией. Они варьируются от 0 ( гипергиганты ) через III ( гиганты ) до V (карлики главной последовательности); некоторые авторы добавляют VII (белые карлики). Звезды главной последовательности располагаются в узкой диагональной полосе, если отображать их на графике в соответствии с их абсолютной величиной и спектральным классом. Солнце — желтый карлик главной последовательности G2V средней температуры и обычного размера.

В конце спектрального класса добавляется дополнительная номенклатура в виде строчных букв для обозначения особенностей спектра. Например, буква « е » может указывать на наличие линий излучения; « m » представляет собой необычно сильные уровни металлов, а « var » может означать вариации спектрального класса.

У звезд белых карликов есть свой класс, который начинается с D. буквы Далее он подразделяется на классы DA , DB , DC , DO , DZ и DQ , в зависимости от типов заметных линий, обнаруженных в спектре. Далее следует числовое значение, обозначающее температуру.

Переменные звезды

Основная статья: Переменная звезда

Асимметричный внешний вид Миры , колеблющейся переменной звезды.

Переменные звезды имеют периодические или случайные изменения светимости из-за внутренних или внешних свойств. Из внутренне переменных звезд основные типы можно разделить на три основные группы.

В ходе своей звездной эволюции некоторые звезды проходят фазы, в которых они могут стать пульсирующими переменными. Пульсирующие переменные звезды со временем меняют радиус и светимость, расширяясь и сжимаясь с периодами от минут до лет, в зависимости от размера звезды. В эту категорию входят цефеиды и цефеидоподобные звезды , а также долгопериодические переменные, такие как Мира .

Эруптивные переменные — это звезды, яркость которых внезапно возрастает из-за вспышек или событий выброса массы. В эту группу входят протозвезды, звезды Вольфа-Райе и вспыхивающие звезды, а также звезды-гиганты и сверхгиганты.

Катаклизмические или взрывные переменные звезды — это звезды, свойства которых претерпевают резкие изменения. В эту группу входят новые и сверхновые. Двойная звездная система, в которую входит близлежащий белый карлик, может производить определенные типы этих впечатляющих звездных взрывов, включая новую и сверхновую типа 1а. Взрыв возникает, когда белый карлик аккумулирует водород из звезды-компаньона, наращивая массу до тех пор, пока водород не подвергается термоядерному синтезу. Некоторые новые являются рецидивирующими, с периодическими вспышками умеренной амплитуды.

Звезды могут различаться по светимости из-за внешних факторов, таких как затменные двойные системы, а также вращающиеся звезды, которые образуют экстремальные звездные пятна. Ярким примером затменно-двойной системы является Алголь, величина которой регулярно меняется от 2,1 до 3,4 в течение 2,87 дней.

Структура

Основная статья: Звездная структура

Внутренние структуры звезд главной последовательности, массы которых указаны в массах Солнца, зоны конвекции - циклами со стрелками, а радиационные зоны - красными вспышками. Слева направо: красный карлик , желтый карлик и сине-белая звезда главной последовательности.

Внутренняя часть стабильной звезды находится в состоянии гидростатического равновесия : силы, действующие на любой небольшой объем, почти точно уравновешивают друг друга. Уравновешенными силами являются внутренняя гравитационная сила и внешняя сила, возникающая из-за градиента давления внутри звезды. Градиент давления устанавливается градиентом температуры плазмы; внешняя часть звезды холоднее ядра. Температура в ядре главной последовательности или звезды-гиганта составляет по крайней мере порядка 10 ⁷ К. ​Полученная температура и давление в горящем водороде ядре звезды главной последовательности достаточны для того, чтобы произошел ядерный синтез и для выработки достаточной энергии, чтобы предотвратить дальнейший коллапс звезды.

Когда атомные ядра сливаются в ядре, они излучают энергию в виде гамма-лучей. Эти фотоны взаимодействуют с окружающей плазмой, увеличивая тепловую энергию ядра. Звезды главной последовательности преобразуют водород в гелий, создавая медленно, но неуклонно увеличивающуюся долю гелия в ядре. Со временем содержание гелия становится преобладающим, и производство энергии в ядре прекращается. Вместо этого для звезд размером более 0,4 M _☉ термоядерный синтез происходит в медленно расширяющейся оболочке вокруг вырожденного гелиевого ядра.

Помимо гидростатического равновесия, внутри стабильной звезды будет сохраняться энергетический баланс теплового равновесия . Внутри существует радиальный градиент температуры, в результате чего поток энергии течет наружу. Исходящий поток энергии, покидающий любой слой внутри звезды, будет точно соответствовать входящему потоку снизу.

Зона радиации — это область внутри звезды, где поток энергии наружу зависит от радиационной теплопередачи, поскольку конвективная теплопередача в этой зоне неэффективна. В этой области плазма не будет возмущена и любые массовые движения затухнут. Если это не так, то плазма становится нестабильной и возникает конвекция, образуя зону конвекции . Это может произойти, например, в областях, где возникают очень высокие потоки энергии, например, вблизи ядра или в областях с высокой непрозрачностью (что делает радиационную передачу тепла неэффективной), как во внешней оболочке.

Возникновение конвекции во внешней оболочке звезды главной последовательности зависит от массы звезды. Звезды, масса которых в несколько раз превышает массу Солнца, имеют зону конвекции глубоко внутри и зону излучения во внешних слоях. У звезд меньшего размера, таких как Солнце, все наоборот: конвективная зона расположена во внешних слоях. Звезды красных карликов с размером менее 0,4 M _☉ являются конвективными на всем протяжении, что препятствует накоплению гелиевого ядра. Для большинства звезд конвективные зоны будут меняться с течением времени по мере старения звезды и изменения внутреннего строения.

Разрез Солнца

Фотосфера – это та часть звезды, которая видна наблюдателю. Это слой, в котором плазма звезды становится прозрачной для фотонов света. Отсюда энергия, генерируемая в ядре, может свободно распространяться в космос. Именно внутри фотосферы появляются солнечные пятна — области с температурой ниже средней.

Над уровнем фотосферы находится звездная атмосфера. У звезды главной последовательности, такой как Солнце, самый нижний уровень атмосферы, чуть выше фотосферы, представляет собой тонкую область хромосферы , где появляются спикулы и начинаются звездные вспышки . Выше этого находится переходная область, где температура быстро возрастает на расстоянии всего лишь 100 км (62 мили). За ней находится корона — объем перегретой плазмы, который может простираться на несколько миллионов километров. Существование короны, по-видимому, зависит от конвективной зоны во внешних слоях звезды. Несмотря на высокую температуру, корона излучает очень мало света из-за низкой плотности газа. Область короны Солнца обычно видна только во время солнечного затмения .

Из короны звездный ветер из частиц плазмы расширяется наружу от звезды, пока не вступит во взаимодействие с межзвездной средой. На Солнце влияние солнечного ветра распространяется на всю область в форме пузыря, называемую гелиосферой .

Пути реакции ядерного синтеза

Основная статья: Звездный нуклеосинтез

Обзор протон-протонной цепочки

Цикл углерода-азота-кислорода

При слиянии ядер масса слитого продукта меньше массы исходных частей. Эта потерянная масса преобразуется в электромагнитную энергию в соответствии с эквивалентности массы и энергии. соотношением $E=mc^{2}$. В ядрах звезд происходят разнообразные реакции ядерного синтеза, которые зависят от их массы и состава.

Процесс синтеза водорода чувствителен к температуре, поэтому умеренное повышение температуры ядра приведет к значительному увеличению скорости синтеза. В результате температура ядра звезд главной последовательности колеблется всего от 4 миллионов кельвинов для небольших звезд М-класса до 40 миллионов Кельвинов для массивных звезд О-класса.

На Солнце с ядром температурой 16 миллионов Кельвинов водород плавится с образованием гелия в ходе протон-протонной цепной реакции :

4 ¹ Ч → 2 ² Н + 2 е ⁺ + 2 ν _e (2 x 0,4 М эВ )

22е ⁺ + 2 е ⁻ → 2 γ (2 х 1,0 МэВ)

2 ¹ Н+2 ² Ч → 2 ³ He + 2 γ (2 х 5,5 МэВ)

2 ³ Он → ⁴ Он + 2 ¹ Н (12,9 МэВ)

Есть еще пара путей, по которым ³ Он и ⁴ Он объединяется, образуя ⁷ Be, который в конечном итоге (с добавлением еще одного протона) дает два ⁴ Он, выигрыш один.

Все эти реакции приводят к общей реакции:

4 ¹ Ч → ⁴ He + 2γ + 2ν _e (26,7 МэВ)

где γ — фотон гамма-излучения, ν _e — нейтрино, а H и He — изотопы водорода и гелия соответственно. Энергия, выделяемая в результате этой реакции, измеряется миллионами электронвольт. Каждая отдельная реакция производит лишь небольшое количество энергии, но поскольку огромное количество этих реакций происходит постоянно, они производят всю энергию, необходимую для поддержания излучения звезды. Для сравнения, при сгорании двух молекул газообразного водорода с одной молекулой газообразного кислорода выделяется всего 5,7 эВ.

В более массивных звездах гелий производится в цикле реакций, катализируемых углеродом, который называется циклом углерод-азот-кислород .

В эволюционировавших звездах с ядром при температуре 100 миллионов кельвинов и массой от 0,5 до 10 M _☉ гелий может превращаться в углерод в процессе тройного альфа , в котором используется промежуточный элемент бериллий :

⁴ Он + ⁴ He + 92 кэВ → ^8* Быть

⁴ Он + ^8* Be + 67 кэВ → ^12* С

^12* С → ¹² С + γ + 7,4 МэВ

Для общей реакции:

Обзор последовательных процессов синтеза в массивных звездах

3 ⁴ Он → ¹² C + γ + 7,2 МэВ

В массивных звездах более тяжелые элементы могут сгорать в сжимающемся ядре посредством процесса горения неона и процесса горения кислорода . Заключительной стадией процесса звездного нуклеосинтеза является процесс сжигания кремния , в результате которого образуется стабильный изотоп железо-56. Любой дальнейший синтез будет эндотермическим процессом, который потребляет энергию, и поэтому дополнительная энергия может быть произведена только за счет гравитационного коллапса.

Продолжительность основных фаз синтеза 20 M _☉ звезды

Топливо материал	Температура (миллионов кельвинов)	Плотность ( кг/см 3 )	Продолжительность записи (τ в годах)
ЧАС	37	0.0045	8,1 миллиона
Он	188	0.97	1,2 миллиона
С	870	170	976
Ne	1,570	3,100	0.6
ТО	1,980	5,550	1.25
С/Си	3,340	33,400	0.0315

См. также

• Фузор (астрономия)
• Список собственных имен звезд
• Очерк астрономии
• Звездное время
• Звездные часы
• Количество звезд
• Звезды в художественной литературе

Внешние ссылки

• «Как расшифровать классификационные коды» . Астрономическое общество Южной Австралии . Проверено 20 августа 2010 г.
• Калер, Джеймс. «Портреты звезд и их созвездий» . Университет Иллинойса . Проверено 20 августа 2010 г.
• Пиковер, Клифф (2001). Звезды Небесные . Издательство Оксфордского университета. ISBN  978-0-19-514874-9 .
• Пряльник, Дина; и др. (2001). «Звезды: звездная атмосфера, структура и эволюция» . Университет Сент-Эндрюс . Проверено 20 августа 2010 г.
• «Запрос звезды по идентификатору, координатам или коду ссылки» . СИМБАД . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 20 августа 2010 г.