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 фьюзора 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.

Stars can form orbital systems with other astronomical objects, as in planetary systems and star systems with two or more stars. When two such stars orbit closely, their gravitational interaction can significantly impact their evolution. Stars can form part of a much larger gravitationally bound structure, such as a star cluster or a galaxy.

Etymology

The word "star" ultimately derives from the Proto-Indo-European root "h₂stḗr" also meaning star, but further analyzable as h₂eh₁s- ("to burn", also the source of the word "ash") + -tēr (agentive suffix). Compare Latin stella, Greek aster, German Stern. Some scholars believe the word is a borrowing from Akkadian "istar" (Venus), however, this is in doubt. "Star" is cognate (shares the same root) with the following words: asterisk, asteroid, astral, constellation, Esther.

Observation history

See also: Stars in astrology

People have interpreted patterns and images in the stars since ancient times. This 1690 depiction of the constellation of Leo, the lion, is by Johannes Hevelius.

Historically, stars have been important to civilizations throughout the world. They have been part of religious practices, divination rituals, mythology, used for celestial navigation and orientation, to mark the passage of seasons, and to define calendars.

Early astronomers recognized a difference between "fixed stars", whose position on the celestial sphere does not change, and "wandering stars" (planets), which move noticeably relative to the fixed stars over days or weeks. Many ancient astronomers believed that the stars were permanently affixed to a heavenly sphere and that they were immutable. By convention, astronomers grouped prominent stars into asterisms and constellations and used them to track the motions of the planets and the inferred position of the Sun. The motion of the Sun against the background stars (and the horizon) was used to create calendars, which could be used to regulate agricultural practices. The Gregorian calendar, currently used nearly everywhere in the world, is a solar calendar based on the angle of the Earth's rotational axis relative to its local star, the Sun.

The oldest accurately dated star chart was the result of ancient Egyptian astronomy in 1534 BC. The earliest known star catalogues were compiled by the ancient Babylonian astronomers of Mesopotamia in the late 2nd millennium BC, during the Kassite Period (c. 1531 BC – c. 1155 BC).

Stars in the night sky

The first star catalogue in Greek astronomy was created by Aristillus in approximately 300 BC, with the help of Timocharis. The star catalog of Hipparchus (2nd century BC) included 1,020 stars, and was used to assemble Ptolemy's star catalogue. Hipparchus is known for the discovery of the first recorded nova (new star). Many of the constellations and star names in use today derive from Greek astronomy.

Despite the apparent immutability of the heavens, Chinese astronomers were aware that new stars could appear. In 185 AD, they were the first to observe and write about a supernova, now known as SN 185. The brightest stellar event in recorded history was the SN 1006 supernova, which was observed in 1006 and written about by the Egyptian astronomer Ali ibn Ridwan and several Chinese astronomers. The SN 1054 supernova, which gave birth to the Crab Nebula, was also observed by Chinese and Islamic astronomers.

Medieval Islamic astronomers gave Arabic names to many stars that are still used today and they invented numerous astronomical instruments that could compute the positions of the stars. They built the first large observatory research institutes, mainly to produce Zij star catalogues. Among these, the Book of Fixed Stars (964) was written by the Persian astronomer Abd al-Rahman al-Sufi, who observed a number of stars, star clusters (including the Omicron Velorum and Brocchi's Clusters) and galaxies (including the Andromeda Galaxy). According to A. Zahoor, in the 11th century, the Persian polymath scholar Abu Rayhan Biruni described the Milky Way galaxy as a multitude of fragments having the properties of nebulous stars, and gave the latitudes of various stars during a lunar eclipse in 1019.

According to Josep Puig, the Andalusian astronomer Ibn Bajjah proposed that the Milky Way was made up of many stars that almost touched one another and appeared to be a continuous image due to the effect of refraction from sublunary material, citing his observation of the conjunction of Jupiter and Mars on 500 AH (1106/1107 AD) as evidence. Early European astronomers such as Tycho Brahe identified new stars in the night sky (later termed novae), suggesting that the heavens were not immutable. In 1584, Giordano Bruno suggested that the stars were like the Sun, and may have other planets, possibly even Earth-like, in orbit around them, an idea that had been suggested earlier by the ancient Greek philosophers, Democritus and Epicurus, and by medieval Islamic cosmologists such as Fakhr al-Din al-Razi. By the following century, the idea of the stars being the same as the Sun was reaching a consensus among astronomers. To explain why these stars exerted no net gravitational pull on the Solar System, Isaac Newton suggested that the stars were equally distributed in every direction, an idea prompted by the theologian Richard Bentley.

The Italian astronomer Geminiano Montanari recorded observing variations in luminosity of the star Algol in 1667. Edmond Halley published the first measurements of the proper motion of a pair of nearby "fixed" stars, demonstrating that they had changed positions since the time of the ancient Greek astronomers Ptolemy and Hipparchus.

William Herschel was the first astronomer to attempt to determine the distribution of stars in the sky. During the 1780s, he established a series of gauges in 600 directions and counted the stars observed along each line of sight. From this, he deduced that the number of stars steadily increased toward one side of the sky, in the direction of the Milky Way core. His son John Herschel repeated this study in the southern hemisphere and found a corresponding increase in the same direction. In addition to his other accomplishments, William Herschel is noted for his discovery that some stars do not merely lie along the same line of sight, but are physical companions that form binary star systems.

The science of stellar spectroscopy was pioneered by Joseph von Fraunhofer and Angelo Secchi. By comparing the spectra of stars such as Sirius to the Sun, they found differences in the strength and number of their absorption lines—the dark lines in stellar spectra caused by the atmosphere's absorption of specific frequencies. In 1865, Secchi began classifying stars into spectral types. The modern version of the stellar classification scheme was developed by Annie J. Cannon during the early 1900s.

The first direct measurement of the distance to a star (61 Cygni at 11.4 light-years) was made in 1838 by Friedrich Bessel using the parallax technique. Parallax measurements demonstrated the vast separation of the stars in the heavens. Observation of double stars gained increasing importance during the 19th century. In 1834, Friedrich Bessel observed changes in the proper motion of the star Sirius and inferred a hidden companion. Edward Pickering discovered the first spectroscopic binary in 1899 when he observed the periodic splitting of the spectral lines of the star Mizar in a 104-day period. Detailed observations of many binary star systems were collected by astronomers such as Friedrich Georg Wilhelm von Struve and S. W. Burnham, allowing the masses of stars to be determined from computation of orbital elements. The first solution to the problem of deriving an orbit of binary stars from telescope observations was made by Felix Savary in 1827.

The twentieth century saw increasingly rapid advances in the scientific study of stars. The photograph became a valuable astronomical tool. Karl Schwarzschild discovered that the color of a star and, hence, its temperature, could be determined by comparing the visual magnitude against the photographic magnitude. The development of the photoelectric photometer allowed precise measurements of magnitude at multiple wavelength intervals. In 1921 Albert A. Michelson made the first measurements of a stellar diameter using an interferometer on the Hooker telescope at Mount Wilson Observatory.

Important theoretical work on the physical structure of stars occurred during the first decades of the twentieth century. In 1913, the Hertzsprung-Russell diagram was developed, propelling the astrophysical study of stars. Successful models were developed to explain the interiors of stars and stellar evolution. Cecilia Payne-Gaposchkin first proposed that stars were made primarily of hydrogen and helium in her 1925 PhD thesis. The spectra of stars were further understood through advances in quantum physics. This allowed the chemical composition of the stellar atmosphere to be determined.

Infrared image from NASA's Spitzer Space Telescope showing hundreds of thousands of stars in the Milky Way galaxy

With the exception of rare events such as supernovae and supernova impostors, individual stars have primarily been observed in the Local Group, and especially in the visible part of the Milky Way (as demonstrated by the detailed star catalogues available for the Milky Way galaxy) and its satellites. Individual stars such as Cepheid variables have been observed in the M87 and M100 galaxies of the Virgo Cluster, as well as luminous stars in some other relatively nearby galaxies. With the aid of gravitational lensing, a single star (named Icarus) has been observed at 9 billion light-years away.

Designations

Main articles: Stellar designation, Astronomical naming conventions, and Star catalogue

The concept of a constellation was known to exist during the Babylonian period. Ancient sky watchers imagined that prominent arrangements of stars formed patterns, and they associated these with particular aspects of nature or their myths. Twelve of these formations lay along the band of the ecliptic and these became the basis of astrology. Many of the more prominent individual stars were given names, particularly with Arabic or Latin designations.

As well as certain constellations and the Sun itself, individual stars have their own myths. To the Ancient Greeks, some "stars", known as planets (Greek πλανήτης (planētēs), meaning "wanderer"), represented various important deities, from which the names of the planets Mercury, Venus, Mars, Jupiter and Saturn were taken. (Uranus and Neptune were Greek and Roman gods, but neither planet was known in Antiquity because of their low brightness. Their names were assigned by later astronomers.)

Circa 1600, the names of the constellations were used to name the stars in the corresponding regions of the sky. The German astronomer Johann Bayer created a series of star maps and applied Greek letters as designations to the stars in each constellation. Later a numbering system based on the star's right ascension was invented and added to John Flamsteed's star catalogue in his book "Historia coelestis Britannica" (the 1712 edition), whereby this numbering system came to be called Flamsteed designation or Flamsteed numbering.

The internationally recognized authority for naming celestial bodies is the International Astronomical Union (IAU). The International Astronomical Union maintains the Working Group on Star Names (WGSN) which catalogs and standardizes proper names for stars. A number of private companies sell names of stars which are not recognized by the IAU, professional astronomers, or the amateur astronomy community. The British Library calls this an unregulated commercial enterprise, and the New York City Department of Consumer and Worker Protection issued a violation against one such star-naming company for engaging in a deceptive trade practice.

Units of measurement

Although stellar parameters can be expressed in SI units or Gaussian units, it is often most convenient to express mass, luminosity, and radii in solar units, based on the characteristics of the Sun. In 2015, the IAU defined a set of nominal solar values (defined as SI constants, without uncertainties) which can be used for quoting stellar parameters:

nominal solar luminosity	L☉ = 3.828×1026 W
nominal solar radius	R☉ = 6.957×108 m

The solar mass M_☉ was not explicitly defined by the IAU due to the large relative uncertainty (10⁻⁴) of the Newtonian constant of gravitation G. Since the product of the Newtonian constant of gravitation and solar masstogether (GM_☉) has been determined to much greater precision, the IAU defined the nominal solar mass parameter to be:

nominal solar mass parameter:

GM☉ = 1.3271244×1020 m3/s2

The nominal solar mass parameter can be combined with the most recent (2014) CODATA estimate of the Newtonian constant of gravitation G to derive the solar mass to be approximately 1.9885×10³⁰ kg. Although the exact values for the luminosity, radius, mass parameter, and mass may vary slightly in the future due to observational uncertainties, the 2015 IAU nominal constants will remain the same SI values as they remain useful measures for quoting stellar parameters.

Large lengths, such as the radius of a giant star or the semi-major axis of a binary star system, are often expressed in terms of the astronomical unit—approximately equal to the mean distance between the Earth and the Sun (150 million km or approximately 93 million miles). In 2012, the IAU defined the astronomical constant to be an exact length in meters: 149,597,870,700 m.

Formation and evolution

Main article: Stellar evolution

Stellar evolution of low-mass (left cycle) and high-mass (right cycle) stars, with examples in italics

Stars condense from regions of space of higher matter density, yet those regions are less dense than within a vacuum chamber. These regions—known as molecular clouds—consist mostly of hydrogen, with about 23 to 28 percent helium and a few percent heavier elements. One example of such a star-forming region is the Orion Nebula. Most stars form in groups of dozens to hundreds of thousands of stars. Massive stars in these groups may powerfully illuminate those clouds, ionizing the hydrogen, and creating H II regions. Such feedback effects, from star formation, may ultimately disrupt the cloud and prevent further star formation.

All stars spend the majority of their existence as main sequence stars, fueled primarily by the nuclear fusion of hydrogen into helium within their cores. However, stars of different masses have markedly different properties at various stages of their development. The ultimate fate of more massive stars differs from that of less massive stars, as do their luminosities and the impact they have on their environment. Accordingly, astronomers often group stars by their mass:

• Very low mass stars, with masses below 0.5 M_☉, are fully convective and distribute helium evenly throughout the whole star while on the main sequence. Therefore, they never undergo shell burning and never become red giants. After exhausting their hydrogen they become helium white dwarfs and slowly cool. As the lifetime of 0.5 M_☉ stars is longer than the age of the universe, no such star has yet reached the white dwarf stage.
• Low mass stars (including the Sun), with a mass between 0.5 M_☉ and ~2.25 M_☉ depending on composition, do become red giants as their core hydrogen is depleted and they begin to burn helium in core in a helium flash; they develop a degenerate carbon-oxygen core later on the asymptotic giant branch; they finally blow off their outer shell as a planetary nebula and leave behind their core in the form of a white dwarf.
• Intermediate-mass stars, between ~2.25 M_☉ and ~8 M_☉, pass through evolutionary stages similar to low mass stars, but after a relatively short period on the red-giant branch they ignite helium without a flash and spend an extended period in the red clump before forming a degenerate carbon-oxygen core.
• Massive stars generally have a minimum mass of ~8 M_☉. After exhausting the hydrogen at the core these stars become supergiants and go on to fuse elements heavier than helium. Many end their lives when their cores collapse and they explode as supernovae.

Star formation

Main article: Star formation

Artist's conception of the birth of a star within a dense molecular cloud

A cluster of approximately 500 young stars lies within the nearby W40 stellar nursery.

The formation of a star begins with gravitational instability within a molecular cloud, caused by regions of higher density—often triggered by compression of clouds by radiation from massive stars, expanding bubbles in the interstellar medium, the collision of different molecular clouds, or the collision of galaxies (as in a starburst galaxy). When a region reaches a sufficient density of matter to satisfy the criteria for Jeans instability, it begins to collapse under its own gravitational force.

As the cloud collapses, individual conglomerations of dense dust and gas form "Bok globules". As a globule collapses and the density increases, the gravitational energy converts into heat and the temperature rises. When the protostellar cloud has approximately reached the stable condition of hydrostatic equilibrium, a protostar forms at the core. These pre-main-sequence stars are often surrounded by a protoplanetary disk and powered mainly by the conversion of gravitational energy. The period of gravitational contraction lasts about 10 million years for a star like the sun, up to 100 million years for a red dwarf.

Early stars of less than 2 M_☉ are called T Tauri stars, while those with greater mass are Herbig Ae/Be stars. These newly formed stars emit jets of gas along their axis of rotation, which may reduce the angular momentum of the collapsing star and result in small patches of nebulosity known as Herbig–Haro objects.These jets, in combination with radiation from nearby massive stars, may help to drive away the surrounding cloud from which the star was formed.

Early in their development, T Tauri stars follow the Hayashi track—they contract and decrease in luminosity while remaining at roughly the same temperature. Less massive T Tauri stars follow this track to the main sequence, while more massive stars turn onto the Henyey track.

Most stars are observed to be members of binary star systems, and the properties of those binaries are the result of the conditions in which they formed. A gas cloud must lose its angular momentum in order to collapse and form a star. The fragmentation of the cloud into multiple stars distributes some of that angular momentum. The primordial binaries transfer some angular momentum by gravitational interactions during close encounters with other stars in young stellar clusters. These interactions tend to split apart more widely separated (soft) binaries while causing hard binaries to become more tightly bound. This produces the separation of binaries into their two observed populations distributions.

Main sequence

Main article: Main sequence

Stars spend about 90% of their lifetimes fusing hydrogen into helium in high-temperature-and-pressure reactions in their cores. Such stars are said to be on the main sequence and are called dwarf stars. Starting at zero-age main sequence, the proportion of helium in a star's core will steadily increase, the rate of nuclear fusion at the core will slowly increase, as will the star's temperature and luminosity.The Sun, for example, is estimated to have increased in luminosity by about 40% since it reached the main sequence 4.6 billion (4.6×10⁹) years ago.

Every star generates a stellar wind of particles that causes a continual outflow of gas into space. For most stars, the mass lost is negligible. The Sun loses 10⁻¹⁴ M_☉ every year, or about 0.01% of its total mass over its entire lifespan. However, very massive stars can lose 10⁻⁷ to 10⁻⁵ M_☉ each year, significantly affecting their evolution. Stars that begin with more than 50 M_☉ can lose over half their total mass while on the main sequence.

An example of a Hertzsprung–Russell diagram for a set of stars that includes the Sun (center) (see Classification)

The time a star spends on the main sequence depends primarily on the amount of fuel it has and the rate at which it fuses it. The Sun is expected to live 10 billion (10¹⁰) years. Massive stars consume their fuel very rapidly and are short-lived. Low mass stars consume their fuel very slowly. Stars less massive than 0.25 M_☉, called red dwarfs, are able to fuse nearly all of their mass while stars of about 1 M_☉ can only fuse about 10% of their mass. The combination of their slow fuel-consumption and relatively large usable fuel supply allows low mass stars to last about one trillion (10×10¹²) years; the most extreme of 0.08 M_☉ will last for about 12 trillion years. Red dwarfs become hotter and more luminous as they accumulate helium. When they eventually run out of hydrogen, they contract into a white dwarf and decline in temperature. Since the lifespan of such stars is greater than the current age of the universe (13.8 billion years), no stars under about 0.85 M_☉ are expected to have moved off the main sequence.

Besides mass, the elements heavier than helium can play a significant role in the evolution of stars. Astronomers label all elements heavier than helium "metals", and call the chemical concentration of these elements in a star, its metallicity. A star's metallicity can influence the time the star takes to burn its fuel, and controls the formation of its magnetic fields, which affects the strength of its stellar wind. Older, population II stars have substantially less metallicity than the younger, population I stars due to the composition of the molecular clouds from which they formed. Over time, such clouds become increasingly enriched in heavier elements as older stars die and shed portions of their atmospheres.

Post–main sequence

Main articles: Subgiant, Red giant, Horizontal branch, Red clump, and Asymptotic giant branch

Betelgeuse as seen by ALMA. This is the first time that ALMA has observed the surface of a star and resulted in the highest-resolution image of Betelgeuse available.

As stars of at least 0.4 M_☉ exhaust the supply of hydrogen at their core, they start to fuse hydrogen in a shell surrounding the helium core. The outer layers of the star expand and cool greatly as they transition into a red giant. In some cases, they will fuse heavier elements at the core or in shells around the core. As the stars expand, they throw part of their mass, enriched with those heavier elements, into the interstellar environment, to be recycled later as new stars. In about 5 billion years, when the Sun enters the helium burning phase, it will expand to a maximum radius of roughly 1 astronomical unit (150 million kilometres), 250 times its present size, and lose 30% of its current mass.

As the hydrogen-burning shell produces more helium, the core increases in mass and temperature. In a red giant of up to 2.25 M_☉, the mass of the helium core becomes degenerate prior to helium fusion. Finally, when the temperature increases sufficiently, core helium fusion begins explosively in what is called a helium flash, and the star rapidly shrinks in radius, increases its surface temperature, and moves to the horizontal branch of the HR diagram. For more massive stars, helium core fusion starts before the core becomes degenerate, and the star spends some time in the red clump, slowly burning helium, before the outer convective envelope collapses and the star then moves to the horizontal branch.

After a star has fused the helium of its core, it begins fusing helium along a shell surrounding the hot carbon core. The star then follows an evolutionary path called the asymptotic giant branch (AGB) that parallels the other described red-giant phase, but with a higher luminosity. The more massive AGB stars may undergo a brief period of carbon fusion before the core becomes degenerate. During the AGB phase, stars undergo thermal pulses due to instabilities in the core of the star. In these thermal pulses, the luminosity of the star varies and matter is ejected from the star's atmosphere, ultimately forming a planetary nebula. As much as 50 to 70% of a star's mass can be ejected in this mass loss process. Because energy transport in an AGB star is primarily by convection, this ejected material is enriched with the fusion products dredged up from the core. Therefore, the planetary nebula is enriched with elements like carbon and oxygen. Ultimately, the planetary nebula disperses, enriching the general interstellar medium. Therefore, future generations of stars are made of the "star stuff" from past stars.

Massive stars

Main articles: Supergiant star, Hypergiant, and Wolf–Rayet star

Onion-like layers at the core of a massive, evolved star just before core collapses

During their helium-burning phase, a star of more than 9 solar masses expands to form first a blue supergiant and then a red supergiant. Particularly massive stars (exceeding 40 solar masses, like Alnilam, the central blue supergiant of Orion's Belt) do not become red supergiants due to high mass loss. These may instead evolve to a Wolf–Rayet star, characterised by spectra dominated by emission lines of elements heavier than hydrogen, which have reached the surface due to strong convection and intense mass loss, or from stripping of the outer layers.

When helium is exhausted at the core of a massive star, the core contracts and the temperature and pressure rises enough to fuse carbon (see Carbon-burning process). This process continues, with the successive stages being fueled by neon (see neon-burning process), oxygen (see oxygen-burning process), and silicon (see silicon-burning process). Near the end of the star's life, fusion continues along a series of onion-layer shells within a massive star. Each shell fuses a different element, with the outermost shell fusing hydrogen; the next shell fusing helium, and so forth.

The final stage occurs when a massive star begins producing iron. Since iron nuclei are more tightly bound than any heavier nuclei, any fusion beyond iron does not produce a net release of energy.

Collapse

As a star's core shrinks, the intensity of radiation from that surface increases, creating such radiation pressure on the outer shell of gas that it will push those layers away, forming a planetary nebula. If what remains after the outer atmosphere has been shed is less than roughly 1.4 M_☉, it shrinks to a relatively tiny object about the size of Earth, known as a white dwarf. White dwarfs lack the mass for further gravitational compression to take place. The electron-degenerate matter inside a white dwarf is no longer a plasma. Eventually, white dwarfs fade into black dwarfs over a very long period of time.

The Crab Nebula, remnants of a supernova that was first observed around 1050 AD

In massive stars, fusion continues until the iron core has grown so large (more than 1.4 M_☉) that it can no longer support its own mass. This core will suddenly collapse as its electrons are driven into its protons, forming neutrons, neutrinos, and gamma rays in a burst of electron capture and inverse beta decay. The shockwave formed by this sudden collapse causes the rest of the star to explode in a supernova. Supernovae become so bright that they may briefly outshine the star's entire home galaxy. When they occur within the Milky Way, supernovae have historically been observed by naked-eye observers as "new stars" where none seemingly existed before.

A supernova explosion blows away the star's outer layers, leaving a remnant such as the Crab Nebula. The core is compressed into a neutron star, which sometimes manifests itself as a pulsar or X-ray burster. In the case of the largest stars, the remnant is a black hole greater than 4 M_☉. In a neutron star the matter is in a state known as neutron-degenerate matter, with a more exotic form of degenerate matter, QCD matter, possibly present in the core.

The blown-off outer layers of dying stars include heavy elements, which may be recycled during the formation of new stars. These heavy elements allow the formation of rocky planets. The outflow from supernovae and the stellar wind of large stars play an important part in shaping the interstellar medium.

Binary stars

Binary stars' evolution may significantly differ from that of single stars of the same mass. For example, when any star expands to become a red giant, it may overflow its Roche lobe, the surrounding region where material is gravitationally bound to it; if stars in a binary system are close enough, some of that material may overflow to the other star, yielding phenomena including contact binaries, common-envelope binaries, cataclysmic variables, blue stragglers, and type Ia supernovae. Mass transfer leads to cases such as the Algol paradox, where the most-evolved star in a system is the least massive.

The evolution of binary star and higher-order star systems is intensely researched since so many stars have been found to be members of binary systems. Around half of Sun-like stars, and an even higher proportion of more massive stars, form in multiple systems, and this may greatly influence such phenomena as novae and supernovae, the formation of certain types of star, and the enrichment of space with nucleosynthesis products.

The influence of binary star evolution on the formation of evolved massive stars such as luminous blue variables, Wolf–Rayet stars, and the progenitors of certain classes of core collapse supernova is still disputed. Single massive stars may be unable to expel their outer layers fast enough to form the types and numbers of evolved stars that are observed, or to produce progenitors that would explode as the supernovae that are observed. Mass transfer through gravitational stripping in binary systems is seen by some astronomers as the solution to that problem.

Distribution

Artist's impression of the Sirius system, a white dwarf star in orbit around an A-type main-sequence star

Stars are not spread uniformly across the universe but are normally grouped into galaxies along with interstellar gas and dust. A typical large galaxy like the Milky Way contains hundreds of billions of stars. There are more than 2 trillion (10¹²) galaxies, though most are less than 10% the mass of the Milky Way. Overall, there are likely to be between 10²² and 10²⁴ stars (more stars than all the grains of sand on planet Earth). Most stars are within galaxies, but between 10 and 50% of the starlight in large galaxy clusters may come from stars outside of any galaxy.

A multi-star system consists of two or more gravitationally bound stars that orbit each other. The simplest and most common multi-star system is a binary star, but systems of three or more stars exist. For reasons of orbital stability, such multi-star systems are often organized into hierarchical sets of binary stars. Larger groups are called star clusters. These range from loose stellar associations with only a few stars to open clusters with dozens to thousands of stars, up to enormous globular clusters with hundreds of thousands of stars. Such systems orbit their host galaxy. The stars in an open or globular cluster all formed from the same giant molecular cloud, so all members normally have similar ages and compositions.

Many stars are observed, and most or all may have originally formed in gravitationally bound, multiple-star systems. This is particularly true for very massive O and B class stars, 80% of which are believed to be part of multiple-star systems. The proportion of single star systems increases with decreasing star mass, so that only 25% of red dwarfs are known to have stellar companions. As 85% of all stars are red dwarfs, more than two thirds of stars in the Milky Way are likely single red dwarfs.In a 2017 study of the Perseus molecular cloud, astronomers found that most of the newly formed stars are in binary systems. In the model that best explained the data, all stars initially formed as binaries, though some binaries later split up and leave single stars behind.

This view of NGC 6397 includes stars known as blue stragglers for their location on the Hertzsprung–Russell diagram.

The nearest star to the Earth, apart from the Sun, is Proxima Centauri, 4.2465 light-years (40.175 trillion kilometres) away. Travelling at the orbital speed of the Space Shuttle, 8 kilometres per second (29,000 kilometres per hour), it would take about 150,000 years to arrive. This is typical of stellar separations in galactic discs. Stars can be much closer to each other in the centres of galaxies and in globular clusters, or much farther apart in galactic halos.

Due to the relatively vast distances between stars outside the galactic nucleus, collisions between stars are thought to be rare. In denser regions such as the core of globular clusters or the galactic center, collisions can be more common. Such collisions can produce what are known as blue stragglers. These abnormal stars have a higher surface temperature and thus are bluer than stars at the main sequence turnoff in the cluster to which they belong; in standard stellar evolution, blue stragglers would already have evolved off the main sequence and thus would not be seen in the cluster.

Characteristics

Almost everything about a star is determined by its initial mass, including such characteristics as luminosity, size, evolution, lifespan, and its eventual fate.

Age

Main article: Stellar age estimation

Most stars are between 1 billion and 10 billion years old. Some stars may even be close to 13.8 billion years old—the observed age of the universe. The oldest star yet discovered, HD 140283, nicknamed Methuselah star, is an estimated 14.46 ± 0.8 billion years old. (Due to the uncertainty in the value, this age for the star does not conflict with the age of the universe, determined by the Planck satellite as 13.799 ± 0.021).

The more massive the star, the shorter its lifespan, primarily because massive stars have greater pressure on their cores, causing them to burn hydrogen more rapidly. The most massive stars last an average of a few million years, while stars of minimum mass (red dwarfs) burn their fuel very slowly and can last tens to hundreds of billions of years.

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 относительно 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, супербогатая металлами звезда μ Леонис содержит почти вдвое больше железа, чем Солнце, а планетарная звезда 14 Геркулес содержит почти в три раза больше железа. 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 имеют тенденцию иметь 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, как правило, меняются 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 наиболее 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 с помощью спектроскопических измерений или, точнее, определить 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 выше, из-за 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 значительно 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 размеров 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 яркости (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 века, когда звезды классифицировались 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 резко 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. ​Результирующая температура и давление в горящем водороде ядре звезды главной последовательности достаточны для того, чтобы произошел ядерный синтез , и чтобы было произведено достаточно энергии, чтобы предотвратить дальнейший коллапс звезды.

Когда атомные ядра сплавляются 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 )

2 е ⁺ + 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 термоядерного 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.