space

Факты о звездах: основы звездной эволюции

Звезды — это гигантские светящиеся плазменные сферы. Их миллиарды, включая наше собственное Солнце, в Галактике Млечный Путь. А во Вселенной миллиарды галактик. На данный момент мы узнали, что сотни планет также вращаются вокруг них.

История наблюдений

С момента зарождения записанной цивилизации звезды играли ключевую роль в религии и оказались жизненно важными для мореплавания. Астрономия , изучение неба, возможно, самая древняя из наук.

Изобретение телескопа и открытие законов движения и гравитации в 17 веке привело к осознанию того, что звезды подобны Солнцу и подчиняются одним и тем же законам физики. В XIX веке фотография и спектроскопия — изучение длин волн света, излучаемого объектами, — позволили исследовать состав и движение звезд издалека, что привело к развитию астрофизики.

В 1937 году был построен первый радиотелескоп, который позволил астрономам обнаруживать невидимое излучение звезд. Первый гамма-телескоп, запущенный в 1961 году, стал пионером в изучении звездных взрывов (сверхновых).

Также в 1960-х годах астрономы начали инфракрасные наблюдения с помощью телескопов на воздушном шаре, собирая информацию о звездах и других объектах на основе их теплового излучения; первый инфракрасный телескоп (Инфракрасный астрономический спутник), запущенный в 1983 году.

Микроволновое излучение было впервые изучено из космоса в 1992 году с помощью спутника НАСА Cosmic Microwave Background Explorer (COBE). (Микроволновое излучение обычно используется для исследования происхождения молодой Вселенной, но иногда они используются для изучения звезд.)

В 1990 году был запущен первый оптический телескоп космического базирования, Космический телескоп Хаббла , обеспечивающий самую глубокую и детализированную визуализацию. легкий взгляд на Вселенную.

Конечно, с годами были и более продвинутые обсерватории (на всех длинах волн), и планируются еще более мощные. Несколько примеров — Европейский чрезвычайно большой телескоп (E-ELT), наблюдения которого планируется начать в 2024 году в инфракрасном и оптическом диапазонах волн.

Кроме того, в 2018 году будет запущен космический телескоп НАСА имени Джеймса Уэбба, который является преемником телескопа Хаббла, для исследования звезд в инфракрасном диапазоне длин волн.

Название звезд

Древние культуры видели на небесах узоры, похожие на людей, животных или обычные предметы — созвездия, которые представляли фигуры из мифов, таких как Орион-Охотник, герой греческой мифологии. Астрономы теперь часто используют созвездия для обозначения звезд. Международный астрономический союз, всемирный орган по присвоению имен небесным объектам, официально признает 88 созвездий .

Обычно самая яркая звезда в созвездии имеет «альфа», первую букву греческого алфавита, как часть своего научного названия. Вторая по яркости звезда в созвездии обычно обозначается «бета», третья по яркости — «гамма» и так далее, пока не будут использованы все греческие буквы, после чего следуют числовые обозначения.

Некоторые звезды носили имена с древних времен — например, Бетельгейзе в переводе с арабского означает «рука (или подмышка) гиганта». Это самая яркая звезда Ориона, и ее научное название — Альфа Ориона. Кроме того, разные астрономы на протяжении многих лет составляли звездные каталоги, в которых используются уникальные системы нумерации.

Каталог Генри Дрейпера, названный в честь пионера астрофотографии, обеспечивает спектральную классификацию и приблизительное положение 272 150 звезд и широко используется астрономическим сообществом более полувека. В каталоге Бетельгейзе обозначена как HD 39801.

Поскольку во Вселенной так много звезд, МАС использует другую систему для новых звезд. Большинство из них состоит из аббревиатуры, обозначающей тип звезды или каталога, в котором приводится информация о звезде, за которой следует группа символов.

Например, PSR J1302-6350 — пульсар, следовательно, PSR. J показывает, что используется система координат, известная как J2000, в то время как 1302 и 6350 являются координатами, аналогичными кодам широты и долготы, используемым на Земле.

В последние годы МАС формализовало несколько названий звезд на фоне призывов астрономического сообщества включить общественность в процесс присвоения имен. IAU официально закрепил имена 14 звезд в конкурсе «Name ExoWorlds» 2015 года , приняв предложения научных и астрономических клубов со всего мира.

Затем, в 2016 году, IAU утвердил 227 звездных имен , принимая решение в основном с древних времен. Цель заключалась в том, чтобы уменьшить вариации в названиях звезд, а также в написании (например, у «Формальгаута» было 30 записанных вариаций).

Однако давнее название «Альфа Центавра» — относится к известной звездной системе с планетами всего в четырех световых годах. с Земли — был заменен на Ригель Кентавр.

Образование звезд

Звезда развивается из гигантского медленно вращающегося облака, которое полностью или почти полностью состоит из водорода и гелия. Из-за собственного гравитационного притяжения облако позади коллапсирует внутрь, и, сжимаясь, оно вращается все быстрее и быстрее, при этом внешние части становятся диском, а самые внутренние части становятся примерно сферическими сгустками.

По данным НАСА, этот разрушающийся материал становится все горячее и плотнее, образуя протозвезду в форме шара . Когда температура и давление в протозвезде достигают примерно 1,8 миллиона градусов по Фаренгейту (1 миллион градусов по Цельсию), атомные ядра, которые обычно отталкиваются друг от друга, начинают сливаться вместе, и звезда загорается.

Ядерный синтез преобразует небольшое количество этих атомов в необычайное количество энергии — например, 1 грамм массы, полностью преобразованный в энергию, будет равен взрыву примерно 22 000 тонн тротила.

Эволюция звезд

Жизненные циклы звезд следуют шаблонам, основанным в основном на их начальной массе. К ним относятся звезды средней массы, такие как Солнце, с массой от половины до восьми раз больше массы Солнца, звезды с большой массой, масса которых превышает восемь масс Солнца, и звезды с массой от десятой до половины солнечной массы.

Чем больше масса звезды, тем меньше продолжительность ее жизни . Объекты меньше десятой солнечной массы не обладают достаточным гравитационным притяжением, чтобы зажечь ядерный синтез — некоторые из них могут стать несостоявшимися звездами, известными как коричневые карлики .

Звезда средней массы начинается с облака, которому требуется около 100 000 лет, чтобы коллапсировать в протозвезду с температурой поверхности около 6750 F (3725 C). После начала синтеза водорода в результате получается звезда Т-Тельца , переменная звезда, яркость которой колеблется.

Эта звезда продолжает коллапсировать в течение примерно 10 миллионов лет, пока ее расширение за счет энергии, генерируемой ядерным синтезом, не будет уравновешено ее сжатием под действием силы тяжести, после чего она станетзвездой главной последовательности, которая получает всю свою энергию от синтеза водорода в своем ядре.

Чем больше масса такой звезды, тем быстрее она будет использовать водородное топливо и тем короче останется на главной последовательности.После того, как весь водород в ядре превращается в гелий, звезда быстро меняется — без ядерного излучения, которое ей сопротивлялось, гравитация немедленно раздавливает материю в ядре звезды, быстро нагревая звезду.

Это заставляет внешние слои звезды сильно расширяться и при этом остывать и светиться красным, превращая звезду в красного гиганта . Гелий начинает сливаться вместе в ядре, и как только гелий уходит, ядро ​​сжимается и становится более горячим, снова расширяя звезду, но делая ее более синей и яркой, чем раньше, сдувая ее внешние слои.

После того, как расширяющиеся газовые оболочки исчезают, остается оставшееся ядро ​​- белый карлик , состоящий в основном из углерода и кислорода, с начальной температурой примерно 180 000 градусов F (100 000 градусов C).

Поскольку у белых дварфов не осталось топлива для синтеза, они становятся все холоднее и холоднее за миллиарды лет, чтобы стать черными дварфами, слишком слабыми, чтобы их можно было обнаружить.(Наше солнце должно покинуть главную последовательность примерно через 5 миллиардов лет.)

Звезда большой массы образуется и быстро умирает. Эти звезды образуются из протозвезд всего за 10 000–100 000 лет. На главной последовательности они горячие и синие, примерно в 1000–1 миллион раз ярче солнца и примерно в 10 раз шире.

Когда они покидают главную последовательность, они становятся ярко-красными сверхгигантами и в конечном итоге становятся достаточно горячими, чтобы сплавить углерод в более тяжелые элементы.

После примерно 10 000 лет такого синтеза в результате получилось железное ядро ​​шириной примерно 3800 миль (6000 км), и, поскольку любой дополнительный синтез потреблял бы энергию, а не высвобождал ее, звезда обречена, поскольку ее ядерное излучение больше не может сопротивляться сила притяжения.

По данным НАСА, когда звезда достигает массы более 1,4 массы Солнца, давление электронов не может удержать ядро ​​от дальнейшего коллапса.Результат — сверхновая. Гравитация вызывает коллапс ядра, в результате чего температура ядра повышается почти до 18 миллиардов градусов по Фаренгейту (10 миллиардов градусов по Цельсию), разрушая железо на нейтроны и нейтрино.

Примерно за одну секунду ядро ​​сжимается до ширины около шести миль (10 км) и отскакивает точно так же, как сжатый резиновый мяч, посылая через звезду ударную волну, которая вызывает термоядерный синтез в удаленных слоях.Затем звезда взрывается, образуя так называемую сверхновую типа II.

Если оставшееся ядро ​​звезды было меньше примерно трех масс Солнца, оно становится нейтронной звездой , почти полностью состоящей из нейтронов, а вращающиеся нейтронные звезды, излучающие обнаруживаемые радиоимпульсы, известны как пульсары.

Если ядро ​​звезды было больше трех масс Солнца, никакая известная сила не могла бы поддержать его против собственного гравитационного притяжения, и оно коллапсирует, образуя черную дыру .

Звезда с малой массой использует водородное топливо настолько медленно, что они могут светить как звезды главной последовательности в течение от 100 до 1 триллиона лет — поскольку Вселенной всего около 13,7 миллиарда лет , по данным НАСА, это означает, что у маломассивных звезд нет. когда-либо умер.

Тем не менее, астрономы подсчитали, что эти звезды, известные как красные карлики , никогда не будут плавить ничего, кроме водорода, а это значит, что они никогда не станут красными гигантами. Вместо этого они должны в конечном итоге просто остыть, чтобы стать белыми карликами, а затем и черными карликами.

Двоичные звезды и другие кратные

Хотя в нашей Солнечной системе есть только одна звезда, большинство звезд, таких как наше Солнце, не одиночные, а двойные, где две звезды вращаются друг вокруг друга, или множественные, включающие еще больше звезд.

Фактически, только одна треть звезд, таких как наше Солнце, одиночные, в то время как две трети кратны — например, ближайший сосед нашей Солнечной системы, Проксима Центавра , является частью множественной системы, которая также включает Альфа Центавра A и Альфа. Центавр Б.

Тем не менее, звезды класса G, такие как наше Солнце, составляют лишь около 7 процентов всех звезд, которые мы видим — когда речь идет о системах в целом, около 30 процентов в нашей галактике являются множественными , а остальные — одиночными, согласно Чарльзу Дж. Лада из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики.

Двойные звезды развиваются, когда две протозвезды формируются рядом друг с другом. Один член этой пары может влиять на своего компаньона, если они находятся достаточно близко друг к другу, удаляя материю в процессе, называемом массопереносом.

Если один из членов — гигантская звезда, которая оставляет после себя нейтронную звезду или черную дыру, может образоватьсядвойная рентгеновская система , в которой материя, извлеченная из спутника звездного остатка, может стать чрезвычайно горячей — более 1 миллиона F (555500 C). и испускать рентгеновские лучи.

Если в двойную систему входит белый карлик, газ, вытянутый компаньоном на поверхность белого карлика, может сильно слиться во вспышке, называемой новой . Время от времени накапливается достаточно газа, чтобы карлик коллапсировал, в результате чего его углерод почти мгновенно плавится, а карлик взрывается в сверхновой типа I, которая может затмить галактику на несколько месяцев.

Характеристики звезд

Яркость

Астрономы описывают яркость звезд по величине и светимости .

Величина звезды основана на шкале более чем 2000 лет, изобретенное греческий астроном Хипаркус около 125 г. до н.э. . Он пронумеровал группы звезд в зависимости от их яркости, видимой с Земли: самые яркие были названы звездами первой величины, следующие по яркости — второй величиной, и так далее до шестой величины — самыми слабыми видимыми звездами.

В настоящее время астрономы называют яркость звезды, наблюдаемой с Земли, ее видимой величиной, но поскольку расстояние между Землей и звездой может влиять на свет, который мы видим от нее, теперь они также описывают фактическую яркость звезды, используя термин абсолютная величина, который определяется его видимой величиной, если бы он находился на расстоянии 10 парсеков или 32,6 световых лет от Земли.

Шкала звездных величин теперь составляет больше шести и меньше единицы, даже опускаясь до отрицательных чисел — самой яркой звездой на ночном небе является Сириус с видимой величиной -1,46.

Светимость — это мощность звезды — скорость, с которой она излучает энергию.Хотя мощность обычно измеряется в ваттах — например, светимость Солнца составляет 400 триллионов триллионов ватт, — светимость звезды обычно измеряется в единицах светимости Солнца.

Например, Альфа Центавра A примерно в 1,3 раза ярче Солнца. Чтобы вычислить яркость по абсолютной величине, нужно вычислить, что разница в пять по шкале абсолютной звездной величины эквивалентна коэффициенту 100 по шкале светимости — например, звезда с абсолютной величиной 1 в 100 раз ярче, чем звезда с абсолютной величиной 6.

Яркость звезды зависит от температуры и размера ее поверхности.

Цвет

Звезды бывают разных цветов: от красноватого до желтоватого и синего. Цвет звезды зависит от температуры поверхности.

Звезда может казаться однотонной, но на самом деле излучает широкий спектр цветов, потенциально включая все, от радиоволн и инфракрасных лучей до ультрафиолетовых лучей и гамма-лучей. Различные элементы или соединения поглощают и излучают свет разных цветов или длин волн, и, изучая спектр звезды, можно предугадать ее состав.

Температура поверхности

Астрономы измеряют температуру звезд в единицах, известных как кельвин , с температурой ноль К («абсолютный ноль»), равной минус 273,15 градуса Цельсия или минус 459,67 градуса по Фаренгейту. Темно-красная звезда имеет температуру поверхности около 2500 К (2225 градусов по Цельсию).

C и 4040 F);ярко-красная звезда, около 3500 K (3225 C и 5840 F); солнце и другие желтые звезды — около 5500 К (5225 ° C и 9440 ° F); голубая звезда, примерно от 10 000 К (9725 C и 17 540 F) до 50 000 К (49 725 C и 89 540 F).

Температура поверхности звезды частично зависит от ее массы и влияет на ее яркость и цвет. В частности, светимость звезды пропорциональна температуре в четвертой степени. Например, если две звезды одинакового размера, но одна из них в два раза горячее другой по кельвину, первая будет в 16 раз ярче последней.

Размер

Астрономы обычно измеряют размер звезд по радиусу нашего Солнца.Например, Альфа Центавра A имеет радиус 1,05 солнечного радиуса (множественное число от радиуса). Размер звезд варьируется от нейтронных звезд, ширина которых может составлять всего 12 миль (20 километров), до сверхгигантов, диаметр которых примерно в 1000 раз больше диаметра Солнца.

Размер звезды влияет на ее яркость. В частности, светимость пропорциональна квадрату радиуса. Например, если бы две звезды имели одинаковую температуру, если бы одна звезда была вдвое шире другой, первая была бы в четыре раза ярче второй.

Масса

Астрономы представляют массу звезды через массу Солнца , то есть массу нашего Солнца. Например, Альфа Центавра A имеет массу 1,08 солнечной.

Звезды с одинаковой массой могут не быть одинаковыми по размеру, потому что они имеют разную плотность. Например, Сириус B имеет примерно такую ​​же массу, что и Солнце, но в 90 000 раз плотнее, а значит, его диаметр составляет всего 50% от его диаметра.

Масса звезды влияет на температуру поверхности.

Магнитное поле

Звезды — это вращающиеся шары из вращающегося электрически заряженного газа, которые обычно генерируют магнитные поля. Когда дело доходит до Солнца, исследователи обнаружили, что его магнитное поле может сильно концентрироваться на небольших участках, создавая особенности, начиная от солнечных пятен и заканчивая впечатляющими извержениями, известными как вспышки и корональные выбросы массы.

Недавний опрос Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики показал, что среднее магнитное полезвезды увеличивается с увеличением скорости вращения звезды и уменьшается с возрастом звезды.

Металличность

Металличности звезды измеряет количество « металлов » Это — то есть, любой элемент тяжелее гелия.

В зависимости от металличности могут существовать три поколения звезд.Астрономы еще не открыли ничего из того, что должно было бы быть самым старым поколением звезд населения III, рожденных во вселенной без «металлов».

Когда эти звезды умерли, они выбросили в космос тяжелые элементы, которые в звездах Населения II были относительно небольшими. Когда некоторые из них умерли, они высвободили более тяжелые элементы, и самые молодые звезды населения I, такие как наше Солнце, содержат наибольшее количество тяжелых элементов.

Классификация звезд

Звезды обычно классифицируются по их спектру в так называемой системе Моргана-Кинана или МК. Существует восемь спектральных классов, каждый из которых аналогичен диапазону температур поверхности — от самых горячих до самых холодных, это O, B, A, F, G, K, M и L.

Каждый спектральный класс также состоит из 10 спектральных классов, в диапазоне от цифры 0 для самого горячего до цифры 9 для самого холодного.

Звезды также классифицируются по их светимости по системе Моргана-Кинана.Самые большие и яркие классы звезд имеют самые низкие числа, указанные римскими цифрами: Ia — яркий сверхгигант; Иб, сверхгигант; II, яркий гигант; III, великан; IV — субгигант; и V — главная последовательность или карлик.

Полное обозначение МК включает как спектральный тип, так и класс светимости — например, Солнце — это G2V.

Звездная структура

Структуру звезды часто можно представить как серию тонких вложенных друг в друга оболочек , что-то вроде луковицы.

Звезда на протяжении большей части своей жизни является звездой главной последовательности, которая состоит из ядра, радиационной и конвективной зон , фотосферы, хромосферы и короны. Ядро — это то место, где весь ядерный синтез приводит в действие звезду.

В радиационной зоне энергия этих реакций переносится наружу посредством излучения, как тепло от лампочки, в то время как в конвективной зоне энергия переносится бурлящими горячими газами, как горячий воздух из фена.

Массивные звезды, масса которых более чем в несколько раз превышает массу Солнца, являются конвективными в своих ядрахи излучающими в своих внешних слоях, в то время как звезды, сопоставимые с массой Солнца или меньшей, являются излучательными в своих ядрах и конвективными во внешних слоях. Звезды средней массы спектрального класса A могут быть излучательными на всем протяжении.

После этих зон идет часть звезды, излучающая видимый свет, фотосфера , которую часто называют поверхностью звезды. После этого идет хромосфера, слой, который выглядит красноватым из-за всего находящегося там водорода.Наконец, самая внешняя часть атмосферы звезды — это корона, которая, если она очень горячая, может быть связана с конвекцией во внешних слоях .

Поделиться с друзьями: