Астрономы уловили неожиданное излучение от нейтронной звезды

Рубрика: Астрономия для чайников Опубликовано 19.08.2019 · Комментарии: 0 · На чтение: 5 мин · Просмотры: Post Views: 6 488

Астрономия — это наука, и как всякая наука, она имеет свою особую терминологию, или, говоря проще, жаргон. Сторонним людям этот жаргон кажется просто бессмысленным набором фраз, а иногда вызывает улыбку. Вот, например, понятия «блеск звезды», «светимость звезды», «яркость звезды». В принципе понятно, что речь идет о том, насколько звезда яркая или тусклая. Но для чего ввели три разных термина? Или это просто синонимы, а фразы означают одно и то же? Давайте разбираться.

Что такое блеск звезды?

Начнем с блеска. Все вы не раз читали фразы вроде «блеск звезды равен…» или «звезда превосходит по блеску планету Сатурн». Звучит немного странно, не правда ли? Блестеть может начищенный пятак, медный таз на солнце, пуговицы на гимнастерке. В конце концов, могут блестеть глаза. Но звезда? Кажется, что во фразе блеск звезды есть что-то нелепое и слегка архаичное.

На самом деле термин блеск звезды — не устаревшее выражение, а самый что ни есть актуальный, современный термин. Под блеском астрономы подразумевают освещенность, которую создает небесный объект (например, звезда) на плоскости, перпендикулярной лучу зрения.

Слишком мудрено? Можно проще: чем выше блеск звезды, тем сильнее освещает она наши глаза, тем лучше мы ее видим! Звезды высокого блеска видны ночью хорошо, мы говорим про них с восхищением: «Какие яркие звезды!» Звезды, чей блеск мал, видны плохо, или вовсе не видны без телескопа. Мы говорим, что эти звезды тусклые.

Звезды Вольфа-Райе — монстры под вуалью

К этим звездам вполне обоснованно применимы эпитеты «самые-самые». — Самые массивные, самые горячие, самые короткоживущие, обладающие самыми мощными и быстрыми звездными ветрами и самыми большими светимостями среди других звезд. Наше Солнце, желтый карлик, смотрится на их фоне, скажем прямо, непрезентабельно. Звезды Вольфа-Райе являются одними из прародителей сверхновых, нейтронных звезд и черных дыр.

Эти сверхмассивные голубоватые светила, часто окруженные флуоресцирующими газовыми туманностями, крайне редки — в нашей Галактике их зафиксировано всего около 500. Одни из самых немногочисленных звезд Вселенной — звезды класса Вольфа-Райе (WR).

Центральная звезда Вольфа-Райе (WR 136

), окруженная своей туманностью
NGC 6888
. Протяженность туманности — 25 св. лет. Она состоит преимущественно из водорода (красным) и кислорода (голубым), ионизированных мощным УФ-излучением звезды.

Найти наших редких птиц на просторах космоса несложно, если знать, где искать. Звезды Вольфа-Райе (WR), как правило, обитают в областях активного звездообразования и формирования массивных звёзд. – Это области космоса, где имеется повышенная концентрация пыли и газа (в основном ионизированного Н II и молекулярного водорода). В таких протяжённых газопылевых туманностях при возникновении гравитационной неустойчивости рождаются молодые звёздные скопления (молодые звёзды почти никогда не встречаются поодиночке). Такие звездные ассоциации насчитывают десятки и сотни юных горячих голубых и бело-голубых сверхгигантов спектральных классов О и В.

В крупных спиральных галактиках эти своеобразные звездные ясли можно найти в ядре и в спиральных рукавах.

NGC 3603

— скопление в созвездии Киль в 20 тыс. св. годах от Солнца.

Одна из крупнейших областей звездообразования в Млечном Пути. Центр скопления имеет одну из самых высоких концентраций молодых массивных звезд.

Содержит 5 звезд Вольфа-Райе, две из которых составляют двойную систему с массами 120 (самая массивная звезда нашей Галактики) и 92 массы Солнца. (Фото телескопа VLT в видимом и ближнем ИК-диапазонах).

В карликовых и неправильных галактиках области звездообразования могут располагаться в случайных регионах.

Компактное молодое (менее 2 млн. лет) звездное скоплении r136

в туманности Тарантул (галактика Большое Магелланово Облако, 163 000 св. лет). (Слева — фото «Хаббла» в УФ,- ИК- и видимом диапазонах).

Это обширная область ионизированного водорода, где происходят процессы активного формирования звезд. В центральной части скоплении на протяжении всего шестнадцати световых лет содержится 12 звезд Вольфа-Райе и ещё 19 – на периферии скопления!

Здесь расположена самая массивная и самая яркая из известных на данный момент звезд во Вселенной – звезда r136a1

(на картинке справа — в масштабе с Солнцем).

Температура фотосфер звезд Вольфа-Райе составляет в среднем 50 000 градусов, но может достигать и 210 000 К.

Пик их излучения при таких температурах приходится на очень дальнюю ультрафиолетовую область < 100 нм (для сравнения: у Солнца пик излучения — в зелено-голубой области видимого диапазона ~500 нм).

Основное излучение звезд WR приходится на ультрафиолет и ИК-диапазон. В видимом диапазоне звезда может быть на порядки тусклее, чем в УФ и без специальных фильтров выглядит в телескоп ничем не примечательным светилом. (При этом наблюдение за звездами WR в оптике часто бывает затруднено из-за сильного поглощения света пылью туманности в окрестностях звезды).

Однако болометрическая (т.е. суммарная по всем диапазонам) светимость звезды WR может составлять более миллиона болометрических светимостей Солнца.

Центральная часть Туманности Киля (NGC 3372)

, созвездие Киль, ~7 500 св. лет. (Фото с 1,5-метрового телескопа обсерватории Ла-Силья).

В этой огромной области ионизированного водорода (ок. 300 св. лет в поперечнике) располагаются знаменитая Эта Киля и звезды Вольфа-Райе, одна из которых, WR 25

— самая яркая звезда нашей Галактики со светимостью в 6,3 млн. солнечных.

WR 25

(в центре) – двойная звездная система. Второй компонент – по-видимому, сверхгигант класса О4. (Фото «Хаббла», видимый и ближний ИК-диапазоны).

WR 22

(в центре) – двойная звездная система. Второй компонент – сверхгигант класса О9.

Такие колоссальные светимости обуславливают огромное световое давление на поверхности звезд WR. И давление это приводит к выбросу в окружающее пространство очень значительной части вещества – сильнейшему звездному ветру.

Скорость звездного ветра может доходить до 3 300 км/с (для сравнения: скорость солнечного ветра составляет 400-800 км/с). Звезды Вольфа-Райе как бы находятся в процессе медленного взрыва. При этом непрерывно выбрасываемое вещество звезды, вкупе со сброшенной ранее в процессе эволюции водородной оболочкой, создает вокруг ядра расширяющуюся туманность.

Звезда WR 124

, 15 тыс. св. лет, созвездие Стрелы. Окружена туманностью
M1-67
около 6 св. лет в поперечнике. Возраст туманности около 20 тыс. лет. Скорость расширения — свыше 42 км/с.

Время жизни таких туманностей ограничено продолжительностью пребывания звёзд в стадии звезды Вольфа — Райе и близко к 100 тыс. годам.

«Пузыри»-туманности могут простираться на десятки световых лет и состоят в основном из ионизированного водорода (сброшенная ранее оболочка звезды), а также азота, кислорода, углерода и других элементов.

Туманность вокруг звезды Вольфа-Райе BAT99-2

в Большом Магеллановом Облаке. (Фото с 8,2-метрового телескопа VLT в узкополосных оптических фильтра).
Сильный звездный ветер, взаимодействуя с материалом, выброшенным на более ранней стадии эволюции звезды, формирует замысловатые волокнистые структуры туманностей. Их масса (т.е. масса выброшенного звездой материала) может достигать десятков солнечных.

NGC 2359

или туманность
Шлем Тора
. 15 тыс. св. лет, созвездие Большого Пса. Протяженность туманности — 30 св. лет, возраст – от 78 500 – 236 000 лет.

Для звезд наподобие нашего Солнца потеря массы вследствие звездного ветра не играет существенной роли. За год наша звезда теряет собственной массы. С учётом оценки времени существования Солнца в 5 млрд. лет, наше светило за всю жизнь потеряло всего 0,001% массы своего вещества.

Звезды Вольфа-Райе (а срок пребывания звезды на этой стадии эволюции всего несколько сотен тысяч лет), могут потерять за время своего существования больше половины собственной массы. Со звездным ветром каждые 10 000 лет звезда выбрасывает в пространство эквивалент массы Солнца.

Туманность NGC 3199

вокруг центральной звезды
WR 18
. 12 000 св. лет от нас, созвездие Киля. (Фото телескопа VLT).

Скорость потери массы зависит и от скорости вращения звезды. Но у звезд Вольфа-Райе с вращением не все так однозначно. — С одной стороны, предполагаемые скорости вращения поверхностных слоев некоторых звезд могут составлять 200-300 км/с. Иначе говоря, некоторые звезды WR делает оборот вокруг своей оси за ~2-4 дня, в зависимости от радиуса. (Для сравнения: Солнце делает оборот за ~25 дней).

С другой — быстрое вращение способствует смешиванию основных продуктов термоядерного синтеза в недрах звезды и выносу на поверхность тяжелых элементов. Со звездным ветром они выбрасываются в пространство и звезда, особенно с высокой металличностью (содержание элементов тяжелее гелия), сильно теряет массу. Звездная потеря массы приводит к потере углового момента и это быстро тормозит вращение массивных звезд. Вращение звезды WR с большой металличностью может тормозиться практически до нуля.

В то же время высокая температура и светимость могут заставить звезду внезапно возобновить вращение.

Предполагается, что перед коллапсом ядра и последующим взрывом сверхновой, звезда настолько ускоряется, что вращается на пределе возможного.

Звезда Вольфа-Райе (WR 31a

) в 30 тыс. св. лет от нас в созвездии Киля. Газовый «пузырь» протяженностью почти 8 св. лет образовался примерно 20 тыс. лет назад. Скорость расширения туманности — 61 км/с. (Фото «Хаббла» в видимом и ближнем ИК-диапазоне).

Плотный и быстрый звездный ветер — это характерная особенность звезд WR. Она находит свое отражение в спектрах этих звезд. – Он крайне необычен тем, что вместо тёмных линий поглощения имеются яркие эмиссионные линии излучения элементов (гелия, а также кислорода, углерода, азота в высоких степенях ионизации).

Эмиссионные линии в спектрах звезд могут появляться только в том случае, если свет излучается прозрачным газом. Эту роль выполняет протяженная атмосфера, расширяющаяся со скоростями в тысячи километров в секунду (эта атмосфера также называется звездным ветром).

Вследствие таких огромных скоростей, ширина полос излучения в спектрах звёзд Вольфа — Райе достигает 5-10 нм, а интенсивности в центре линий иногда в 10—20 раз превосходят интенсивность соседних участков непрерывного спектра.

Из-за таких мощных отличительных эмиссионных линий в спектрах, звезды WR могут быть легко идентифицированы даже в соседних галактиках.

Видимые спектры звезд класса Вольфа-Райе и G2 (солнечный тип). Видны широкие и мощные линии излучения у WR и узкие слабые линии поглощения у G2.

Любая звезда в течение своей жизни проходит различные стадии эволюции. Невозможно родиться желтым карликом и окончить свои дни тем же желтым карликом.

Звезды WR — это стадия в жизни голубых сверхгигантов, заключительная и очень непродолжительная. Как только сверхгигант класса О переходит от «сплавления» водорода в ядре к «сплавлению» гелия и начинает в силу определенных причин активно терять свою массу в звездном ветре, он становится звездой Вольфа-Райе.

Хотя все массивные звезды рано или поздно начинают «сплавлять» в недрах гелий, далеко не все переживают стадию звезды WR. Здесь требуются только «самые-самые» — звезды массами не менее 40 солнечных, если звезда одиночная (больше масса – выше температура – мощнее звездный ветер). И не менее 20 солнечных, если система двойная или кратная (здесь звездному ветру способствует звезда-компаньон, перетягивающая на себя вещество соседки).

Как правило, звезды WR уже израсходовали весь пригодный для сжигания в ядре водород (Солнцу его хватит ещё на 5 млрд. лет), которое теперь состоит в основном из гелия.

Таким массивным звездам, как сверхгиганты класса О, хватает энергии гравитации, чтобы зажечь в недрах не только гелий. – Возрастающие при сжатии ядра температура и плотность позволяют запустить дальнейшие углеродное, кислородное, неоновое, и наконец, кремниевое «горения» с синтезом элементов вплоть до группы железа.

После того как в ядре сверхгиганта при температурах около 150 млн. градусов загорается гелий, внешние слои звезды чудовищно расширяются — размер звезды увеличивается приблизительно в 100 раз. – Звезда входит в новую стадию эволюции — стадию красного сверхгиганта. В дальнейшем он сбрасывает остаточную оболочку из водорода. В итоге остается горящее ядро из гелия (и некоторых более тяжелых элементов), активно теряющее вещество в звездном ветре, которое становится самостоятельным светилом — звездой Вольфа-Райе.

Таким образом, можно утверждать, что звезды WR — это гелиевые остатки массивных звёзд, сбросившие (в виде водородной оболочки) и продолжающие сбрасывать (в виде звездного ветра) значительную часть массы.

NGC 7635

или туманность
Пузырь
почти 7 св. лет в диаметре. 7 100 световых лет от нас, созвездие Кассиопеи. Чуть выше и левее центра Пузыря находится звезда класса О, потенциальная звезда WR, массой 44 и светимостью 398 тыс. солнечных.

Если солнечный ветер представляет из себя водородно-гелиевую плазму (поток заряженных частиц — электронов, протонов, ядер гелия и пр.), то в звездном ветре звезд Вольфа –Райе, находящихся на более поздней стадии эволюции, водорода крайне мало. Их звездный ветер в основном содержит ионизированный гелий, а также высокоионизированные азот, углерод и кислород.

Оставшееся вещество горящего гелиевого ядра звезд WR подвержено сильной конвекции и перемешиванию. Вследствие чего со временем на поверхность выносится все больше тяжелых элементов, продуктов горения гелия – углерода и кислорода.

Поэтому по преобладающим элементам в спектрах, звезды WR подразделяют на эволюционные спектральные подтипы: «WN»

— преобладают гелий и азот. Ранняя стадия звезды WR, когда в звездном ветре преобладает вещество, которое находилось ранее в зоне горения водорода по CNO-циклу. При этом практически весь углерод превращается в азот.
«WC»
— углерод и
«WO»
— кислород, соответственно. — Более поздние стадии звезды, когда в ходе потери вещества оболочка сбрасывается и обнажаются слои, обогащенные продуктами горения гелия.

Срок жизни массивных звезд и без того невелик — всего несколько миллионов лет, а длительность заключительной стадии эволюции в виде звезды WR и того меньше — всего 200-300 тысяч лет.

По мере образования всё более тяжёлых элементов в ядре звезды из кремния синтезируется железо. Это последний экзотермический синтез в ядре. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших термоядерных реакций, энергия которых обеспечивала гидростатическое равновесие звезды.

В определенный момент давление в железном ядре уже не в состоянии противостоять весу вышележащих слоёв звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества. Ядро в буквальном смысле обрушивается к центру, со скоростью до четверти световой, формируя нейтронную звезду с температурой около 100 млрд. градусов.

(А если масса звезды WR составляла более 30 солнечных масс, нейтронная звезда претерпевает дальнейший коллапс и формирует чёрную дыру).

В момент коллапса ядра и дальнейшего грандиозного взрыва – вспышки сверхновой

(типов Ib\c) высвобождается энергия порядка эрг. Почти столько же вся наша Галактика излучает за год во всем электромагнитном спектре.

Стадию звезды Вольфа-Райе ещё называют предсверхновой.

Вспышка сверхновой SN-2013cu

в созвездии Волопаса, 360 млн. св. лет от нас. Единственный зафиксированный взрыв звезды Вольфа-Райе. Вспышку удалось «поймать» спустя 15 часов после взрыва.

Почти половина всех звезд нашей Галактики находятся в двойных или кратных системах. «Помочь» массивной звезде в двойной системе превратиться в звезду Вольфа-Райе может второй компаньон.

В тесных двойных системах

, компоненты которых активно взаимодействуют между собой, обмениваясь веществом, второй компонент будет оттягивать на себя вещество будущей звезды WR.

Пусть на начальной стадии система состоит из двух массивных горячих О-В звезд. Более массивная звезда эволюционирует быстрее, увеличивает свой радиус и первой заполняет свою полость Роша. (В двойных системах вокруг каждой звезды-компаньона есть такая область, где силы ее притяжения преобладают над гравитационными силами другого компаньона. Эта область и называется полостью Роша). Теперь ее вещество через внутреннюю точку Лагранжа перетекает на вторую звезду. – Перед нами типичная звезда Вольфа-Райе.

Через ~300 тыс. лет следует неизбежный взрыв звезды WR как сверхновой, и теперь система состоит из нейтронной звезды или черной дыры и сверхгиганта класса О.

При взрыве сверхновой вся система получает немалый импульс и приобретает значительную пространственную скорость до 100 км/с.

Зачастую удается фиксировать такие быстролетящие вроде бы одиночные звезды (нейтронную звезду, если она не пульсар, сложно обнаружить), которые на больших скоростях мчатся поперек плоскости Галактики или в каких-то других загадочных направлениях. – Это результат взрыва сверхновой в системе.

Такие быстрые «одиночные» звезды составляют почти треть всех массивных звезд.

EZ Большого Пса или WR 6

— двойная звездная система, второй компонент, вероятно, нейтронная звезда.

Окружена эмиссионной туманностью Шарплесс 2-308

, протяженностью 60 св. лет.

Зачастую двойные и кратные системы со звездами Вольфа-Райе бывают окружены туманностями и пылью с выраженной спиральной структурой. Такие «спирали» создаются высокоэнергичными ветрами из газа и пыли, которые вырываются наружу и переплетаются по мере того, как две массивные звезды вращаются друг вокруг друга.

WR 104

– тройная звездная система в 7 500 св. годах от нас. Звезда WR и О-компаньон совершают оборот за 220 дней, образуя вокруг себя спираль взаимодействующих звездных ветров. (Анимация из фотографий WR 104 в ИК-диапазоне, обсерватория Кека).

Сверхмассивные (массой более 40 солнечных) быстровращающиеся звезды Вольфа-Райе – прямые кандидаты в гиперновые. Сила взрыва гиперновой может в 100 раз превышать силу взрыва сверхновой. Они являются источниками длинных гамма-всплесков

, которые считаются одними из самых мощных взрывных процессов во Вселенной.

Энергия такого гамма-всплеска в рентгеновской части спектра может доходить до эрг.

Предполагается, что в нашей Галактике гиперновая взрывается в среднем один раз в 200 млн. лет.

Система 2XMM J160050.7-514245

представляет собой уникальную тройную звездную систему, состоящую из двух звезд Вольфа-Райе и сверхгиганта. Система окружена огромной пылевой структурой, похожей на раскручивающуюся спираль, которая была названа
Апеп
, в честь древнеегипетского божества, олицетворяющего хаос.

Скорость звездных ветров в системе оценивается около 3 400 км/с, а сам пылевой шлейф расширяется со скоростью примерно 550 км/с.

Система является мощным источником рентгеновского и радиоизлучения в нашей галактике. По оценкам ученых в ближайшие 10 000 лет эта быстровращающаяся система звезд породит гиперновую .

Тройная система Апеп

, созвездие Наугольника, ок. 8 000 св. лет. Центральное светило представляет собой двойную звезду Вольфа-Райе, выше – третий компонент – сверхгигант. (Фото телескопа VLT, ближний и средний ИК-диапазон).

WR-галактики – это особый класс галактик, в которых идут очень активные процессы звездообразования и которые содержат очень большое количество звезд Вольфа-Райе.

NGC 3125

является отличным примером галактики со вспышкой звездообразования. Созвездие Насос, около 50 млн. св. лет от Земли.

Эта эллиптическая галактика протяженностью всего 15 тыс. св. лет, содержит NGC 3125-А1

— одно из самых экстремальных скоплений звезд Вольфа-Райе в локальной Вселенной. Яркие голубые точки, разбросанные по всему розовому ядру NGC 3125 – это молодые, горячие массивные звезды-гиганты.

SBS 1415+437

– ещё одна галактика Вольфа-Райе. Принадлежит к типу карликовых. Около 45 млн. св. лет от Земли, созвездие Волопас.

Ну и в заключение: невооруженным глазом на небе можно увидеть только две звезды Вольфа-Райе. Правда, обе находятся в южном полушарии.

Θ (тэта) Мухи

в ~ 7400 св. лет от нас. Тройная звёздная система в созвездии Муха со звёздной величиной . Это вторая по яркости звезда Вольфа — Райе в небе, хотя большая часть визуальной яркости происходит от массивных компаньонов. Звезда WR углеродного подтипа, 11 масс солнца, светимость 230 000 солнечных.

γ (гамма) Парусов

— кратная (по меньшей мере шесть компонентов) звезда с видимой звёздной величиной в (35-е место по яркости). Расстояние до звёзд системы — около 800 св. лет. Один из близких к Земле кандидатов в сверхновую.

Самая яркая Гамма Парусов А

— двойная система, состоящая из голубого сверхгиганта спектрального класса O9 и углеродной звезды Вольфа-Райе, имеющей массу в 10 солнечных (первоначально имела ~ 35) и светимость 12 360 солнечных.

Как астрономы измеряют блеск звезд?

Раз понятие блеска в астрономии имеет строгое научное определение, значит блеск можно измерить.

Действительно, блеск звезд (да и вообще любых небесных светил) измеряется в звездных величинах. Звездная величина — особая безразмерная физическая величина, которая применяется только в астрономии и астрофизике. Обозначается в виде латинской буквы m над ее числовым значением. Например, блеск Сириуса -1,44m. Измеряются звездные величины парадоксальным образом: чем меньше значение m, тем выше блеск небесного объекта. Подробнее читайте в статье «Что такое звездная величина?»

Помимо звездных величин, блеск небесных объектов можно измерять и в традиционных физических величинах, например, в люксах. Связь между звездной величиной и люксом следующая:

m = -14 — 2,5lgJ, где J — значение в люксах.

Таким образом, звезда Вега, имеющая видимый блеск около 0m, создает освещенность 0,00000254 лк. Полная Луна создает освещенность в 0,25 лк.

Материалы по теме

Звездная величина

Светимость звезды

  • К примеру, звездная величина Солнца на Земле — −26,7, а звезды Арктур, самого яркого светила созвездия Волопас — −0,05. При этом Арктур в 210 раз ярче и в 25 раз больше нашего светила! Поэтому звездная величина применяется астрономами преимущественно во время земных наблюдений — так проще классифицировать звезды и искать их на звездном небе. Также она заложена в компьютеры беспилотных космических аппаратов, которые ориентируются в пространстве по звездным картам.
  • Более объективной, но не синонимичной светимости является абсолютная звездная величина (M). Это звездная величина светила, видимая на расстоянии 10 парсек. Чаще всего используется болометрическая абсолютная величина — то есть учитывающая все спектры излучения звезды: рентгеновский, ультрафиолетовый и т. д. У Солнца этот параметр составляет +4,7, когда у Арктура — −0,38. Абсолютная величина используется астрономами для вычисления светимости звезды.
  • А Вы смотрели: Альфа Северной Короны

    Арктур, автор снимка F. Espenak

    Звезда Арктур из земли. Автор снимка F. Espenak.

    Очевидно, что наиболее информативной и универсальной характеристикой среди вышеперечисленных является светимость. Так как этот параметр отображает интенсивность излучения звезды наиболее подробно, с его помощью можно узнать многие характеристики звезды — от размера и массы до интенсивности ядерных реакций.

    Яркость звезд

    Выше я написал, что про звезды высокого блеска мы говорим, что эти звезды яркие. Значит ли это, что термины блеск и яркость небесного светила имеют один и тот же смысл?

    Нет! Яркость — это количество света, приходящее с единицы площади объекта. Поэтому термин яркость применим только к протяженным объектам — Солнцу, Луне, планетам (уже в небольшой телескоп у них видны диски!), кометам, туманностям. А к точечным звездам или не имеющим ширины метеорам термин яркость уже не применим, ведь у них нет площади! Зато применим термин блеск, ведь он характеризует освещенность, которую создают любые небесные тела, хоть туманности, хоть звезды.

    Почему же звезды называют яркими? Это просто анахронизм, общеупотребительное выражение, доставшееся нам с прошлых времен, когда блеск астрономы называли интегральной яркостью небесных объектов, а то, что сейчас считается яркостью, — поверхностной яркостью.

    Млечный Путь летом

    Звездное небо и Млечный Путь летом. Фотография усеяна мириадами звезд, которые имеют разный блеск. В случае с Млечным Путем имеет смысл говорить о яркости отдельных его участков. Фото: James Neeley

    Материалы по теме

    Масса звезды

    Светимость звезды

    И тут вступает в игру площадь излучения. Ее влияние в процессе передачи энергии очень велико, что легко проверяется даже в быту. Лампа накаливания, нить которой нагревается до 2800 °C, за 8 часов работы существенно не изменит температуру в помещении — а обычная батарея температурой в 50–80 °C сумеет прогреть комнату до ощутимой духоты. Разницу в эффективности обуславливают отличия в количестве поверхности, излучающей энергию.

    Соотношение площади ядра звезды и ее поверхности часто бывает соизмеримо с пропорциями нити лампочки и батареи — поперечник ядра красного сверхгиганта может составлять всего одну десятитысячную общего диаметра звезды. Таким образом, на светимость звезды серьезно влияет площадь ее излучающей поверхности — то есть поверхности самой звезды. Температура тут оказывается не столь существенной. Накал поверхности звезды Альдебаран на 40% меньше температуры фотосферы Солнца — но из-за больших размеров, ее светимость превышает солнечную в 150 раз.

    А Вы смотрели: Комета C/2014 Q2 Лавджоя

    Получается, в вычислениях светимости звезды роль размеров важнее температуры и энергии ядра? На самом деле нет. Голубые гиганты с высокой светимостью и температурой обладают схожей светимостью с красными сверхгигантами, которые намного больше размерами. Кроме того, самая массивная и одна из наиболее горячих звезд, R136a1, обладает самой высокой яркостью среди всех известных звезд. До открытия нового рекордсмена, это ставит точку в дискуссии о наиболее важном для светимости параметре.

    Рейтинг
    ( 2 оценки, среднее 5 из 5 )
    Понравилась статья? Поделиться с друзьями: