Звёздная эволюция — как это работает


Что такое звездный спектр?

Если внимательно посмотреть на ночное небо, то можно заметить, что звезды отличаются по цвету и степени свечения. Цвет звезды позволяет узнать температуру ее фотосферы – излучения. От этого, в свою очередь, зависит спектр. Он предоставляет массу ценной информации о звезде – ее размере, светимости, температуре и др.

В 1910 году ученые Генри Рассел и Эйнар Герцшпрунг (независимо друг от друга) предложили специальную диаграмму, которая используется для классификации звезд. В ней отображается зависимость между основными свойствами звезд, такими как светимость, спектр, абсолютная величина и температура.

Спектры звезд, которые имеют общие особенности, формируют спектральные классы. Для их обозначения используются латинские буквы (от O до M). Таким образом, выделяют несколько цветов и промежуточных оттенков, которые могут иметь звезды и соответствующие им классы:

  • голубой (О);
  • бело-голубой (B);
  • белый (А);
  • желто-белый (F);
  • желтый (G);
  • оранжевый (K);
  • красный (M).

При этом существует разница между истинным и видимым цветом звезды. Стоит отметить, что этот доработанный вариант спектральной классификации считается основным – гарвардским. Есть и другие менее распространенные версии.

Интересно: Сила тяжести и гравитация — интересные факты, описание, фото и видео

Звезды красного цвета (класса M) отличаются самой низкой температурой, а голубые (O) – самой высокой. Каждый спектральный класс делится еще на несколько подклассов, которые нумеруются цифрами 0-9. Например, в классе M имеются подклассы: M0 – M1 – M2 – M3 – M4 – M5 – М6 – M7 – M8 – M9. Такой вид имеет классификация звезд.

Интересный факт: самая близкорасположенная звезда по отношению к Земле – это Солнце. Оно относится к спектральному классу G (а именно – G2).

Как рождается звезда? И от чего зависит ее размер, температура и спектральный класс?

Рождение звезд — это длинный и сложный процесс. Подробнее тут.

Формирование любой звезды начинается с молекулярного облака, которое по мере нарастания плотности превращается звезду. Но не все так просто. Само по себе облако, может существовать в гидростатическом равновесии очень продолжительное время, поэтому для инициации коллапса требуется какое ни будь возмущение, от банального взрыва сверх новой, до столкновения с другим облаком. Сверх массивные облака, чьё равновесие не может поддерживаться внутренним давлением газа начинают коллапсировать с образованием сгустков. Условия формирования сгустка — описывает тория неустойчивости Джинса или «Гравитационная неустойчивость» — которая говорит о том, что в туманности должен существовать некоторый критический размер сгустка, в котором гравитационные силы начнут преобладать над силами упругости среды. Среда устойчива к формированию небольших сгустков, но не устойчива к формированию крупных сгустков, чей радиус больше критического.

Если сгусткам ничего не мешает они набирают массу, сливаются, газ нагреваться, когда масса достигает околозвездной, сгусток приобретает конкретный сферический вид и становиться протозвездой, рост массы прекращается. Такие протозвезды называются «Звёзды до главной последовательности» — их отличие в том, что в них ещё не запустился термоядерный синтез, а источником энергии является гравитационное сжатие. Они даже могут иметь массу звезды главной последовательности и обладать большей светимостью.

Дальнейший класс звезды зависит от материала из которого образуется протозвезда. (Подробнее тут)

  1. Коричневый карлик — больше юпитер но меньше Солнца, после появления, не может долго поддерживать реакцию термоядерного синтеза и всю оставшуюся жизнь остывает.
  2. Красные карлики — самые распространённые объекты звёздного типа во Вселенной. И самые живучие, их жизненный цикл может превосходить солнце в 100 раз. (В этой статье описываются проблемы потенциальной жизни вблизи красного карлика)
  3. Солнцеподобные звезды — способные поддерживать протон-протонную термоядерную реакцию и превращать его в гелий, отличаются небольшими размерами, а следовательно и не особой быстрыми темпами сжигания водорода, знамениты долгой жизнью, настолько долгой что успевают обрастать людишками.
  4. Голубые гиганты (сверхгиганты) — большие, тяжелые, живут не долго из-за того, что быстро переваривают водород, до углерода или железа По мимо этого существуют несколько поколений звезд, потому что звезды с малой массой не могут формироваться без тяжёлых элементов. Например первое поколение звезд которое возникло после большого взрыва, состояло преимущественно из водорода, гелия (и остатков лития?), это были очень большие звезды. Можно заключить следующее, размер и класс будущий звезды определяется размером и составом молекулярного облака.

В начале данной научно популярной лекции, Владимир Сурдин затрагивает рождение звезд.

www.youtube.com/embed/AqrAnRwL3Sc?wmode=opaque

Ищем и смотрим обязательно для посвящения научно популярные лекции Сергея Попова, Владимира Сурдина, Алексея Расторгуева, Валерия Сулейманова, Дмитрия Макарова, Олега Верходанова, Алексея Старобинского, Олега Угольникова, Антона Бирюкова, Константина Постнова,

Температуру звезды можно определить при помощи законов излучения черного тела. Самый простой метод измерения температуры звезды заключается в определении ее цвета. Правда, невооруженным глазом можно определить только цвет ярких звезд, так как чувствительность нашего глаза к восприятию цветов при слабом освещении очень мала. Цвет слабых звезд можно определить при помощи бинокля или телескопа, которые собирают больше света, поэтому в окуляре телескопа звезды кажутся нам более яркими.

За температурой звезды разделили на 7 спектральных классов, которые обозначили буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К, М.

Цвета звезд определяют 7 основных спектральных классов. Самые горячие звезды голубого цвета относятся к спектральному классу О, холодные красные звезды — к спектральному классу М. Солнце имеет температуру фотосферы +5780 К, желтый цвет и относится к спектральному классу G.

Самую высокую температуру на поверхности имеют голубые звезды спектрального класса О, которые излучают больше энергии в синей части спектра. Каждый спектральный класс делится на 10 подклассов: АО, А1..А9.

Интенсивность излучения космических тел с разной температурой. Горячие звезды излучают больше энергии в синей части спектра, холодные звезды — в красной. Планеты излучают энергию преимущественно в инфракрасной части спектра.

Обычно в спектре каждой звезды есть темные линии поглощения, которые образуются в разреженной атмосфере звезды и в атмосфере Земли и показывают химический состав этих атмосфер. Оказалось, что все звезды имеют почти одинаковый химический состав, так как основные химические элементы во Вселенной — водород и гелий, а основное отличие различных спектральных классов обусловлено температурой звездных фотосфер.

Радиусы звезд

Для определения радиуса звезды нельзя использовать геометрический метод, потому что звезды находятся настолько далеко от Земли, что даже в большие телескопы еще до недавнего времени невозможно было измерить их угловые размеры — все звезды имеют вид одинаковых светлых точек. Для определения радиуса звезды астрономы используют закон Стефана-Больцмана

Радиус звезды можно определить, измеряя ее светимость и температуру поверхности.

Оказалось, что существуют звезды, которые имеют радиус в сотни раз больший радиуса Солнца, и звезды, имеющие радиус меньший, чем радиус Земли.

Диаграмма спектр-светимость

Солнце по физическим параметрам относится к средним звездам — оно имеет среднюю температуру, среднюю светимость и т. д. По статистике, среди множества различных тел больше всего таких, которые имеют средние параметры. Например, если измерить рост и массу большого количества людей различного возраста, то больше будет людей со средними величинами этих параметров. Астрономы решили проверить, много ли в космосе таких звезд, как наше Солнце. Для этой цели Э. Герцшпрунг (1873—1967) и Г. Рессел (1877—1955) предложили диаграмму, на которой можно обозначить место каждой звезды, если известны ее температура и светимость. Ее назвали диаграмма спектр-светимость, или диаграмма Герцшпрунга-Рессела. Она имеет вид графика, на котором по оси абсцисс отмечают спектральный класс или температуру звезды, а по оси ординат — светимость.

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела. По оси абсцисс отмечена температура звезд, по оси ординат — светимость. Солнце имеет температуру 5780 К и светимость 1. Холодные звезды на диаграмме расположены справа (красного цвета), а более горячие — слева (синего цвета). Звезды, излучающие больше энергии, находятся выше Солнца, а звезды-карлики — ниже. Большинство звезд, к которым относится и Солнце, находятся в узкой полосе, которую называют главной последовательностью звезд.

Если Солнце — средняя звезда, то на диаграмме должно быть скопление точек вблизи того места, которое занимает Солнце. То есть большинство звезд должны быть желтого цвета с такой же светимостью, как Солнце. Каково же было удивление астрономов, когда оказалось, что в космосе не нашли звезды, которую можно считать копией Солнца. Большинство звезд на диаграмме оказались в узкой полосе, которую называют главной последовательностью. Диаметры звезд главной последовательности отличаются в несколько раз, а их светимость по закону Стефана-Больцмана определяется температурой поверхности. В эту полосу вошли Солнце и Сириус. Существенная разница в температуре на поверхности звезд различных спектральных классов объясняется разной массой этих светил: чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Например, звезды главной последовательности спектральных классов О и В в несколько раз массивнее Солнца, а красные карлики имеют массу в десятки раз меньшую, чем солнечная.

Белые карлики — звезды, имеющие радиус в сотни раз меньший солнечного и плотность в миллионы раз большую плотности воды.

Красные карлики — звезды с массой меньшей, чем у Солнца, но большей, чем у Юпитера. Температура и светимость этих звезд остаются постоянными на протяжении десятков миллиардов лет.

Красные гиганты — звезды, имеющие температуру 3000-4000 К и радиус в десятки раз больший солнечного. Масса этих звезд ненамного больше массы Солнца. Такие звезды не находятся в состоянии равновесия.

Отдельно от главной последовательности на диаграмме находятся белые карлики и красные сверхгиганты, которые имеют примерно одинаковую массу, но значительно отличаются по размерам. Гиганты спектрального класса М имеют почти такую же массу, как белые карлики спектрального класса В, поэтому средние плотности этих звезд существенно различаются. Например, радиус красного гиганта Бетельгейзе в 400 раз больший радиуса Солнца, но масса этих звезд почти одинакова, поэтому красные гиганты спектрального класса М имеют среднюю плотность в миллионы раз меньшую, чем плотность земной атмосферы. Типичным представителем белых карликов является спутник Сириуса.

Наша Галактика.

Наша Галактика —звездная система, в которую погружена Солнечная система, называется Млечный Путь. Млечный Путь — грандиозное скопление звезд, видимое на небе как светлая туманная полоса. На древнегреческом языке слово «глактикос» означает «молочный», «млечный», поэтому Млечный Путь и похожие на него звездные системы называют галактиками. В нашей Галактике — Млечном Пути — более 200 млрд. звезд самой разной светимости и цвета. Окрестности Солнца — это объем Галактики, в котором доступными современной астрономии средствами можно наблюдать и изучать звезды разных типов. Как показывает практика, это «шар», который содержит около 1,5 тысяч звезд. Радиус этого шара — 20 парсек. В настоящее время в окрестностях Солнца исследованы все или почти все звезды за исключением совсем карликовых, излучающих очень мало света

Звезды вселенной

Звезды

На протяжении многих веков миллионы человеческих глаз с наступлением ночи устремляют свой взгляд ввех – в сторону загадочных огоньков в небе — звезд нашей Вселенной. Древние люди видели в скоплениях звезд различные фигуры животных и людей, и каждой из них создавали свою историю. Позже подобные скопления стали называть созвездиями. На сегодняшний день астрономы выделяют 88 созвездий, разделяющих звёздное небо на определённые участки, по которым можно ориентироваться и определять местоположение звёзд. В нашей Вселенной самыми многочисленными объектами, доступными человеческому глазу, являются именно звёзды. Они представляют собой источник света и энергии для всей Солнечной системы. Они также создают тяжелые элементы, необходимые для зарождения жизни. А без звёзд Вселенной не было бы жизни, ведь Солнце дарит свою энергию практически всем живым существам на Земле. Оно согревает поверхность нашей планеты, создавая, тем самым, теплый, полный жизни оазис среди вечной мерзлоты космосы. Степень яркости звезды во Вселенной определяется её размером.

Знаете ли вы самую большую звезду во всей Вселенной?

Звезда VY Canis Majoris, находящаяся в созвездии Большого Пса является самым большим представителем звездного мира. На данный момент это самая большая звезда во Вселенной. Звезда расположена в 5 тысячах световых лет от Солнечной системы. Диаметр звезды составляет 2,9 млрд. км.

Но не все звезды во Вселенной настолько огромны. Существуют также так называемые звезды-карлики.

Сравнительные размеры звезд

Самая большая звезда во Вселенной

Астрономы оценивают величину звёзд по шкале, согласно которой, чем ярче звезда, тем меньше её номер. Каждый последующий номер соответствует звезде, в десять раз менее яркой, чем предыдущая. Самой яркой звездой ночного неба во Вселенной является Сириус. Его видимая звёздная величина составляет -1.46, а это значит, что он в 15 раз ярче звезды с нулевой величиной.

Звёзды, чья величина составляет 8 и более невозможно увидеть невооружённым взглядом. Звёзды также разделяются по цветам на спектральные классы, указывающие на их температуру. Существуют следующие классы звёзд Вселенной: O, B, A, F, G, K, и M. Классу О соответствуют самые горячие звёзды во Вселенной– голубого цвета. Самые холодные звёзды относятся к классу М, их цвет красный.

КлассТемпература,KИстинный цветВидимый цветОсновные признаки
O30 000—60 000голубойголубойСлабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизованных Si, C, N.
B10 000—30 000бело-голубойбело-голубой и белыйЛинии поглощения гелия и водорода. Слабые линии H и К Ca II.
A7500—10 000белыйбелыйСильная бальмеровская серия, линии H и К Ca II усиливаются к классу F. Также ближе к классу F начинают появляться линии металлов
F6000—7500жёлто-белыйбелыйСильны Линии H и К Ca II, линии металлов. Линии водорода начинают ослабевать. Появляется линия Ca I. Появляется и усиливается полоса G, образованная линиями Fe, Ca и Ti.
G5000—6000жёлтыйжёлтыйЛинии H и К Ca II интенсивны. Линия Ca I и многочисленные линии металлов. Линии водорода продолжают слабеть, Появляются полосы молекул CH и CN.
K3500—5000оранжевыйжелтовато-оранжевыйЛинии металлов и полоса G интенсивны. Линии водорода почти не заметно. Появляется полосы поглощения TiO.
M2000—3500красныйоранжево-красныйИнтенсивны полосы TiO и других молекул. Полоса G слабеет. Все ещё заметны линии металлов.

Вопреки всеобщему заблуждению, стоит отметить, что звёзды Вселенной на самом деле не мерцают. Это лишь оптический обман – результат атмосферной интерференции. Похожий эффект можно наблюдать жарким летним днём, глядя на раскалённый асфальт или бетон. Горячий воздух поднимается, и кажется, будто вы смотрите сквозь дрожащее стекло. Тот же процесс вызывает иллюзию звёздного мерцания. Чем ближе звезда к Земле, тем больше она будет «мерцать», потому что её свет проходит через более плотные слои атмосферы.

Ядерный Очаг звезд Вселенной

Звезда во Вселенной представляет собой гигантский ядерный очаг. Ядерная реакция внутри её превращает водород в гелий, благодаря процессу синтеза, так звезда приобретает свою энергию. Атомные ядра водорода с одним протоном объединяются в атомы гелия с двумя протонами. Ядро обычного атома водорода имеет всего один протон. Два изотопа водорода также содержат один протон, но ещё имеют нейтроны. Дейтерий имеет один нейтрон, в то время, как Тритий имеет два. Глубоко внутри звезды атом дейтерия соединяется с атомом трития, образуя атом гелия и свободный нейтрон. В результате этого продолжительного процесса высвобождается огромное количество энергии.

Для звёзд главной последовательности основным источником энергии являются ядерные реакции с участием водорода: протон-протонный цикл, характерный для звезд с массой около солнечной и CNO-цикл, идущий только в массивных звёздах и только при наличии в их составе углерода. На более поздних стадиях жизни звезды могут идти ядерные реакции и с более тяжёлыми элементами вплоть до железа.

Протон-протоный циклCNO-цикл
Основные цепочки
  • p + p → ²D + e+ + νe + 0,4 МэВ
  • ²D + p → 3He + γ + 5,49 МэВ.
  • 3He + 3He → 4He + 2p + 12,85 МэВ.
  • 12C + 1H → 13N + γ +1,95 МэВ
  • 13N → 13C + e+ + νe +1,37 МэВ
  • 13C + 1H → 14N + γ| +7,54 МэВ
  • 14N + 1H → 15O + γ +7,29 МэВ
  • 15O → 15N + e+ + νe+2,76 МэВ
  • 15N + 1H → 12C + 4He+4,96 МэВ

Когда водородный запас звезды исчерпывается, она начинает превращать гелий в кислород и углерод. Если звезда достаточно массивна, процесс превращения будет продолжаться до тех пор, пока углерод и кислород не образуют неон, натрий, магний, серу и кремний. В итоге, эти элементы преобразуются в кальций, железо, никель, хром и медь, пока ядро не будет полностью состоять из металла. Как только это произойдёт, ядерная реакция прекратится, так как температура плавления железа слишком велика. Внутреннее гравитационное давление становится выше внешнего давления ядерной реакции и, в конце концов, звезда коллапсирует. Дальнейшее развитие событий зависит от изначальной массы звезды.

Типы звезд Вселенной

Главная последовательность – это период существования звезд Вселенной, во время которого внутри её проходит ядерная реакция, являющийся самым длинным отрезком жизни звезды. Наше Солнце сейчас находится именно в этом периоде. В это время звезда претерпевает незначительные колебания в яркости и температуре. Продолжительность такого периода зависит от массы звезды. У крупный массивных звёзд он короче, а у мелких длиннее. Очень большим звёздам внутреннего топлива хватает на несколько сотен тысяч лет, в то время, как малые звёзды, как Солнце, будут сиять миллиарды лет. Самые крупные звёзды во время главной последовательности превращаются в голубых гигантов.

Типы звезд Вселенной
Красный гигант – это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Она представляет собой позднюю стадию цикла, когда запасы водорода подходят к концу и гелий начинает преобразовываться в другие элементы. Повышение внутренней температуры ядра приводит к коллапсу звезды. Внешняя поверхность звезды расширяется и остывает, благодаря чему звезда приобретает красный цвет. Красные гиганты очень велики. Их размер в сто раз больше обычных звёзд. Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.
Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды, после того, как она проходит стадию красного гиганта. Когда у звезды больше не остаётся топлива, она может выделять часть своей материи в космос, образуя планетарную туманность. То, что остаётся – это мёртвое ядро. Ядерная реакция в нем не возможна. Оно сияет за счёт своей оставшейся энергии, но она рано или поздно кончается, и тогда ядро остывает, превращаясь в чёрного карлика. Белые карлики – очень плотные. По размеру они не больше Земли, но массу их можно сравнить с массой Солнца. Это невероятно горячие звёзды, их температура достигает 100,000 градусов и более.
Коричневого карлика ещё называют субзвездой. Во время своего жизненного цикла некоторые протозвёзды никогда не достигают критической массы, чтобы начать ядерные процессы. Если масса протозвезды составляет лишь 1/10 массы Солнца, её сияние будет недолгим, после чего она быстро гаснет. То, что остаётся и есть коричневый карлик. Это массивный газовый шар, слишком большой, чтобы быть планетой, и слишком, маленький, чтобы стать звездой. Он меньше Солнца, но в несколько раз больше Юпитера. Коричневые карлики не излучают ни света, ни тепла. Это лишь тёмный сгусток материи, существующий на просторах Вселенной.
Цефеида – это звезда с переменной светимостью, цикл пульсации которой колеблется от нескольких секунд до нескольких лет, в зависимости от разновидности переменной звезды. Цефеиды обычно изменяют свою светимость в начале жизни и в её завершении. Они бывают внутренними (изменяющими светимость в связи с процессами внутри звезды) и внешними, меняющими яркость вследствие внешних факторов, как, например, влияние орбиты ближайшей звезды. Это ещё называется двойной системой.
Многие звёзды во Вселенной являются частью больших звёздных систем. Двойные звезды – это система из двух звёзд, гравитационно-связанных между собой. Они вращаются по замкнутым орбитам вокруг одного центра масс. Доказано, что половина всех звёзд нашей галактики имеют пару. Визуально парные звёзды выглядят, как две отдельные звезды. Их можно определить по смещению линий спектра (эффект Доплера). В затменно-двойных системах звёзды периодически затмевают друг друга, так как их орбиты расположены под маленьким углом к лучу зрения.

Жизненный Цикл звезд Вселенной

Звезда во Вселенной начинает свою жизнь в виде облака пыли и газа, называемого туманностью. Гравитация соседней или взрывная волна сверхновой звезды могут заставить туманность сжиматься. Элементы газового облака объединяются в плотную область, называемую протозвездой. В результате последующего сжатия протозвезда нагревается. В итоге, она достигает критической массы, и начинается ядерный процесс; постепенно звезда проходит все фазы своего существование. Первый (ядерный) этап жизни звезды – самый долгий и стабильный. Продолжительность жизни звезды зависит от её размера. Крупные звёзды расходуют своё жизненное топливо быстрее. Их жизненный цикл может длиться не более нескольких сотен тысяч лет. А вот маленькие звёзды живут многие миллиарды лет, так как тратят свою энергию медленнее.

Смерть звезды

Но, как бы то ни было, рано или поздно, звёздное топливо кончается, и тогда маленькая звезда превращается в красного гиганта, а крупная звезда – в красного супергиганта. Эта фаза продлиться до тех пор, пока топливо не израсходуется окончательно. В этот критический момент внутреннее давление ядерной реакции ослабнет и больше не сможет уравновешивать силу гравитации, и, в результате, произойдет коллапс звезды. Затем небольшие звёзды Вселенной, как правило, перевоплощаются в планетарную туманность с ярким сияющим ядром, называемым белым карликом. Со временем и он остывает, превращаясь в тёмный сгусток материи – чёрного карлика.

У больших звезд всё происходит немного иначе. Во время коллапса они высвобождают невероятное количество энергии, и мощный взрыв рождает сверхновую звезду. Если её величина составляет 1.4 величины Солнца, тогда, к сожалению, ядро не сможет поддерживать своё существование и, после очередного коллапса, сверхновая звезда станет нейтронной. Внутренняя материя звезды сожмётся до такой степени, что атомы образуют плотную оболочку, состоящую из нейтронов. Если же звёздная величина в три раза больше солнечной, то коллапс её просто уничтожит, сотрёт с лица Вселенной. Всё, что от неё останется – участок сильнейшей гравитации, прозванный чёрной дырой.

Туманность, оставшаяся после звезды Вселенной, может расширяться в течение миллионов лет. В конце концов, на неё подействует гравитация соседней или взрывная волна сверхновой звезды и всё повторится снова. Этот процесс будет происходить по всей Вселенной – бесконечный цикл жизни, смерти и возрождения. Результатом этой звёздной эволюции является образование тяжёлых элементов, необходимых для жизни. Наша солнечная система произошла из второго или третьего поколения туманности, и благодаря этому на Земле и других планетах есть тяжёлые элементы. А это значит, что в каждом из нас есть частички звёзд. Все атомы нашего тела были зарождены в атомном очаге либо в результате разрушительного взрыва сверхновой звезды.

Список самых ярких звезд видимых с Земли

НазваниеРасстояние, св. летВидимая величинаАбсолютная величинаСпектральный классНебесное полушарие
0Солнце0,0000158−26,724,8G2V
1Сириус8,6−1,461,4A1VmЮжное
2Канопус310−0,72−5,53A9IIЮжное
3Толиман4,3−0,274,06G2V+K1VЮжное
4Арктур34−0,04−0,3K1.5IIIpСеверное
5Вега250,03 (перем)0,6A0VaСеверное
6Капелла410,08−0,5G6III + G2IIIСеверное
7Ригель~8700,12 (перем)−7[3]B8IaeЮжное
8Процион11,40,382,6F5IV-VСеверное
9Ахернар690,46−1,3B3VnpЮжное
10Бетельгейзе~5300,50 (перем)−5,14M2IabСеверное
11Хадар~4000,61 (перем)−4,4B1IIIЮжное
12Альтаир160,772,3A7VnСеверное
13Акрукс~3300,79−4,6B0.5Iv + B1VnЮжное
14Альдебаран600,85 (перем)−0,3K5IIIСеверное
15Антарес~6100,96 (перем)−5,2M1.5IabЮжное
16Спика2500,98 (перем)−3,2B1VЮжное
17Поллукс401,140,7K0IIIbСеверное
18Фомальгаут221,162,0A3VaЮжное
19Мимоза~2901,25 (перем)−4,7B0.5IIIЮжное
20Денеб~15501,25−7,2A2IaСеверное
21Регул691,35−0,3B7VnСеверное
22Адара~4001,50−4,8B2IIЮжное
23Кастор491,570,5A1V + A2VСеверное
24Гакрукс1201,63 (перем)−1,2M3.5IIIЮжное
25Шаула3301,63 (перем)−3,5B1.5IVЮжное

Главная последовательность

В качестве упражнения давайте также оценим наклон кривой главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Для простоты рассмотрим случай L

~
M
4 — средний вариант между двумя, рассмотренными в решении.

По определению, эффективная температура («температура» поверхности) это

\[ \sigma T_{\mathrm eff}^4=\frac{L}{4\pi R^2}, \]

где σ — некоторая постоянная. Учитывая, что M

~
R
(как мы находили выше), имеем для звезд главной последовательности (в среднем) \(L\sim T_{\rm eff}^8 \). То есть температура поверхности звезды, которая в 10 раз массивнее Солнца (и светит в 1000 раз интенсивнее), будет 15 000 К, а у звезды с массой в 10 раз меньше солнечной (которая светит в 100 000 раз менее интенсивно) — примерно 1500 К.

Подведем итог. В недрах звезд главной последовательности происходит «нагрев» с помощью термоядерного горения водорода. Такое горение является источником энергии, которой хватает на триллионы лет самым легким звездам, на миллиарды лет звездам солнечных масс и на миллионы лет самым тяжелым.

Эта энергия трансформируется в кинетическую энергию газа и энергию фотонов, которые, взаимодействуя друг с другом, переносят эту энергию на поверхность, а также обеспечивают достаточное давление для противодействия гравитационному сжатию звезды. (Но у самых легких звезд (M

<� 0,5
M
☉) и тяжелых (
M
> 3
M
☉) перенос также происходит с помощью конвекции.)

Рис. 3.

Три типичных примера диаграммы Герцшпрунга — Рассела:
(a)
— только сформировавшееся скопление NGC 2264 (
черная сплошная линия
— это кривая главной последовательности),
(б)
— молодое скопление Плеяды (M45),
(в)
— старое скопление M12. Изображения из статьи D. G. Turner, 2012. The color-magnitude diagram of NGC 2264 и с сайтов rpi.edu и houghton.edu

На каждой из диаграмм на рис. 3 изображены звезды из одного скопления, потому что звезды из одного и того же скопления предположительно были образованы в одно и то же время. На средней диаграмме показаны звезды скопления Плеяды. Как видно, скопление все еще очень молодое (его возраст оценивают в 75–150 млн нет), и основная часть звезд находится на главной последовательности.

На левой диаграмме изображено еще только сформировавшееся скопление (возрастом до 5 млн лет), в котором большинство звезд еще даже не «родилось» (если рождением считать вступление на главную последовательность). Эти звезды очень яркие, так как основная часть их энергии обусловлена не термоядерными реакциями, а гравитационным сжатием. Фактически, они все еще сжимаются, двигаясь постепенно вниз по диаграмме Герцшпрунга — Рассела (как показано стрелкой), пока температура в центре не вырастет достаточно, чтобы запустить эффективные термоядерные реакции. Тогда звезда окажется на главной последовательности (черная линия на диаграмме) и будет находиться там какое-то время. Стоит также отметить, что самые тяжелые звезды (M

> 6
M
☉) рождаются уже на главной последовательности, то есть когда они формируются температура, в центре уже достаточно высокая, чтобы инициировать термоядерное горение водорода. Из-за этого тяжелых протозвезд (слева) на диаграмме мы не видим.

На правой диаграмме показано старое скопление (возрастом 12,7 млрд лет). Видно, что большая часть звезд уже покинуло главную последовательность, двигаясь «вверх» по диаграмме и становясь красными гигантами. Более подробно про это, а также горизонтальную ветвь мы поговорим в другой раз. Однако здесь стоит отметить, что самые тяжелые звезды покидают главную последовательность раньше всех (мы уже отмечали, что за большую светимость приходится платить короткой жизнью), тогда как самые легкие звезды (справа от главной последовательности) продолжают находиться на ней. Таким образом, если для скопления известна «точка перегиба» — то место, где обрывается главная последовательность и начинается ветвь гигантов, можно достаточно точно оценить, сколько лет назад звезды сформировались, то есть найти возраст скопления. Поэтому диаграмма Герцшпрунга-Рассела приносит и пользу для идентификации очень молодых и очень старых скоплений звезд.

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