Цвет звезд и их температура. Виды звезд в наблюдаемой вселенной
Показатель цвета звезды
Показатель цвета (Color Index ) характеристика спектра излучения звезды; выражается разностью , измеренных в двух диапазонах спектра. Впервые был введен в начале ХХ в., когда выяснилось, что относительная яркость звезд на фотопластинках отличается от наблюдаемой визуально (поскольку глаз человека наиболее чувствителен к желтым лучам, а фотопластинка - к синим). Более холодные - желтые и красные - звезды выглядят ярче для глаза, а более горячие - белые и голубые - ярче получаются на фотопластинке. Следовательно, цвет звезды указывает ее температуру.Вначале показатель цвета определили как разность между и звездными величинами объекта: CI = m ph -m vis . Введение трехцветной фотометрической позволило использовать два независимых показателя цвета: (B-V) и (U-B). Поскольку фильтр V (visual ) близок к диапазону чувствительности глаза, а фильтр B (blue ) - к диапазону фотопластинки, то значения показателей CI и (B-V) почти совпадают. Шкала звездных величин установлена так, что (B-V)=0 и (U-B)=0 для звезд A0 с температурой поверхности около 10000 К. Красные звезды с низкой температурой поверхности имеют показатель цвета от +1.0 m до +2.0 m , а у горячих бело-голубых звезд он отрицательный до -0.3 m . Продвижение в спектра привело к введению новых стандартных фильтров (I, J, K, ...) и соответствующих им показателей цвета.
Для звезд, спектр которых не искажен , используется понятие нормальный цвет (или нормальный показатель цвета ). Поскольку он, как и спектральный класс звезды, почти однозначно связан с ее температурой, по виду спектра можно определить нормальный цвет звезды, даже если ее наблюдаемый цвет искажен межзвездным поглощением. Разность наблюдаемого и нормального цветов называют избытком цвета (Color Excess ): например, E B-V = (B-V) - (B-V) 0 . Его значение как раз и указыва ет на степень
Специалисты выдвигают несколько теорий их возникновения. Наиболее вероятная из низ гласит о том, что такие звезды голубого цвета, очень давно были двойными, и у них происходил процесс слияния. Когда 2 звезды объединяются, то возникает новая звезда с гораздо большой яркостью, массой, температурой.
Голубые звезды примеры:
- Гамма Парусов;
- Ригель;
- Дзета Ориона;
- Альфа Жирафа;
- Дзета Кормы;
- Тау Большого Пса.
Звезды белого цвета — белые звезды
Один ученый обнаружил очень тусклую звезду белого цвета, которая была спутником Сириуса и она получила название Сириус В. Поверхность это уникальной звезды разогрета до 25000 Кельвинов, а радиус её маленький.
Белые звезды примеры:
- Альтаир в созвездии Орла;
- Вега в созвездии Лиры;
- Кастор;
- Сириус.
Звезды желтого цвета — желтые звезды
Такие звезды имеют свечение желтого цвета, а их масса находиться в пределах массы Солнца — это около 0,8-1,4. Поверхность таких звезд обычно разогрета до температуры 4-6 тыс. Кельвинов. Живет такая звезда около 10 млрд. лет.
Желтые звезды примеры:
- Звезда HD 82943;
- Толиман;
- Дабих;
- Хара;
- Альхита.
Звезды красного цвета — красные звезды
Первые красные звезды открыли в 1868 году. Их температура довольно таки низкая, а внешние слои красных гигантов заполнены большим количеством углерода. Ранее подобные звезды составляли два спектральных класса — N и R, но сейчас ученые смогли определить еще один общий класс — C.
Цвет звезды зависит от температуры на её поверхности. Показатель поверхностной температуры нашего Солнца превосходит 6,000 градусов Кельвина. Несмотря на то, что с Земли оно кажется жёлтым, из космоса солнечные свет выглядит ослепительно белым. Это яркое белое солнечное свечение образуется именно благодаря такой высокой температуре. Если бы Солнце было холоднее, то его свет приобрёл бы более тёмный оттенок, ближе к красному, а если бы эта звезда была горячее, то была бы голубого цвета.
Секрет разноцветности звезд стал важным орудием астрономов – цвет светил помог им узнать температуру поверхности звезд. В основу легло примечательное природное явление – соотношение между энергией вещества и цветом излучаемого им света.
Наблюдения на эту тему вы уже наверняка сделали сами. Нить маломощных 30-ваттных лампочек горит оранжевым светом – а когда напряжение в сети падает, нить накала едва тлеет красным. Более сильные лампочки светятся желтым или даже белым цветом. А сварочный электрод во время работы и кварцевая лампа светятся голубым. Однако смотреть на них ни в коем случае не стоит – их энергия настолько велика, что может с легкостью повредить сетчатку глаза.
Соответственно, чем горячее предмет, тем ближе его цвет его свечения к голубому – а чем холоднее, тем ближе к темно-красному. Звезды не стали исключением: такой же принцип действует и на них. Влияние состава звезды на ее цвет очень незначительное – температура может скрывать отдельные элементы, ионизируя их.
Но именно анализ цветового спектра излучения звезды помогает выяснить ее состав. Атомы каждого вещества имеют свою уникальную пропускную способность. Световые волны одних цветов беспрепятственно проходят сквозь них, когда другие останавливаются – собственно, по блокированным диапазонам света ученые и определяют химические элементы.
Механизм «окрашивания» звезд
Какова физическая подоплека этого явления? Температура характеризуется скоростью движения молекул вещества тела – чем она выше, тем быстрее они движутся. Это влияет на длину световых волн, которые проходят сквозь вещество. Горячая среда укорачивает волны, а холодная – наоборот, удлиняет. А видимый цвет светового луча как раз определяется длиной световой волны: короткие волны отвечают за синие оттенки, а длинные – за красные. Белый цвет получается в итоге наложения разноспектральных лучей.
Цвет звезды играет роль сразу в нескольких системах упорядочивания звезд. Сам по себе он является главным критерием определения спектрального класса светила. Так как цвет связан с температурой, его откладывают по одной из осей диаграммы Герцшпрунга-Рассела. С помощью диаграммы можно также определить светимость, массу и возраст звезды, что делает ее ценным и наглядным источником информации про звезды.
Классы звёзд
В Галактике существуют семь классов звёзд:
- Звёзды класса «O» , голубого цвета, обладали самой высокой температурой. У них была самая короткая продолжительность жизни, меньше, чем 1 миллион лет. В Галактике было приблизительно 100 миллионов звёзд класса «O», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Гарниб.
- Звёзды класса «B» бело-голубого цвета, также были очень горячими. Средняя продолжительность их жизни составляла примерно 10 миллионов лет. В Галактике также было приблизительно 100 миллионов звёзд класса «B», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Кесса.
- Звёзды класса «A» , белого цвета, были достаточно горячими. Они имели продолжительность жизни от 400 миллионов до 2 миллиардов лет. В Галактике также было приблизительно 100 миллионов звёзд класса «A», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Колу.
- Звёзды класса «F» , жёлто-белого цвета, имели среднюю температуру. Средняя продолжительность их жизни составляла примерно 4 миллиарда лет. В Галактике также было приблизительно 100 миллионов звёзд класса «F», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Ропаги.
- Звёзды класса «G» , жёлтого цвета, также имели среднюю температуру. Средняя продолжительность их жизни составляла примерно 10 миллиардов лет. В Галактике было приблизительно 2 миллиарда звёзд класса «G», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Корелл.
- Звёзды класса «K» , оранжевого цвета, имели достаточно низкую для звёзд температуру. Средняя продолжительность их жизни составляла примерно 60 миллиардов лет. В Галактике было приблизительно 3,75 миллиарда звёзд класса «K», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Явин.
- Звёзды класса «M» , красного цвета, были холодными по сравнению с остальными звёздами. Звёзды класса «M» также называли красными карликами. Средняя продолжительность их жизни составляла примерно 100 триллионов лет. В Галактике было приблизительно 700 миллионов звёзд класса «M», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Бараб.
Размер звезды также зависел от её класса. Самыми крупными были голубые горячие звёзды класса «O». Чем ниже была температура звезды, тем меньше по размеру была она сама. Соответственно, самыми маленькими были красные звёзды класса «M». Кроме того, приблизительно 10 процентов всех звёзд Галактики не подпадали под эту градацию, причём вокруг 500 миллионов из них вращались планеты, пригодные для жизни.
Голубой сверхгигант
Голубые сверхгиганты – одни из самых массивных и ярких звёзд. По размерам они превосходят гигантов, но уступают гипергигантам. Типичная масса голубых сверхгигантов – 15-50 масс Солнца. В астрономии их часто именуют сверхгигантами OB-типа. Они имеют класс светимости I и спектральный класс B9 и выше. Они находятся в верхней левой части диаграммы Герцшпрунга-Рассела справа от главной последовательности. Температуры поверхности – 10 000-50 000 K, светимость, 10000-1000000 светимостей Солнца. Типичная продолжительность жизни звёзд данного типа – 5-10 млн. лет.
Характеристики
Из-за их большой массы, голубой сверхгиганты имеют достаточно короткую продолжительность жизни и наблюдаются только в молодых космических структурах, такие как рассеянные скопления, рукава спиральных галактик и в неправильных галактиках. Они почти не наблюдаются в центрах спиральных галактик, эллиптических галактиках и шаровых скоплений, которые состоят, в основном из старых объектов.
Несмотря на их редкость и короткую жизнь, из-за их яркости, на небе можно увидеть много голубых сверхгигантов. Одним из наиболее известных сверхгигантов является Ригель, самая яркая звезда в созвездии Ориона – её масса почти в 20 раз превышает массу Солнца, а светимость больше от светимости Солнца почти в 120 000 раз.
Для голубых сверхгигантов характерен сильный звёздный ветер, и, как правило, в своём спектре они имеют эмиссионные линии.
Звёздный ветер с голубых сверхгигантов является быстрым, но разреженным, в отличие от ветра красных сверхгигантов, который является медленным, но плотным. Когда красный сверхгигант переходит в голубой, более быстрый ветер «настигает» ранее испущенный медленный и сталкивается с ним, заставляя выброшенный материал уплотняться в тонкую оболочку. Возможен также обратный процесс – превращение голубого сверхгиганта в красный. В некоторых случаях можно увидеть несколько концентрических слабых тонких оболочек, образованных последовательными эпизодами потери массы вследствие нескольких циклов «красный <-> голубой сверхгигант».
Эволюция
По мере исчерпания водородного топлива звезда всё больше охлаждается и расширяется, проходя спектральные классы O, В, A, F, G, K и M, становясь белым, жёлтым, оранжевым и наконец, красным сверхгигантом. После того как водород в ядре закончится, в термоядерную реакцию вступит гелий, затем углерод, кислород, кремний. Нуклеосинтез может осуществляться вплоть до образования самого стабильного изотопа железа-56 (все следующие изотопы могут уменьшить энергию связи на нуклон путём распада, а все предыдущие элементы, в принципе, могли бы уменьшить энергию связи на нуклон за счёт синтеза). Образующееся железное ядро коллапсирует в нейтронную звезду, объект, размером с крупный город, но с массой 1,4-3 массы Солнца, а внешние слои звезды взрываются как сверхновая. В случае особо массивных голубых сверхгигантов (с начальной массой 25-40 солнечной) ядро может не останавливаться на образовании нейтронной звезды, а коллапсирует дальше, превращаясь в чёрную дыру. Ещё более массивные сверхгиганты не могут расшириться до красной фазы, а заканчивают жизнь вспышкой гиперновой (или без неё) с образованием чёрной дыры.
Взаимопревращение сверхгигантов
Голубые сверхгиганты – это массивные звёзды, находящиеся в определённой фазе процесса «умирания». В этой фазе интенсивность протекающих в ядре звезды термоядерных реакций снижается, что приводит к сжатию звезды. В результате значительного уменьшения площади поверхности увеличивается плотность излучаемой энергии, а это, в свою очередь, влечёт за собой нагрев поверхности. Такого рода сжатие массивной звёзды приводит к превращению красного сверхгиганта в голубой. Возможен также обратный процесс – превращения голубого сверхгиганта в красный.
В то время как звездный ветер от красного сверхгиганта плотен и медленен, ветер от голубого сверхгиганта быстр, но разрежён. Если в результате сжатия красный сверхгигант становится голубым, то более быстрый ветер сталкивается с испущенным ранее медленным ветром и заставляет выброшенный материал уплотняться в тонкую оболочку. Почти все наблюдаемые голубые сверхгиганты имеют подобную оболочку, подтверждающую, что все они ранее были красными сверхгигантами.
По мере развития, звезда может несколько раз превращаться из красного сверхгиганта (медленный, плотный ветер) в голубой сверхгигант (быстрый, разрежённый ветер) и наоборот, что создаёт концентрические слабые оболочки вокруг звезды. В промежуточной фазе звезда может быть жёлтой или белой, как, например, Полярная звезда. Как правило, массивная звезда заканчивает своё существование взрывом сверхновой, но очень небольшое количество звёзд, масса которых колеблется в пределах от восьми до двенадцати солнечных масс, не взрываются, а продолжают эволюционировать и в итоге превращаются в кислородно-неоновые белые карлики. Пока точно не выяснено, как и почему образуются эти белые карлики из звёзд, которые теоретически должны закончить эволюцию взрывом малой сверхновой. Как голубые, так и красные сверхгиганты могут эволюционировать в сверхновую.
Так как значительную часть времени массивные звёзды пребывают в состоянии красных сверхгигантов, мы наблюдаем больше красных сверхгигантов, чем голубых, и большинство сверхновых происходит из красных сверхгигантов. Астрофизики ранее даже предполагали, что все сверхновые происходят из красных сверхгигантов, однако сверхновая SN 1987A образовалась из голубого сверхгиганта и, таким образом, это предположение оказалось неверным. Это событие также привело к пересмотру некоторых положений теории эволюции звёзд.
Примеры голубых сверхгигантов
Ригель
Самый известный пример – Ригель (бета Ориона), самая яркая звезда в созвездии Орион, масса которой приблизительно в 20 раз больше массы Солнца и его светимость примерно в 130 000 раз выше солнечной, а значит, это одна из самых мощных звёзд в Галактике (во всяком случае, самая мощная из ярчайших звёзд на небе, так как Ригель – ближайшая из звёзд с такой огромной светимостью). Древние египтяне связывали Ригель с Сахом – царём звёзд и покровителем умерших, а позже – с Осирисом.
Гамма Парусов
Гамма Парусов – кратная звезда, ярчайшая в созвездии Паруса. Имеет видимую звёздную величину в +1,7m. Расстояние до звёзд системы оценивается в 800 световых лет. Гамма Парусов (Регор) – массивный голубой сверхгигант. Имеет массу в 30 раз больше массы Солнца. Его диаметр в 8 раз больше солнечного. Светимость Регора – 10 600 солнечных светимостей. Необычный спектр звезды, где вместо тёмных линий поглощения имеются яркие эмисионные линии излучения, дал название звезде как «Спектральная жемчужина южного неба»
Альфа Жирафа
Расстояние до звезды примерно 7 тысяч световых лет, и тем не менее, звезда видна невооружённым глазом. Это третья по яркости звезда в созвездии Жирафа, первое и второе место занимают Бета Жирафа и CS Жирафа соответственно.
Дзета Ориона
Дзета Ориона (имеет название Альнитак) – звезда в созвездии Ориона, которая является самой яркой звездой класса O с визуальной звездной величиной +1,72 (в максимуме +1,72 и в минимуме до +1,79), левая и самая близкая звезда астеризма «Пояса Ориона». Расстояние до звезды – около 800 световых лет, светимость примерно 35 000 солнечных.
Тау Большого Пса
Спектрально-двойная звезда в созвездии Большого Пса. Она является наиболее яркой звездой рассеянного звёздного скопления NGC 2362, находясь на расстоянии 3200 св. лет от Земли. Тау Большого Пса – голубой сверхгигант спектрального класса O с видимой звёздной величиной +4,37m. Звёздная система Тау Большого Пса состоит, по крайней мере, из пяти компонентов. В первом приближении Тау Большого Пса – тройная звезда в которой две звезды имеют видимую звёздную величину +4,4m и +5,3m и отстоят друг от друга на 0,15 угловых секунд, а третья звезда имеет видимую звёздную величину +10m и и отстоит от них на 8 угловых секунд, обращаясь с периодом 155 дней вокруг внутренней пары.
Дзета Кормы
Дзета Кормы – ярчайшая звезда созвездия Кормы. Звезда имеет собственное имя Наос. Это массивная голубая звезда, имеющая светимость 870 000 светимостей Солнца. Дзета Кормы массивнее Солнца в 59 раз. Имеет спектральный класс O9.
Звезды принадлежат к горячейшим объектам Вселенной. Именно высокая температура нашего Солнца сделала возможной жизнь на Земле. Но причина такого сильного нагрева звезд долгое время оставалась неизвестной людям.
- 1 Откуда в звезде берется жар?
- 2 Материалы по теме
- 3
Почему температура звезды такая разная?
- 3.1 Излучение энергии ядром
- 4
Материалы по теме
- 4.1 Площадь излучающей поверхности
- 5 Различия в температуре на поверхности
Откуда в звезде берется жар?
Разгадка секрета высокой температуры звезды лежит внутри нее. Имеется в виду не только состав светила - в буквальном смысле весь накал звезды исходит изнутри. Ядро - это горячее сердце звезды, в котором происходит термоядерная реакция синтеза, самая мощная из ядерных реакций. Этот процесс является источником энергии для всего светила - тепло из центра поднимается наружу, а затем и в открытый космос.
Материалы по теме
Ядро звезды 
Поэтому температура звезды сильно различается в зависимости от места измерения. К примеру, температура в центре ядра нашего Солнца достигает 15 миллионов градусов Цельсия - а уже на поверхности, в фотосфере, жар спадает до 5 тысяч градусов.
Но существует еще и звездная корона, самая верхняя часть атмосферы звезды. Ее температура необычайно высока в сравнении с нагревом нижних слоев - у Солнца она доходит до 900 тысяч – 1 миллиона градусов Цельсия. Точной причины такого скачка ученые еще не знают, но в нем явно замешано магнитное поле Солнца. Оно играют немалую роль в формировании итоговой температуры поверхности звезды - но об этом чуть дальше.
Солнце - это самая рядовая звезда во Вселенной, поэтому ее показатели температуры свойственны большинству видимых звезд. Однако, есть звезды погорячее: раскаленная поверхность звезд - голубых сверхгигантов, таких как Джета в созвездии Кормы, достигает 200 000 °C! Страшно представить, насколько высока температура в их ядре - нагрев переваливает за сотню миллионов градусов по Цельсию. Красные гиганты, наоборот, холоднее - их фотосфера разогревается всего до 2,5–3 тысяч градусов по Цельсию.
Как видно, цвет звезды непосредственно определяется ее температурой - чем горячее звезда, тем ближе ее свет к синему цвету. Критерий цвета-температуры является решающим при распределении звезд по спектральным классам. Также это один из главных факторов расположения светила в диаграмме Герцшпрунга-Рассела - по ней можно найти звезды с похожими характеристиками, а также определить возраст звезды.
Почему температура звезды такая разная?
Первичное объединение атомов водорода - первый шаг процесса ядерного синтеза
Действительно, отличия в нагреве ядра звезды и ее поверхности удивляют. Если бы вся энергия ядра Солнца распределится по звезде равномерно, температура поверхности нашего светила составит несколько миллионов градусов по Цельсию! Не менее поразительные отличия в температуре между звездами разных спектральных классов.
Все дело в том, что температуру звезды определяют два главных фактора: уровень излучения энергии ядром и площадь излучающей поверхности. Рассмотрим их подробнее.
Излучение энергии ядром
Хотя ядро накаляется до 15 миллионов градусов, не вся эта энергия передается соседним слоям. Излучается только то тепло, которое было получено от термоядерной реакции. Энергия гравитационного сжатия, несмотря на свою мощь, остается в пределах ядра. Соответственно, температуру верхних слоев звезды определяет только сила термоядерных реакций в ядре.
Различия тут могут быть качественные и количественные. Если ядро достаточно большое, в нем «сгорает» больше водорода. Этим путем энергию получают молодые и зрелые звезды размеров Солнца, а также голубые гиганты и сверхгиганты. Массивные звезды вроде красных гигантов тратят в ядерной «топке» не только водород, но и гелий, или даже углерод и кислород.
Материалы по теме
Каким образом светит Солнце 
Процессы синтеза с ядрами тяжелых элементов дает намного больше энергии. В рамках термоядерной реакции синтеза, энергия получается за счет избыточной массы соединяющихся атомов. Во время протон-протонной реакции, которая происходит внутри Солнца, 6 ядер водорода с атомной массой 1 объединяются в одно ядро гелия с массой 4- грубо говоря, 2 лишних ядра водорода переходят в энергию. А когда «горит» углерод, сталкиваются ядра с массой уже 12 - соответственно, выход энергии куда больше.
Площадь излучающей поверхности
Однако звезды не только генерируют энергию, но и тратят ее. Следовательно, чем больше энергии звезда отдает, тем меньше ее температура. А количество отдаваемой энергии первоочередно определяет площадь излучаемой поверхности.
Истинность этого правила можно проверить даже в быту - белье сохнет быстрее, если его развесить пошире на веревке. А поверхность звезды расширяет ее ядро. Чем оно плотнее, тем выше его температура - и при достижении определенной планке, от накала зажигается водород вне звездного ядра.
Ядра красных гигантов очень плотные, поскольку там очень много гелия. Иногда он уже и сам «зажжен» термоядерной реакцией. Поэтому площадь их поверхности превышает площадь Солнца в десятки тысяч, а то и в миллион раз! Так что фотосфера даже самых больших красных гигантов в два раза холоднее поверхности Солнца.
Различия в температуре на поверхности
Еще один важный пункт - некоторые места на поверхности одной и той же звезды могут иметь разную температуру. Перепады достигают нескольких тысяч градусов Цельсия! Все зависит от способа передачи энергии от ядра звезды. Астрофизики выделяют два основных - лучистый перенос и конвекцию:
- Во время лучистого переноса энергия ядерного синтеза пробивается из центра звезды прямо сквозь звездное вещество - в виде лучей. Этот путь эффективный с точки зрения сохранения энергии, но очень медленный. Если зона лучистого переноса находится у центра звезды, как у нашего Солнца, путь лучей займет несколько десятков тысяч лет.
- Конвекция же базируется на всем нам известном законе природы - теплые жидкости и газы поднимаются наверх, а холодные - опускаются вниз. И так как звезды состоят из газа, конвекция наблюдается и у них. Звездное вещество, разогреваясь у более горячих слоев звезды, поднимается к более холодным зонам светила с меньшим давлением газа. Там забранная изнутри энергия отдается в виде излучения.
Размещение зон лучистого переноса и конвекции зависит от массы звезды. В звездах, масса которых меньше солнечной, преобладает только конвекция. Массивные светила переносят жар от ядра к внешним слоям конвекцией, а до самой поверхности - лучистым переносом.
У Солнца же все наоборот: энергия от ядра уходит в виде лучей, а потом уже выкидывается на поверхность конвективными потоками звездной плазмы. Там, в фотосфере, энергия Солнца снова превращается в свет - в том числе видимый человеческому глазу.
И именно благодаря конвекции на поверхности Солнца случаются перепады температуры. Места, в которых это происходит, выделяются еще и визуально. Три главных типа - это факелы, пятна и протуберанцы.
- Факелы - это горячие и яркие зоны на Солнце. Их температура выше окружающей поверхности на 1–2 тысячи градусов по Цельсию.
- Пятна - это более холодные и темные зоны на фотосфере звезды. Нагрев их центра меньше обычной температуры Солнца на 2000 °C. Также вокруг пятен существует «тень», которая уже теплее - они всего на 200–500 градусов холоднее окружающей их фотосферы.
- Протуберанцы являются извержением звездного вещества из глубины, которые поднимаются выше солнечной атмосферы. Хотя они и холоднее короны Солнца, их температура выше фотосферной - до 15 тысяч градусов Цельсия.
Как и факелы, так и пятна с протуберанцами на Солнце появляются благодаря магнитным полям звезды, пересекающим фотосферу в периоды повышенной активности. Факелы появляются на тех местах, где магнитные линии ускоряют конвективные потоки газов из глубин Солнца. Похожее происхождения имеют и протуберанцы - но зона выхода магнитного поля у них куда уже, а сила магнитных линий - больше. В пятнах, наоборот, магнитное поле тормозит процесс термопередачи - поэтому они тусклее и прохладнее.
В силу близости Солнца к нам, оно остается единственной звездой, на которой наблюдались такие явления. Но так как природа звезд очень схожа, астрономы предполагают наличие пятен и факелов на других светилах.
Каждый человек знает, как выглядят звезды на небе. Крошечные, сияющие огоньки. В древности люди не могли придумать объяснения этому явлению. Звезды считали глазами богов, душами умерших предков, хранителями и защитниками, оберегающими покой человека в ночной тьме. Тогда никто и подумать не мог, что Солнце - это тоже звезда.
Что такое звезда
Много веков прошло, прежде чем люди поняли, что представляют собой звезды. Виды звезд, их характеристики, представления о происходящих там химических и физических процессах - это новая область знания. Древние астрономы даже предположить не могли, что такое светило на самом деле вовсе не крохотный огонек, а невообразимых размеров шар раскаленного газа, в котором происходят реакции
термоядерного синтеза. Есть странный парадокс в том, что неяркий звездный свет - это ослепительное сияние ядерной реакции, а уютное солнечное тепло - чудовищный жар миллионов кельвинов.
Все звезды, которые можно увидеть на небосводе невооруженным глазом, находятся в галактике Млечный Путь. Солнце - тоже часть этой причем расположено оно на ее окраине. Невозможно себе вообразить, как выглядело бы ночное небо, если бы Солнце находилось в центре Млечного Пути. Ведь количество звезд в этой галактике - более 200 миллиардов.
Немного об истории астрономии
Древние астрономы тоже могли бы рассказать необычное и интересное о звездах на небе. Уже шумеры выделяли отдельные созвездия и зодиакальный круг, они же впервые рассчитали деление полного угла на 360 0 . Они же создали лунный календарь и смогли синхронизировать его с солнечным. Египтяне считали, что Земля находится в но при этом знали, что Меркурий и Венера вращаются вокруг Солнца.
В Китае астрономией как наукой занимались уже в конце ІІІ тысячелетия до н. э., а
первые обсерватории появились в XII в. до н. э. Они изучали лунные и солнечные затмения, сумев при этом понять их причину и даже рассчитав прогнозные даты, наблюдали метеоритные потоки и траектории комет.
Древние инки знали различия между звездами и планетами. Есть косвенные доказательства того, что им были известны Галилеевы и визуальная размытость очертаний диска Венеры, обусловленная наличием на планете атмосферы.
Древние греки смогли доказать шарообразность Земли, выдвинули предположение о гелиоцентричности системы. Они пытались рассчитать диаметр Солнца, пускай и ошибочно. Но греки были первыми, кто в принципе предположил, что Солнце больше Земли, до этого все, полагаясь на визуальные наблюдения, считали иначе. Грек Гиппарх впервые создал каталог светил и выделил разные виды звезд. Классификация звезд в этом научном труде опиралась на интенсивность свечения. Гиппарх выделил 6 классов яркости, всего в каталоге было 850 светил.
На что обращали внимание древние астрономы
Первоначальная классификация звезд основывалась на их яркости. Ведь именно этот критерий является единственно доступным для астронома, вооруженного только телескопом. Самые яркие или обладающие уникальными видимыми свойствами звезды даже получали собственные имена, причем у каждого народа они свои. Так, Денеб, Ригель и Алголь - названия арабские, Сириус - латинское, а Антарес - греческое. Полярная звезда в каждом народе имеет собственное название. Это, пожалуй, одна из самых важных в «практическом смысле» звезд. Ее координаты на ночном небосводе неизменны, несмотря на вращение земли. Если остальные звезды движутся по небу, проходя путь от восхода до заката, то Полярная звезда не меняет своего местоположения. Поэтому именно ее использовали моряки и путешественники в качестве надежного ориентира. Кстати, вопреки распространенному заблуждению, это вовсе не самая яркая звезда на небосклоне. Полярная звезда внешне никак не выделяется - ни по размерам, ни по интенсивности свечения. Найти ее можно, только если знать, куда смотреть. Она располагается на самом конце «рукоятки ковша» Малой Медведицы.
На чем основывается звездная классификация
Современные астрономы, отвечая на вопрос о том, какие виды звезд бывают, вряд ли станут упоминать яркость свечения или расположение на ночном небосводе. Разве что в порядке исторического экскурса или в лекции, рассчитанной на совсем уж далекую от астрономии аудиторию.
Современная классификация звезд основывается на их спектральном анализе. При этом обычно еще указывают массу, светимость и радиус небесного тела. Все эти показатели даются в соотношении с Солнцем, то есть именно его характеристики приняты в качестве единиц измерения.
Классификация звезд опирается на такой критерий, как абсолютная звездная величина. Это видимая степень яркости без атмосферы, условно расположенного на расстоянии 10 парсек от точки наблюдения.
Кроме этого учитывают переменности блеска и размеры звезды. Виды звезд в настоящее время определяются их спектральным классом и уже детальнее - подклассом. Астрономы Рассел и Герцшпрунг независимо друг от друга проанализировали зависимость между светимостью, абсолютной температурной поверхностью и спектральным классом светил. Они построили диаграмму с соответствующими осями координат и обнаружили, что результат вовсе не хаотичен. Светила на графике располагались отчетливо различимыми группами. Диаграмма позволяет, зная спектральный класс звезды, определить хотя бы с приблизительной точностью ее абсолютную звездную величину.
Как рождаются звезды
Эта диаграмма послужила наглядным доказательством в пользу современной теории эволюции данных небесных тел. На графике отчетливо видно, что самым многочисленным классом являются относящиеся к так называемой главной последовательности звезды. Виды звезд, принадлежащих к этому сегменту, находятся в наиболее распространенной в данный момент во Вселенной точке развития. Это этап развития светила, при котором энергия, затраченная на излучение, компенсируется полученной в ходе термоядерной реакции. Длительность пребывания на данном этапе развития определяется массой небесного тела и процентным содержанием элементов тяжелее гелия.
Общепризнанная в данный момент теория эволюции звезд гласит, что на начальном
этапе развития светило представляет собой разряженное гигантское газовое облако. Под влиянием собственного тяготения оно сжимается, постепенно превращаясь в шар. Чем сильнее сжатие, тем интенсивнее гравитационная энергия переходит в тепловую. Газ раскаляется, и когда температура достигает 15-20 млн К, в новорожденной звезде запускается термоядерная реакция. После этого процесс гравитационного сжатия приостанавливается.
Основной период жизни звезды
Поначалу в недрах юного светила преобладают реакции водородного цикла. Это самый длительный период жизни звезды. Виды звезд, находящихся на этом этапе развития, и представлены в самой массовой главной последовательности описанной выше диаграммы. Со временам водород в ядре светила заканчивается, превратившись в гелий. После этого термоядерное горение возможно только на периферии ядра. Звезда становится ярче, ее внешние слои значительно расширяются, а температура понижается. Небесное тело превращается в красный гигант. Этот период жизни звезды
намного короче предыдущего. Дальнейшая ее судьба изучена мало. Есть различные предположения, но достоверных им подтверждений пока не получено. Самая распространенная теория гласит, что когда гелия становится слишком много, звездное ядро, не выдерживая собственной массы, сжимается. Температура растет до тех пор, пока уже гелий не вступает в термоядерную реакцию. Чудовищные температуры приводят к очередному расширению, и звезда превращается в красного гиганта. Дальнейшая судьба светила, по предположениям ученых, зависит от его массы. Но теории, касающиеся этого, всего лишь результат компьютерного моделирования, не подтвержденный наблюдениями.
Остывающие звезды
Предположительно, красные гиганты с малой массой будут сжиматься, превращаясь в карликов и постепенно остывая. Звезды средней массы могут трансформироваться в при этом в центре такого образования продолжит свое существование лишенное внешних покровов ядро, постепенно остывая и превращаясь в белого карлика. Если центральная звезда испускала значительное инфракрасное излучение, возникают условия для активации в расширяющейся газовой оболочке планетарной туманности космического мазера.
Массивные светила, сжимаясь, могут достигать такого уровня давления, что электроны буквально вминаются в атомные ядра, превращаясь в нейтроны. Поскольку между
этими частицами нет сил электростатического отталкивания, звезда может сжаться до размера нескольких километров. При этом ее плотность превысит плотность воды в 100 миллионов раз. Такая звезда называется нейтронной и представляет собой, по сути, огромное атомное ядро.
Сверхмассивные звезды продолжают свое существование, последовательно синтезируя в процессе термоядерных реакций из гелия - углерод, затем кислород, из него - кремний и, наконец, железо. На этом этапе термоядерной реакции и происходит взрыв сверхновой. Сверхновые звезды, в свою очередь, могут превратиться в нейтронные либо, если их масса достаточно велика, продолжить сжатие до критического предела и образовать черные дыры.
Размеры
Классификация звезд по размеру может быть реализована двояко. Физический размер звезды может определяться ее радиусом. Единицей измерения в этом случае выступает радиус Солнца. Существуют карлики, звезды средней величины, гиганты и сверхгиганты. Кстати, само Солнце является как раз карликом. Радиус нейтронных звезд может достигать всего нескольких километров. А в сверхгиганте целиком поместится орбита планеты Марс. Под размером звезды может также пониматься ее масса. Она тесно связана с диаметром светила. Чем звезда больше, тем ниже ее плотность, и наоборот, чем светило меньше, тем плотность выше. Этот критерий вирируется не так уж сильно. Звезд, которые были бы больше или меньше Солнца в 10 раз, очень мало. Большая часть светил укладывается в интервал от 60 до 0,03 солнечных масс. Плотность Солнца, принимаемая за стартовый показатель, составляет 1,43 г/см 3 . Плотность белых карликов достигает 10 12 г/см 3 , а плотность разреженных сверхгигантов может быть в миллионы раз меньше солнечной.
В стандартной классификации звезд схема распределения по массе выглядит следующим образом. К малым относят светила с массой от 0,08 до 0,5 солнечной. К умеренным - от 0,5 до 8 солнечных масс, а к массивным - от 8 и более.
Классификация звезд. От голубых до белых
Классификация звезд по цвету на самом деле опирается не на видимое свечение тела, а на спектральные характеристики. Спектр излучения объекта определяется химическим составом звезды, от него же зависит ее температура.
Наиболее распространенной является Гарвардская классификация, созданная в начале 20 века. Согласно принятым тогда стандартам классификация звезд по цвету предполагает деление на 7 типов.
Так, звезды с самой высокой температурой, от 30 до 60 тыс. К, относят к светилам класса О. Они голубого цвета, масса подобных небесных тел достигает 60 солнечных масс (с. м.), а радиус - 15 солнечных радиусов (с. р.). Линии водорода и гелия в их спектре достаточно слабые. Светимость подобных небесных объектов может достигать 1 млн 400 тыс. солнечных светимостей (с. с.).
К звездам класса В относят светила с температурой от 10 до 30 тыс. К. Это небесные тела бело-голубого цвета, их масса начинается от 18 с. м., а радиус - от 7 с. м. Самая низкая светимость объектов такого класса составляет 20 тыс. с. с., а линии водорода в спектре усиливаются, достигая средних значений.
У звезд класса А температура колеблется от 7,5 до 10 тыс. К, они белого цвета. Минимальная масса таких небесных тел начинается от 3,1 с. м., а радиус - от 2,1 с. р. Светимость объектов находится в границах от 80 до 20 тыс. с. с. Линии водорода в спектре этих звезд сильные, появляются линии металлов.
Объекты класса F на самом деле желто-белого цвета, но выглядят белыми. Их температура колеблется в пределах от 6 до 7,5 тыс. К, масса варьируется от 1,7 до 3,1 с.м., радиус - от 1,3 до 2,1 с. р. Светимость таких звезд варьируется от 6 до 80 с. с. Линии водорода в спектре ослабевают, линии металлов, наоборот, усиливаются.
Таким образом, все виды белых звезд попадают в пределы классов от А до F. Дальше, согласно классификации, следуют желтые и оранжевые светила.
Желтые, оранжевые и красные звезды
Виды звезд по цвету распределяются от голубых к красным, по мере понижения температуры и уменьшения размеров и светимости объекта.
Звезды класса G, к которым относится и Солнце, достигают температуры от 5 до 6 тыс. К, они желтого цвета. Масса таких объектов - от 1,1 до 1,7 с. м., радиус - от 1,1 до 1,3 с. р. Светимость - от 1,2 до 6 с. с. Спектральные линии гелия и металлов интенсивны, линии водорода все слабее.
Светила, относящиеся к классу К, имеют температуру от 3,5 до 5 тыс. К. Выглядят они желто-оранжевыми, но истинный цвет этих звезд - оранжевый. Радиус данных объектов находится в промежутке от 0,9 до 1,1 с. р., масса - от 0,8 до 1,1 с. м. Яркость колеблется от 0,4 до 1,2 с. с. Линии водорода практически незаметны, линии металлов очень сильны.
Самые холодные и маленькие звезды - класса М. Их температура всего 2,5 - 3,5 тыс. К и кажутся они красными, хотя на самом деле эти объекты оранжево-красного цвета. Масса звезд находится в промежутке от 0,3 до 0,8 с. м., радиус - от 0,4 до 0,9 с. р. Светимость - всего 0,04 - 0,4 с. с. Это умирающие звезды. Холоднее их только недавно открытые коричневые карлики. Для них выделили отдельный класс М-Т.
