Звезда
массивное самосветящееся небесное тело, состоящее из газа и плазмы, в котором происходят, происходили или будут происходить термоядерные реакции. Ближайшей к Земле звездой является Солнце, другие звёзды на ночном небе выглядят как точки различной яркости, сохраняющие своё взаимное расположение. Звёзды различаются структурой и химическим составом, а такие параметры, как радиус, масса и светимость, у разных звёзд могут отличаться на порядки. В конце 16 в. Дж. Бруно утверждал, что звёзды – это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 г. немецкий астроном Й. Фабрициус впервые описал наблюдение переменной звёзды (Миры Кита). В 1718 г. Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх звёзд. В 1836–1839 гг. В. Я. Струве, Ф. В. Бессель и Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близких звёзд. С середины 19 в. для изучения звёзд стали использоваться фотография и спектроскопия. В 1863 г. итальянский астроном А. Секки предложил первую спектральную классификацию звёзд. В 1900 г. А. А. Белопольский экспериментально доказал справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдательных данных и развитие физики расширили представление о звёздах.
Различные типы звезд:
- Be-звезда
- нейтронные
- двойные
- тройные
- переменные
- желтый карлик
- оболочечная звезда
- неправильная переменная
- Мирида
- вспыхивающая звезда
- белый карлик
- звезда Вольфа — Райе
- магнетар
- пульсар
- Блицар
- Великолепная семёрка (астрономия)
- Магнетар
- Объект Торна — Житков
- Предел Оппенгеймера — Волкова
- Предел Чандрасекара
- Радиотихая нейтронная звезда
Как рождаются звезды
Звезды рождаются из огромных облаков газа и пыли, известных как туманности, которые разбросаны по большинству галактик. За тысячи или миллионы лет гравитация может привести к тому, что более плотные карманы внутри туманности схлопнутся под собственным весом. Когда облако, которое в основном состоит из водорода, схлопывается, материал в его центре начинает нагреваться. Известное как «протозвезда», это горячее ядро коллапсирующего облака будет звездой в процессе становления. Некоторые из этих вращающихся облаков коллапсирующего газа и пыли распадаются на два или три сгустка, каждый из которых образует звезды. Это могло бы объяснить, почему большинство звезд в Млечном Пути встречаются парами или по несколько. Однако не весь этот материал в конечном итоге становится частью звезды — оставшаяся пыль может стать планетами и лунами, астероидами и кометами — или может просто остаться в виде пыли.
Что такое звезда главной последовательности?
По прошествии миллионов лет температура ядра протозвезды достигает точки, в которой может начаться ядерный синтез. Затем звезда начинает самую длинную стадию своей жизни, называемую «главной последовательностью». Большинство звезд в галактике, включая наше Солнце, относятся к категории главной последовательности. Это состояние, в котором ядерный синтез в звезде стабилен, а водород превращается в гелий. Этот процесс высвобождает много энергии, которая поддерживает звезду горячей и яркой, и он обеспечивает внешнее давление на невероятную массу материала, которое в противном случае заставило бы звезду коллапсировать сама на себя. Девяносто процентов жизни звезды проходит в фазе главной последовательности.
Структура звезды
Звёздная атмосфера — область, в которой формируется непосредственно наблюдаемое излучение. Фотосфера — самая нижняя, непрозрачная часть атмосферы. В ней формируется непрерывный спектр излучения, а сама она при наблюдениях в оптическом диапазоне выглядит как поверхность звезды. С ней же связано явление потемнения к краю, из-за которого края звезды оказываются тусклее центральных областей: например, у Солнца в видимом диапазоне края тусклее центра на 40 %. Температура фотосферы Солнца составляет 6500 K, а плотность — 5⋅10−4 кг/м3. Обращающий слой находится над фотосферой и по сравнению с ней имеет более низкую температуру и плотность. В нём образуются линии поглощения в спектре. У Солнца температура этого слоя составляет около 4500 K, а плотность — 10−7 кг/м3.
Хромосфера — слой звёздной атмосферы с более высокой температурой, чем у фотосферы, который создаёт эмиссионные линии в спектре. Температура хромосферы Солнца составляет 10 000 K, но её яркость в 100 раз меньше, чем у фотосферы. Этот слой отсутствует у горячих звёзд.
Корона — внешний слой звёздной атмосферы с очень высокой температурой, но очень низкой плотностью и яркостью. В этой области происходит излучение преимущественно в рентгеновском диапазоне, и мощность в этом слое не превышает 10−3 общей светимости звезды; для Солнца она составляет 10−6 L⊙. Из-за низкой светимости в оптическом диапазоне корона наблюдалась только у Солнца и только во время полных солнечных затмений. Температура солнечной короны составляет 1,5 млн кельвинов, но у некоторых звёзд может достигать 10 млн K.
У многих звёзд наблюдается звёздный ветер — стационарное истечение вещества из атмосферы в космос. Наиболее мощный звёздный ветер наблюдается у массивных звёзд; у маломассивных звёзд он уносит небольшую часть массы, но со временем значительно замедляет их вращение вокруг оси. Наличие звёздного ветра означает, что атмосфера звезды неустойчива.
Что означает цвет звезды?
Когда вы смотрите на ночное небо, вы можете заметить, что некоторые звезды светят ярче других. Яркость звезды зависит от того, сколько энергии она выделяет, а также от того, насколько близко она находится к Земле.
Звезды также различаются по цвету — потому что они различаются по температуре. Более горячие звезды кажутся синими или белыми, в то время как более холодные звезды выглядят оранжевыми или красными. Астрономы используют эти характеристики для классификации звезд главной последовательности по категориям по цвету и температуре: O (синий), B (сине-белый), A (белый), F (желто-белый), G (желтый), K (оранжевый) и M (красный), от самых горячих и больших до самых холодных и маленьких. Звезды в конце своей жизни выходят из главной последовательности. К ним относятся сверхгиганты, красные гиганты и белые карлики.
Что за звезда наше Солнце?
Наше Солнце классифицируется как желтый карлик главной последовательности типа G. Прогнозируется, что наше Солнце останется в фазе главной последовательности еще несколько миллиардов лет. Звезды могут жить миллиарды лет, но их жизнь может быть короче или длиннее в зависимости от их размера (технически, массы). Чем больше (или массивнее) звезда, тем короче ее жизнь, поскольку более массивные звезды сжигают свое ядерное топливо быстрее.
Цикл звезд:
Эволюция звёзд в тесных двойных системах
Тесные системы небольшой массы
белый карлик
Тесные системы большой массы
звездой Вольфа — Райе
объект Торна — Житков
межзвездное облако
протозвезда
звезда до главной последовательности
ЗВЕЗДА ГЛАВНОЙ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТИ
Звёзды малой массы
голубые карлики
Белые карлики
Звёзды средней массы
субгигантов
Ветвь красных гигантов
Горизонтальная ветвь
Голубая петля
Асимптотическая ветвь гигантов
Нейтронные звёзды
Звёзды большой массы
сверхгигантами
Чёрные дыры