Звезда — небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в котором идут в данный момент термоядерные реакции.
Виды звезд
Вселенная устроена так, что в ней нет ничего абсолютно одинакового, поэтому каждая звезда индивидуальна. Тем не менее, ученые выделяют определенные виды звезд. Классификация может производиться по их массе, спектру свечения, а также по этапам эволюции.

Звезды главной последовательности

Это такой этап жизни звезды, при котором энергия излучения полностью компенсируется энергией протекающих в ее центре термоядерных реакций. Свечение у таких звезд может быть различное, в зависимости от конкретного вида реакции. В этом классе ученые выделяют следующие виды звезд:

– голубые
– бело-голубые;
– белые;
– бело-желтые;
– желтые;
– оранжевые;
– красные.

Спектральная классификация Моргана-Кинана

Самую высокую температуру имеют звезды голубые, самую низкую – красные. Солнце относиться к желтым разновидностям звезд, его возраст составляет чуть более четырех с половиной миллиардов лет, а температура указывается учеными для:

– ядра -13 500 000 К;
– короны 1500 000 К.

Для сравнения самая горячая звезда известная человечеству имеет температуру поверхности в 200 000 градусов. Это центральная звезда в планетарной туманности под названием «Жук».
Гиганты и Сверхгиганты

Величину звезд астрономы оценивают путем сравнения их с массой и радиусом Солнца. Гигантами считаются светила, имеющие диаметр и массу в десятки тысяч раз превосходящие Солнце. Красный гигант является одной из стадий эволюции звезды. Диаметр светила увеличивается к моменту выгорания водорода в его ядре.

Свечение раскаленных газов, стремительно расширяющихся на расстояния в миллионы километров, приобретает красный оттенок, а вот температура их сравнительно невысока. Гигантами могут быть не только звезды красного спектра. К самым большим относят VY Большого Пса, VV Цефея А, KW Стрельца и другие.
Карлики

Карликами именуют такие виды звезд, которые имеют диаметр значительно меньший, чем диаметр Солнца. Ученые выделяют:

– белые карлики (остывающие звезды с небольшой массой в стадии, наступающей после Красного гиганта);
– желтые карлики (так иногда именуют звезды равные Солнцу по температуре, радиусу и массе);
– коричневые карлики (недавно обнаруженные виды звезд имеющих очень слабое свечение, в недрах которых термоядерные реакции не идут, они часто позиционируются как планеты);
– красный карлик (небольшие звезды с диаметром не более трети диаметра Солнца, сравнительно холодные);
– черный карлик (конечная стадия эволюции звезды с небольшой массой, полностью остывшая и безжизненная).

 Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
КлассТемпература,
K
Истинный цветВидимый цвет
Основные признаки
M 2000—3500 красный оранжево-красный Интенсивны полосы TiO и других молекул. Полоса G слабеет. Все ещё заметны линии металлов.
G 5000—6000 жёлтый жёлтый Линии H и К Ca II интенсивны. Линия Ca I и многочисленные линии металлов. Линии водорода продолжают слабеть, Появляются полосы молекул CH и CN.
K 3500—5000 оранжевый желтовато-оранжевый Линии металлов и полоса G интенсивны. Линии водорода почти не заметно. Появляется полосы поглощения TiO.
B 10 000—30 000 бело-голубой бело-голубой и белый Линии поглощения гелия и водорода. Слабые линии H и К Ca II.
A 7500—10 000 белый белый Сильная бальмеровская серия, линии H и К Ca II усиливаются к классу F. Также ближе к классу F начинают появляться линии металлов
F 6000—7500 жёлто-белый белый Сильны 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.
O 30 000—60 000 голубой голубой Слабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизованных Si, C, N.

* Примечание к таблице: Данные вычислены по количеству звёзд с абсолютной звёздной величиной более +16 в окрестностях Солнца в 10000 пк3 (радиус 10,77 пк = 35,13 св. л.). Это позволяет воспроизвести приблизительную картину распределения звёзд по спектральным классам, хотя бы для звёзд на расстоянии от Галактического центра до Солнца. (Колонка Доля гигантских содержит Гигантов, Ярких гигантов и Сверхгигантов)


Переменные звезды

Данный вид представляют объекты, блеск и динамика развития которых по тем или иным причина менялись не менее одного раза. Виды переменных звезд многочисленны, это и:

– пульсирующие;
– вращающиеся;
– эруптивные;
– новые и другие нестабильные и плохо прогнозируемые звезды.

К переменным звездам относятся, например, голубые яркие, новые и гиперновые. Все они специфичны и малоизучены, каждая представляет собой результат гравитационных сил и сопротивления материи, но все виды звезд неповторимы и практически непредсказуемы в своем развитии.
Сложносоставные светила

Кроме одиночных больших, средних и малых звезд существуют также двойные, тройные и даже системы светил. Если говорить о двойных звездах, то следует выделить следующие известные ученым формы их существования:

– две звезды, взаимодействующие только посредством сил гравитации;
– две звезды, обменивающиеся веществом;
– звезда и черная дыра.


Существуют и другие связанные друг с другом системы, имеющие различную форму, ориентацию тел относительно друг друга, а также температуру, скорость вращения и прочие показатели. Однако ученые именуют их системами звезд.Черные дыры, к слову, также считают звездами, поскольку это один из этапов их эволюции. Несмотря на то, что свечение такое тело не испускает, оно все же имеет ряд характеристик свойственных звездам.


Звездные последовательности – стадии эволюции звезд

Эволюцию даже одной звезды нельзя проследить в течение жизни нескольких поколений людей. Жизнь самых короткоживущих звезд исчисляется миллионами лет. Человечество столько не живет. Поэтому возможность проследить звездную эволюцию от начала – рождения звезды – до ее конца заключается в сравнении химических и физических характеристик звезд на разных стадиях развития.

Главным показателем физических свойств звезды является ее светимость и цвет. По этим характеристикам звезды объединили в группы, которые называются последовательностями. Их несколько: главная последовательность, последовательность сверхгигантов, ярких и слабых гигантов. Есть еще субгиганты, субкарлики и белые карлики.

Эти смешные названия отражают разные стадии состояния звезды, которые она проходит в процессе своей эволюции. Два астронома Герцшпрунг и Рессел составили диаграмму, которая связывает температуру поверхности звезды с ее светимостью. Температура звезды определяется по ее цвету. Оказалось, что самые горячие звезды – голубые, самые холодные – красные. Когда Герцшпрунг и Рессел расположили на диаграмме звезды с известными физическими характеристиками – светимость-цвет (температура), то оказалось, что они располагаются группами. Получилась довольно веселая картинка, где место звезды на ней определяло, на каком этапе эволюции находится эта звезда.

диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Диаграмма спектральный класс—светимость (диаграмма Герцшпрунга — Рассела)

 

Больше всего звезд (почти 90%) оказалось на главной последовательности. Значит, основную часть своей жизни звезда проводит именно в этом месте диаграммы. На диаграмме также видно, что самые мелкие звезды – карлики – находятся внизу, а самые большие – сверхгиганты - вверху.

Три пути развития эволюции звезд

Время, отпущенное для жизни звезде, определяется, прежде всего, ее массой. Масса звезды также определяет и то, во что она превратится, когда перестанет быть ею. Чем больше масса, тем короче жизнь звезды. Самые массивные – сверхгиганты – живут всего несколько миллионов лет, тогда как большинство звезд средней упитанности – приблизительно 15 млрд. лет.

Все звезды, после того, как заканчивается источник энергии, благодаря которому они живут – горят ярким пламенем, начинают тихо остывать, уменьшаться в размерах и сжиматься. Сжимаются они до состояния массивного компактного объекта с очень высокой плотностью: белого карлика, нейтронной звезды и черной дыры.

Звезды с небольшой массой выдерживают сжатие, так как гравитация относительно невелика. Они прессуются до небольшого белого карлика и остаются в этом стабильном состоянии до тех пор, пока их масса не увеличится до критического значения.

Если масса звезды больше критического значения, то она продолжается сжиматься до тех пор, пока электроны не «слипнутся» с протонами, образуя нейтронное вещество. Таким образом, получается небольшой нейтронный шар радиусом несколько километров – нейтронная звезда.

Если масса звезды настолько огромна, что гравитация продолжает сжимать даже нейтронное вещество, то происходит гравитационный коллапс, после чего на месте гигантской звезды образуется черная дыра.

Что такое белый карлик? То, что не стало нейтронной звездой или черной дырой.

Это то, во что превращаются средние и малые звезды в конце своей эволюции. Термоядерные реакции уже закончились, однако, они остаются очень горячими плотными газовыми шарами. Звезды медленно остывают, светясь ярким белым светом. Участь белого карлика ожидает и наше Солнце, так как его масса ниже критической. Критическая масса равна 1,4 массы Солнца. Это значение называется пределом Чандрасекара. Чандрасекар – индийский ученый астроном, который рассчитал это значение.

Состоянием нейтронной звезды заканчивается эволюция таких звезд, массы которых превышает солнечную в несколько раз. Нейтронная звезда возникает в результате вспышки сверхновой. При массе в 1,5-2 раза больше солнечной, она имеет радиус 10-20 км. Нейтронная звезда быстро вращается и периодически испускает потоки элементарных частиц и электромагнитное излучение. Такие звезды называются пульсарами. Состояние нейтронной звезды также определяется ее массой. Предел Оппенгеймера-Волкова – величина, определяющая максимально возможную массу нейтронной звезды. Чтобы находиться стабильно в таком состоянии, необходимо, чтобы ее масса не превышала трех солнечных масс.

Если масса нейтронной звезды превосходит это значение, то чудовищная сила гравитации так сжимает ее в объятиях коллапса, что она становится черной дырой.

Черная дыра – это то, что получается, когда гравитационное сжатие массивных тел неограниченно, т.е. когда звезда сжимается до такой степени, что становится абсолютно невидимой. Ни один луч света не может покинуть ее поверхность. И здесь также есть показатель, определяющий состояние космического объекта в качестве черной дыры. Это гравитационный радиус, или радиус Шварцшильда. Еще его называют горизонтом событий, так как описать или увидеть, что происходит внутри сферы с таким радиусом на месте сколапсированной звезды, невозможно.

Может быть, внутри это сферы есть прекрасные яркие миры или выход в другую Вселенную. Но для простого наблюдателя это просто провал в пространстве, который закручивает вокруг себя свет, идущий от других звезд и поглощает космическое вещество. По тому, как ведут себя рядом с ней другие космические объекты, мы можем делать предположения об ее свойствах.

Например, можно предположить, что самые массивные черные дыры, находятся в том месте, где наблюдается самое яркое свечение звездных скоплений. Притягивая к себе звездное вещество и другие космические объекты, черные дыры заставляют их светиться, окружая себя, ярким светящимся ореолом - квазаром. Тьма не может существовать без света, а свет существует благодаря тьме. Это доказывает эволюция звезд.

По материалам сайта: webkonspect.ru



Наши партнёры

Яндекс.Метрика Портал о космосе
Рейтинг астрономических ресурсов от ASTROLAB.ru Каталог сайтов «ua24.biz»
galSpace.spb.ru. Исследование Солнечной системы

Помощь сайту

Сайт существует на личные средства автора

Если Вам не безразлична популяризация астрономии и науки в целом, или Вам понравился сайт, можете отблагодарить нас небольшим денежным вознаграждением, мы будем во много признательными. Деньги пойдут на оплату серверов и обслуживание сайта.

Яндекс деньги  410012805014526

Webmoney руб. R525025832630

Webmoney грн. U394365417305