Сколько раз вам приходилось говорить детям, что звезда – это огромный раскалённый газовый шар? А всегда ли это так? Взяв в качестве «точки отсчёта» наше Солнце (почти 6 тысяч градусов, 1 миллион 400 тысяч километров в диаметре), начнём «расследование».
Могут ли звёзды быть холоднее, чем Солнце? Могут ли они быть не такими раскалёнными? Оказывается, могут. Температура поверхности звёзд спектрального класса M9 (например, звезда LHS 2924 из созвездия Волопаса) составляет около 2300 градусов. Да, это «очень горячо» с точки зрения человека, но вот с точки зрения космоса, вообще говоря, такие звёзды можно назвать вполне себе «холодными». При такой температуре даже не плавятся некоторые металлы – например, молибден или вольфрам. А, например, вещество под сложным названием «карбонитрид гафния» обладает температурой плавления, равной примерно 4200 градусов!
Писатели-фантасты даже придумывают сделанные из таких вот сплавов и металлов космические корабли (даже с космонавтами!), способные летать возле поверхности «холодных» звёзд. Только представьте себе – звёздная атмосфера, океан бушующего пламени, а посреди неторопливо плывёт себе исследовательский звездолёт. Круто, правда? А ещё существует особый класс звёзд – «чёрные карлики». Таких звёзд мы пока не обнаружили ни одной, но теоретически они существовать вполне могут. Это мёртвые звёзды – давным-давно в них закончилось термоядерное горючее и они успели полностью остыть, как кострище от вчерашнего костра. На поверхности таких звёзд должен царить лютый холод – порядка минус 200 градусов и даже ниже.
А могут ли звёзды быть горячее Солнца? О, сколько угодно. Рекордными температурами славятся звёзды класса WR (Вольфа-Райе). Температура на поверхности такой звезды может достигать 200 тысяч градусов, в 35 раз выше, чем на Солнце! К такой звезде, сами понимаете, даже на самом фантастическом корабле из известных нам материалов даже на пару десятков миллионов километров подлететь не получится – любое вещество превратится в пар.
Существуют ли звёзды размера меньшего, чем солнечный? Сколько угодно. Кстати говоря, в нашей Галактике и вообще во вселенной большинство звёзд (порядка 70%) – это небольшие и относительно холодные звёзды, «красные карлики». Звёзды, принадлежащие к классу «белых карликов», ещё меньше – такая звезда может быть размером даже меньше Земли, с нашу Луну! А нейтронные звёзды (пульсары) могут быть вообще крохотными – порядка 20 километров! «Всего-то» с крупный город на Земле.
А могут звёзды быть, скажем, не шарообразными? Могут. Иногда звёзды очень быстро вращаются, и вытягиваются в «дыньку» – скажем, как наша соседка, звезда Вега из созвездия Лиры. А в составе двойных систем звёзды могут принимать даже грушевидную форму!
В общем, в нашей наблюдаемой Вселенной существует невообразимое количество самых разных звёзд, и какими только они не бывают. И всё-таки – какими они НЕ бывают? Какими они НЕ могут быть? Так вот, звёзды в нашей Вселенной НЕ могут быть. зелёными! Ни-ког-да.
Цвет звезды определяется её температурой. Звёзды могут быть голубыми (спектральный класс О), белыми (класс А), жёлтыми (класс G, как у нашего Солнца), оранжевыми (класс К) и красными (класс М). По идее, во Вселенной должны существовать даже чёрные звёзды – те самые «чёрные карлики», о которых мы уже упоминали. А вот зелёных звёзд ни в одной галактике астрономы не обнаружили, и вряд ли когда-нибудь обнаружат. Но почему?
Давайте вспомним, из чего состоит свет нашего с вами Солнца – ближайшей к нам звезды. Для того, чтобы «разложить» солнечный свет на части, потребуется всего-навсего стеклянная призма. Направим на неё белый солнечный луч – и получим, как говорят физики, спектр, то есть яркую радугу: красный, оранжевый, жёлтый, зелёный, голубой, синий и фиолетовый цвета.
А можем ли мы разложить с помощью призмы на составные части свет какой-нибудь другой звезды? Несомненно – кто мешает нам такое провернуть? Астрофизики занимаются этим каждый день, а прибор, который позволяет наблюдать спектры звёзд, называется спектроскопом или спектрографом. Спектры разных звёзд отличаются друг от друга, почти как отпечатки пальцев у разных людей. Спектр Солнца невозможно спутать со спектром Сириуса, а спектр Сириуса – со спектром Гранатовой Звезды. Но всё равно в каждом спектре будут всё те же семь цветов: красный, оранжевый, жёлтый, зелёный, голубой, синий и фиолетовый.
«Почему же тогда у звёзд разный цвет?» – спросите вы. «Почему Солнце жёлтое, Сириус – голубой, а Гранатовая Звезда – красная?». Потому в спектрах звёзд цвета распределены неравномерно. Образно говоря, их «разное количество». Если в спектре звезды синих лучей будет больше чем всех остальных, то и звезду мы будем видеть ярко-голубой, как Сириус или Вегу. Если в спектре звезды будет больше красных и оранжевых лучей, то и звезда будет красной, как Антарес, Бетельгейзе или Гранатовая. Ну, почти как партии в парламенте – «кого больше, тот и победил».
«Но в радуге есть лучи зелёного цвета!» – скажете вы. «Тогда если в спектре звезды будет больше всего зелёных лучей, она будет зелёной!». Именно так, совершенно правильно. Но.
Но дело в том, что на вопрос «лучей какого цвета в спектре звезды будет больше всего?» в нашей Вселенной всегда есть точный ответ. Эту задачу больше 100 лет назад решил выдающийся немецкий физик-теоретик Макс Планк. Формулу Планка мы здесь писать не будем – она довольно сложная, её 99% взрослых людей не поймут, чего уж там говорить о школьниках. Однако знайте: формула Планка строго, точно и однозначно связывает, с одной стороны, температуру звезды, а с другой – насколько яркими будут лучи того или иного цвета в спектре этой звезды. Это как раз наука строгая, как дважды два четыре и даже строже.
Если выбрать по формуле Планка такую температуру, при которой звезда будет излучать больше всего зелёных лучей, то выяснится, что в этом случае звезда будет излучать почти столько же красных и синих. А смешивая вместе синие, красные и зелёные лучи, мы получим белый цвет! Подставляя в формулу Планка разные значения температуры, можно понять, что звезда может быть чёрной, красной, оранжевой, жёлтой, белой или голубой. Но вот зелёной не может быть НИКОГДА. И «циркониевая зелёная звезда S-класса, размером немного более нашего Солнца», так красиво описанная в романе Ивана Ефремова «Туманность Андромеды», к сожалению, чистая фантазия автора:
На экране возникло другое светило — яркая зелёная звезда класса S. Она вырастала, светя всё ярче, пока звездолёт чужого мира приближался к ней. На экране появилась поверхность новой планеты. Перед зрителями внезапно выросла страна высоких гор, окутанных во все мыслимые оттенки зелёного света. Чёрно-зелёные тени глубоких ущелий и крутых склонов, голубовато-зелёные и лиловато-зелёные освещённые скалы и долины, аквамариновые снега на вершинах и плоскогорьях, жёлто-зелёные, выжженные горячим светилом участки. Малахитовые речки бежали вниз, к невидимым озёрам и морям, скрывавшимся за хребтами.
На самом деле звёзды типа S, так называемые «циркониевые звёзды», в нашей Вселенной действительно существуют – например, S Большой Медведицы или R Андромеды. Однако, как выяснили астрофизики, цвет таких звёзд либо оранжевый, либо красный. И принадлежат все эти звёзды к классу гигантов – они в десятки раз больше нашего Солнца. Иван Ефремов – прекрасный писатель, и в своих книгах всегда опирается на достижения науки. Но в данном случае наука 60-х годов прошлого века немного ошиблась. А жаль, не правда ли?
Сейчас можно легко купить телескоп и наблюдать на ночным небом или воспользоваться телескопами онлайн на нашем сайте. С древних времен звезды на небе играли важную роль во многих культурах. Они отметились не только в мифах и религиозных историях, но и послужили первыми навигационными инструментами. Именно поэтому астрономия считается одной из древнейших наук. Появление телескопов и открытие законов движения и гравитации в 17 веке помогли понять, что все звезды напоминают наше Солнце, а значит подчиняются тем же физическим законам.
Фотография умирающей звезды. Изображение получено космическим телескопом Хаббл
Изобретение фотографии и спектроскопии в 19 веке (исследование длин волн света, исходящих от объектов) позволили проникнуть в звездный состав и принципы движения (создание астрофизики). Первый радиотелескоп появился в 1937 году. С его помощью можно было отыскать невидимое звездное излучение. А в 1990 году удалось запустить первый космический телескоп Хаббл, способный получить наиболее глубокий и детализированный взгляд на Вселенную (качественные фото Хаббла для различных небесных тел можно найти на нашем сайте).
Наименование звезд Вселенной
Древние люди не обладали нашими техническими преимуществами, поэтому в небесных объектах узнавали образы различных существ. Это были созвездия, о которых сочиняли мифы, чтобы запомнить названия. Причем практически все эти имена сохранились и используются сегодня.
В современном мире насчитывается 88 созвездий (среди них 12 относятся к зодиакальным). Самая яркая звезда получает обозначение «альфа», вторая – «бета», а третья – «гамма». И так продолжается до конца греческого алфавита. Есть звезды, которые отображают части тела. Например, ярчайшая звезда Ориона Бетельгейзе (Альфа Ориона) – «рука (подмышка) великана».
Красный сверхгигант Бетельгейзе
Не стоит забывать, что все это время составлялось множество каталогов, чьи обозначения используют до сих пор. Например, Каталог Генри Дрейпера предлагает спектральную классификацию и позиции для 272150 звезд. Обозначение Бетельгейзе – HD 39801.
Но звезд на небе невероятно много, поэтому для новых используют аббревиатуры, обозначающие звездный тип или каталог. К примеру, PSR J1302-6350 – пульсар (PSR), J – используется система координат «J2000», а последние две группы цифр – координаты с кодами широты и долготы.
Звезды все одинаковые? Ну, когда наблюдаешь без использования техники, то они лишь слегка отличаются по яркости. Но ведь это всего лишь огромные газовые шары, так? Не совсем. На самом деле, у звезд есть классификация, основанная на их главных характеристиках.
Среди представителей можно встретить голубых гигантов и крошечных коричневых карликов. Иногда попадаются и причудливые звезды, вроде нейтронных. Погружение во Вселенную невозможно без понимания этих вещей, поэтому давайте познакомимся со звездными типами поближе.
Типы звезд Вселенной
Это то, что мы видим до появления полноценной звезды. Протозвезда представляет собою скопление газа, рухнувшего от молекулярного облака. Эволюционная фаза занимает примерно 100000 лет. Дальше гравитация набирает силу, и заставляет образование разрушаться. Гравитация накаляет газ и вынуждает его выделять энергию.
Звезды типа Т Тельца
Этот момент идет перед переходом в звезду главной последовательности. Наступает в завершении протозвезды, когда энергию дарит только разрушающая ее гравитационная сила. У таких звезд еще нет достаточного нагрева и давления, чтобы активировать процесс ядерного синтеза. На звездах типа Т Тельца можно заметить огромные пятна, вспышки рентгеновского излучения и мощные порывы ветров. Эта стадия охватывает 100000 миллионов лет.
Звезды Главной последовательности
Большая часть вселенских звезд находится в стадии главной последовательности. Можно вспомнить Солнце, Альфа Центавра А и Сирус. Они способны кардинально отличаться по масштабности, массивности и яркости, но выполняют один процесс: трансформируют водород в гелий. При этом производится огромный энергетический всплеск.
Когда звезда полностью израсходует внутреннее топливо, то больше не может создавать внешнее давление, а значит не противодействует внутреннему. Звезда сжимается, а оболочка вокруг ядра воспламеняется, продлевая ей жизнь, но увеличивая в размере. Звезда трансформируется в красного гиганта и может быть в 100 раз крупнее, чем представитель в главной последовательности. Когда не остается водорода, начинает гореть гелий и даже более тяжелые элементы. На этот этап уходит несколько сотен миллионов лет.
Красный карлик
Это наиболее распространенный вид. Перед нами звезда главной последовательности с низкой массой, из-за чего значительно уступает в температуре Солнцу. Но выигрывает за счет продолжительности жизни. Дело в том, что им удается расходовать топливо в медленных темпах, поэтому отличаются значительной экономией. Наблюдения говорят, что такие объекты способны просуществовать до 10 триллионов лет. Наименьшие экземпляры достигают всего 0.075 раз солнечной массы, но могут набирать и 50%.
Когда звезда в 1.35-2.1 раз больше солнечной массы, то не завершает существование в виде белого карлика, а освещает небо взрывом сверхновой. После этого остается ядро, которое и выступает нейтронной звездой. Это очень интересный объект, так как всецело представлен нейтронами. Дело в том, что мощная гравитационная сила сжимает протоны и электроны, формирующие нейтроны. Если масса звезды была еще больше, то перед нами развернется черная дыра.
Сверхгигант
Наиболее крупные звезды называют сверхгигантами. Они в десятки раз больше солнечной массы, но им не так уж и повезло: чем больше размер, тем короче жизнь. Они стремительно расходуют внутреннее топливо (несколько миллионов лет). Поэтому проживают короткую жизнь и умирают как сверхновые.
Как вы поняли, существуют различные виды звезд. Понимание этого, поможет вам разобраться в эволюционной стадии объекта и даже понять, что его ждет.
Цефеиды – звезды, пережившие эволюцию из главной последовательности к полосе неустойчивости Цефеиды. Это обычные радио-пульсирующие звезды с заметной связью между периодичностью и светимостью. За это их ценят ученые, ведь они являются превосходными помощниками в определении дистанций в пространстве.
Они также демонстрируют перемены лучевой скорости, соответствующие фотометрическим кривым. У более ярких наблюдается длительная периодичность.
Классические представители – сверхгиганты, чья масса в 2-3 раза превосходит солнечную. Они пребывают в моменте сжигания топлива на этапе главной последовательности и трансформируются в красных гигантов, пересекая линию неустойчивости цефеид.
Если говорить точнее, то понятие «двойная звезда» не отображает реальную картинку. На самом деле, перед нами звездная система, представленная двумя звездами, совершающими обороты вокруг общего центра масс. Многие совершают ошибку и принимают за двойную звезду два объекта, которые кажутся расположенными близко при наблюдении невооруженным глазом.
Ученые извлекают из этих объектов пользу, потому что они помогают вычислить массу отдельных участников. Когда они передвигаются по общей орбите, то вычисления Ньютона для гравитации позволяют с невероятной точностью рассчитать массу.
Можно выделить несколько категорий в соответствии с визуальными свойствами: затмевающие, визуально бинарные, спектроскопические бинарные и астрометрические.
Затмевающие – звезды, чьи орбиты создают горизонтальную линию от места наблюдения. То есть, человек видит двойное затмение на одной плоскости (Алголь).
Визуальные – две звезды, которые можно разрешить при помощи телескопа. Если одна из них светит очень ярко, то бывает сложно отделить вторую.
Формирование звезды
Звездная эволюция
Объект с промежуточной массой начинает существование с облака, размером в 100000 световых лет. Для сворачивания в протозвезду температура должна быть 3725°C. С момента начала водородного слияния может образоваться Т Тельца – переменная с колебаниями в яркости. Последующий процесс разрушения займет 10 миллионов лет. Дальше ее расширение уравновесится сжатием силы тяжести, и она предстанет в виде звезды главной последовательности, получающей энергию от водородного синтеза в ядре. Нижний рисунок демонстрирует все этапы и трансформации в процессе эволюции звезд.
Этапы эволюции звезды
Когда весь водород переплавится в гелий, гравитация сокрушит материю в ядро, из-за чего запустится стремительный процесс нагрева. Внешние слои расширяются и охлаждаются, а звезда становится красным гигантом. Далее начинает сплавляться гелий. Когда и он иссякает, ядро сокращается и становится горячее, расширяя оболочку. При максимальной температуре внешние слои сдуваются, оставляя белый карлик (углерод и кислород), температура которого достигает 100000 °C. Топлива больше нет, поэтому происходит постепенно охлаждение. Через миллиарды лет они завершают жизнь в виде черных карликов.
Когда масса звезды приближается к отметке в 1.4 солнечных, электронное давление больше не может удерживать ядро от крушения. Из-за этого формируется сверхновая. При разрушении температура поднимается до 10 миллиардов °C, разбивая железо на нейтроны и нейтрино. Всего за секунду ядро сжимается до ширины в 10 км, а затем взрывается в сверхновой типа II.
Если оставшееся ядро достигало меньше 3-х солнечных масс, то превращается в нейтронную звезду (практически из одних нейтронов). Если она вращается и излучает радиоимпульсы, то это пульсар. Если ядро больше 3-х солнечных масс, то ничто не удержит ее от разрушения и трансформации в черную дыру.
Звезда с малой массой тратит топливные запасы так медленно, то станет звездой главной последовательности только через 100 миллиардов – 1 триллион лет. Но возраст Вселенной достигает 13.7 миллиардов лет, а значит такие звезды еще не умирали. Ученые выяснили, что этим красным карликам не суждено слиться ни с чем, кроме водорода, а значит, они никогда не перерастут в красных гигантов. В итоге, их судьба – охлаждение и трансформация в черные карлики.
Двойные звезды
Мы привыкли, что наша система освещается исключительно одной звездой. Но есть и другие системы, в которых две звезды на небе вращаются по орбите относительно друг друга. Если точнее, только 1/3 звезд, похожих на Солнце, располагаются в одиночестве, а 2/3 – двойные звезды. Например, Проксима Центавра – часть множественной системы, включающей Альфа Центавра А и B. Примерно 30% звезд в Млечной Пути многократные.
Двойная звезда в Большой Медведице
Этот тип формируется, когда две протозвезды развиваются рядом. Одна из них будет сильнее и начнет влиять гравитацией, создавая перенос массы. Если одна предстанет в виде гиганта, а вторая – нейтронная звезда или черная дыра, то можно ожидать появления рентгеновской двойной системы, где вещество невероятно сильно нагреется – 555500 °C. При наличии белого карлика, газ из компаньона может вспыхнуть в виде новой. Периодически газ карлика накапливается и способен мгновенно слиться, из-за чего звезда взорвется в сверхновой типа I, способной затмить галактику своим сиянием на несколько месяцев.
Характеристика звезд
Список самых ярких звезд видимых с Земли
№
Название
Расстояние, св. лет
Видимая величина
Абсолютная величина
Спектральный класс
Небесное полушарие
0
Солнце
0,0000158
−26,72
4,8
G2V
1
Сириус (α Большого Пса)
8,6
−1,46
1,4
A1Vm
Южное
2
Канопус (α Киля)
310
−0,72
−5,53
A9II
Южное
3
Толиман (α Центавра)
4,3
−0,27
4,06
G2V+K1V
Южное
4
Арктур (α Волопаса)
34
−0,04
−0,3
K1.5IIIp
Северное
5
Вега (α Лиры)
25
0,03 (перем)
0,6
A0Va
Северное
6
Капелла (α Возничего)
41
0,08
−0,5
G6III + G2III
Северное
7
Ригель (β Ориона)
870
0,12 (перем)
−7 [3]
B8Iae
Южное
8
Процион (α Малого Пса)
11,4
0,38
2,6
F5IV-V
Северное
9
Ахернар (α Эридана)
69
0,46
−1,3
B3Vnp
Южное
10
Бетельгейзе (α Ориона)
530
0,50 (перем)
−5,14
M2Iab
Северное
11
Хадар (β Центавра)
400
0,61 (перем)
−4,4
B1III
Южное
12
Альтаир (α Орла)
16
0,77
2,3
A7Vn
Северное
13
Акрукс (α Южного Креста)
330
0,79
−4,6
B0.5Iv + B1Vn
Южное
14
Альдебаран (α Тельца)
60
0,85 (перем)
−0,3
K5III
Северное
15
Антарес (α Скорпиона)
610
0,96 (перем)
−5,2
M1.5Iab
Южное
16
Спика (α Девы)
250
0,98 (перем)
−3,2
B1V
Южное
17
Поллукс (β Близнецов)
40
1,14
0,7
K0IIIb
Северное
18
Фомальгаут (α Южной Рыбы)
22
1,16
2,0
A3Va
Южное
19
Бекрукс, Мимоза (β Южного Креста)
290
1,25 (перем)
−4,7
B0.5III
Южное
20
Денеб (α Лебедя)
1550
1,25
−7,2
A2Ia
Северное
21
Регул (α Льва)
69
1,35
−0,3
B7Vn
Северное
22
Адара (ε Большого Пса)
400
1,50
−4,8
B2II
Южное
23
Кастор (α Близнецов)
49
1,57
0,5
A1V + A2V
Северное
24
Гакрукс (γ Южного Креста)
120
1,63 (перем)
−1,2
M3.5III
Южное
25
Шаула (λ Скорпиона)
330
1,63 (перем)
−3,5
B1.5IV
Южное
Другие известные звезды:
Вы могли заметить, что звезды отличаются по цвету, который, на самом деле, зависит от поверхностной температуры.
Класс
Температура,K
Истинный цвет
Видимый цвет
Основные признаки
O
30 000—60 000
голубой
голубой
Слабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизованных Si, C, N.
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.
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.
M
2000—3500
красный
оранжево-красный
Интенсивны полосы TiO и других молекул. Полоса G слабеет. Все ещё заметны линии металлов.
Каждая звезда обладает одним цветом, но производит широкий спектр, включая все виды излучения. Разнообразные элементы и соединения поглощают и выбрасывают цвета или длины волн цвета. Изучая звездный спектр, можно разобраться в составе.
Размер звездных космических объектов определяется в сравнении с солнечным радиусом. У Альфа Центавра А – 1.05 солнечных радиусов. Размеры могут быть разными. Например, нейтронные звезды в ширину простираются на 20 км, а вот сверхгиганты – в 1000 раз больше солнечного диаметра. Размер влияет на звездную яркость (светимость пропорциональна квадрату радиуса). На нижних рисунках можно рассмотреть сравнение размеров звезд Вселенной, включая сопоставление с параметрами планет Солнечной системы.
Сравнительные размеры звезд
Здесь также все вычисляется в сравнении с солнечными параметрами. Масса Альфа Центавра А – 1.08 солнечных. Звезды с одинаковыми массами могут не сходиться по размерам. Масса звезды влияет на температуру.
Звезды генерируют магнитные поля. В случае с Солнцем, исследователи выяснили, что его магнитное поле способно достичь очень сконцентрированного состояния в небольших участках, создавая солнечные пятна или же извержения – выбросы корональной массы. Магнитное поле зависит от скорости вращения (увеличивается с нарастанием и уменьшается с замедлением).
Классификация звезд
В типах звезд главную роль играет спектр в системе Моргана-Кинана, выделяющей 8 спектральных классов. Каждый из них соответствует диапазону поверхностных температур: O, B, A, F, G, K, M и L (от наиболее горячего к холодному). Каждый из них делится еще на 10 типов (от 0 до 9).
Эта система учитывает и светимость. Наиболее крупные и ярчайшие обладают наименьшими римскими цифрами: Ia – яркий сверхгигант, Ib – сверхгигант, II – яркий гигант, III – гигант; IV – субгигант и V – главная последовательность или карлик.
Структура звезд Вселенной
Далее в звездном строении идет фотосфера, которую часто называют поверхностью. За ней – красноватая хромосфера, из-за наличия водорода. Внешний шар звезды – корона. Она невероятно горячая и может быть связана с конвекцией во внешних слоях. Нижнее видео детально описывает движение звезд на небе.
