Рождение любой звезды происходит примерно одинаково - в результате сжатия и уплотнения под действием собственной гравитации облака, в составе которого находятся, в основном, межзвездный газ и пыль. По мнению ученых, что именно данный процесс сжатия и способствует образованию новых звезд. В настоящее время благодаря современному оборудованию ученые могут увидеть данный процесс. В телескопе он выглядит как некие зоны, которые похожи на темные пятна на ярком фоне. Они именуются «гигантскими комплексами молекулярных облаков». Такое название данные зоны получили благодаря тому, что в их составе присутствует водород в форме молекул. Данные комплексы или системы вместе с шаровыми звездными скоплениями являются самыми крупными структурами в Галактике с диаметром до 1300 световых лет.
Одновременно с процессом сжатия туманности также образуются плотные темные газопылевые облака круглой формы, которые получили название «Глобулы Бока». Именно американским астрономом Боком и были впервые описаны данные глобулы, благодаря чему они сейчас называются именно так. Изначально масса глобулы в 200 раз превышает массу Солнца. Однако, постепенно глобулы продолжают сгущаться, набирая массу и притягивая к себе материю из соседних областей благодаря своей гравитации. Стоит обратить внимание на то, что внутренняя часть глобулы сгущается в разы быстрее, чем внешняя. В свою очередь, это приводит к разогреву и вращению глобулы. Данный процесс продолжается несколько сотен тысяч лет, после чего образуется протозвезда.
С увеличением массы звезды притягивается все больше материи. Также происходит высвобождение энергии из сжимающегося внутри газа, что приводит к образованию тепла. В связи с этим, увеличиваются давление и температура звезды, что приводит к ее свечению темно-красным светом. Протозвезда характеризуется своими достаточно масштабными размерами. Не смотря на то, что тепло равномерно распределяется по всей ее поверхности, она, все таки, считается относительно холодной. В ядре температура продолжает увеличиваться. Кроме этого происходит ее вращение и она приобретает несколько плоскую форму. Данный процесс длиться несколько миллионов лет.
Молодые звезды увидеть очень трудно, особенно невооруженным глазом. Их можно рассмотреть только при помощи специального оборудования. Это связано с тем, что из-за темного пылевого облака, которое окружает звезды, свечение молодых звезд практически не видно.
Таким образом, звезды рождаются, эволюционируют и умирают. На каждом этапе своего развития звезды имеют свою определенную массу, температуру, яркость. В связи с этим, все звезды принято классифицировать на:
Звезды главной последовательности;
Звезды карлики;
Звезды гиганты.
Какие звезды гиганты
Так, звезды гиганты говорят сами за себя и, соответственно, имеют существенно больший радиус и высокую светимость в отличие от тех звезд главной последовательности, которые имеют такую же температуру поверхности. Радиус звезд гигантов, как правило, находится в диапазоне от 10 до 100 солнечных радиусов, и обладают светимостью от 10 до 1000 светимостей Солнца. Температура звезд гигантов является относительно низкой в силу массы звезды, поскольку распределяется на всю звездную поверхность, и достигает порядка 5000 градусов.
Однако, также существуют и такие звезды, которые имеют в разы большую светимость, чем у звезд гигантов. Такие звезды принято называть сверхгиганты и гипергиганты.
Звезда сверхгигант считается одной из наиболее массивных звезд. Звезды, относящиеся к такому типу, занимают верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Данные звезды обладают массой, которая колеблется в диапазоне от 10 до 70 масс Солнца. Их светимость составляет 30 000 солнечных светимостей и более. А вот радиусы звезд сверхгигантов могут существенно разниться - начиная от 30 до 500 солнечных радиусов. Но бывают и такие звезды, которые имеют радиус, превышающий 1000 солнечных. Однако, эти сверхгиганты уже переходят в разряд гипергигантов.
В связи с тем, что данные звезды имеют очень огромные массы, продолжительность их жизни крайне мала и составляет от 30 до нескольких сотен миллионов лет. Сверхгиганты можно наблюдать, как правило, в областях активного звездообразования - рассеянных звездных скоплениях, рукавах спиральных галактик, а также в неправильных галактиках.
Красный гигант
Красный гигант - звезда поздних спектральных классов, имеющая высокую светимость и протяженные оболочки. Наиболее известные красные гиганты - Арктур, Альдебаран, Гакрукс, Мира.
Красные гиганты относятся к спектральным классам К и М. Также они имеют относительно невысокую температуру излучающей поверхности, которая составляет порядка 3000 - 5000 градусов Кельвина. В свою очередь, это свидетельствует о том, что поток энергии с единицы излучающей площади в 2-10 раз меньше, чем у Солнца. Радиус красных гигантов находится в пределах от 100 до 800 солнечных радиусов.
Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, поскольку в их относительно холодной фотосфере некоторые молекулы оказываются устойчивыми. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.
Кроме красных гигантов, также существуют и белые гиганты. Белый гигант - звезда главной последовательности, которая достаточно горячая и яркая. Иногда звезда белый гигант может комбинироваться с красным карликом. Такая комбинация звезд называется двойной или кратной и, как правило, состоит из звезд различных типов.
Результаты определения звёздных поперечников оказались поистине поразительными. не подозревали раньше, что во могут быть такие звезды-гиганты . Первой звездой, истинные размеры которой удалось определить (в 1920 г.), была яркая звезда созвездия Ориона, носящая арабское название Бетельгейзе. Её поперечник оказался превышающим диаметр орбиты Марса! Другой звездой-гигантом является Антарес, самая яркая звезда в созвездии Скорпиона: её поперечник примерно в полтора раза больше диаметра земной орбиты. В ряду открытых пока звёздных гигантов надо поставить и так называемую Дивную "Мира", звезду в созвездии Кита, диаметр которой в 330 раз больше диаметра нашего Солнца. Обычно звёзды-гиганты имеют радиусы от 10 до 100 солнечных радиусов и светимости от 10 до 1000 светимостей Солнца. Звёзды со светимостью большей, чем у гигантов, называются сверхгиганты и гипергиганты.
Звезды-гиганты обладают интересным физическим строением. Расчёт показывает, что подобные звёзды, несмотря на чудовищные размеры, содержат несоразмерно мало вещества. Они тяжелее нашего Солнца всего в несколько раз; а так как по объёму Бетельгейзе, например, больше Солнца в 40000000 раз, то плотность этой звезды должна быть ничтожна. И если вещество Солнца в среднем по плотности приближается к , то вещество звёзд-гигантов в этом отношении походит на разреженный воздух. Звезды-гиганты, по выражению одного астронома, "напоминают громадный аэростат малой плотности, значительно меньшей, нежели плотность воздуха".
Звезда становится гигантом после того, как весь водород, доступный для реакции в ядре звезды, был использован. Звезда, начальная масса которой не превышает примерно 0,4 солнечных масс, не станет звездой-гигантом. Это происходит потому, что вещество внутри таких звёзд сильно смешано путём конвекции, и поэтому водород продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходует всю массу звезды, в этой точке она становится белым карликом, состоящим преимущественно из гелия. Если звезда является более массивной, чем этот нижний предел, то когда она потребит весь водород, доступный в ядре для реакции, ядро начнёт сжиматься. Теперь водород реагирует с гелием в оболочке вокруг богатого гелием ядра и часть звезды за пределами оболочки расширяется и охлаждается. В этом месте своей эволюции светимость звезды остаётся примерно постоянной и температура её поверхности понижается. Звезда начинает становиться красным гигантом. В этой точке , уже, как правило, красного гиганта, будет оставаться примерно постоянной, тогда как её светимость и радиус существенно увеличатся, а ядро продолжит сжиматься, повышая свою температуру.
Если масса звезды была ниже примерно 0,5 солнечных масс, считается, что она никогда не достигнет центральных температур, необходимых для синтеза гелия. Поэтому она будет оставаться красной звездой-гигантом с синтезом водорода, пока не начнёт превращаться в гелиевый белый карлик.
Больше Солнца в 10-100 раз и в 10-1000 раз более яркие. Красные гиганты - звезды, что на поздних стадиях эволюции увеличиваются в 10-100 раз, становятся менее горячими на поверхности и медленно сбрасывают в окружающее пространство свои газовые оболочки. В звездах-гигантах после использования всего водорода, который содержится в них, начинаются реакции синтеза углерода из ядер гелия.
Самые крупные звезды продолжают увеличиваться после превращения у красных гигантов и могут превратиться у сверхгигантов. Сверхгиганты бывают в 500 раз большие от Солнца за диаметром, а их абсолютные звездные величины изменяются от минус 5 к минус 10.
А это видео наглядно продемонстрирует то, о чем было сказано выше. Еще раз убеждаешься в том, насколько многообразна и удивительна наша Вселенная!
Наибольшая из известных звезд - это сверхгигант Ов2№12 в созвездии Лебедя, который в 810 000 раз ярче Солнца. Давление в центре сверхгигантов достаточно для реакций синтеза гелия и образования атомов железа.
Все железо Вселенной образовано в центральных частях сверхгигантов. Сверхгиганты со временем сжимаются, взрываются и становятся сверхновыми.
Звезды бывают самые разные: маленькие и большие, яркие и не очень, старые и молодые, горячие и «холодные», белые, голубые, желтые, красные и т. д.
Разобраться в классификации звезд позволяет диаграмма Герцшпрунга – Рассела.
Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Звезды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.
Большая часть звезд находится на так называемой главной последовательности . Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90% времени эволюции большинства звезд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр.
Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития, звезды подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты.
Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К ним относится и наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды, как Солнце, называют желтыми карликами.
Жёлтый карлик
Жёлтый карлик – тип небольших звёзд главной последовательности, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца и температуру поверхности 5000–6000 K.
Время жизни жёлтого карлика составляет в среднем 10 миллиардов лет.
После того, как сгорает весь запас водорода, звезда во много раз увеличивается в размере и превращается в красный гигант. Примером такого типа звёзд может служить Альдебаран.
Красный гигант выбрасывает внешние слои газа, образуя тем самым планетарные туманности, а ядро коллапсирует в маленький, плотный белый карлик.
Красный гигант – это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Образование таких звезд возможно как на стадии звездообразования, так и на поздних стадиях их существования.
На ранней стадии звезда излучает за счет гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии, до того момента пока сжатие не будет остановлено начавшейся термоядерной реакцией.
На поздних стадиях эволюции звезд, после выгорания водорода в их недрах, звезды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга – Рассела: этот этап длится примерно 10% от времени «активной» жизни звезд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звездных недрах идут реакции нуклеосинтеза.
Звезда гигант имеет сравнительно низкую температуру поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий 800 солнечных и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами.
Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.
Звезды карлики являются противоположностью гигантов и могут быть следующие.
Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды с массой, не превышающей 1,4 солнечной массы, после того, как она проходит стадию красного гиганта.
Из-за отсутствия водорода термоядерная реакция в ядре таких звезд не происходит.
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. Они сияют за счёт своей оставшейся энергии, но со временем она заканчивается, и ядро остывает, превращаясь в чёрного карлика.
Красные карлики – самые распространённые объекты звёздного типа во Вселенной. Оценка их численности варьируется в диапазоне от 70 до 90% от числа всех звёзд в галактике. Они довольно сильно отличаются от других звезд.
Масса красных карликов не превышает трети солнечной массы (нижний предел массы - 0,08 солнечной, далее идут коричневые карлики), температура поверхности достигает 3500 К. Красные карлики имеют спектральный класс M или поздний K. Звезды этого типа испускают очень мало света, иногда в 10 000 раз меньше Солнца.
Учитывая их низкое излучение, ни один из красных карликов не виден с Земли невооружённым глазом. Даже ближайший к Солнцу красный карлик Проксима Центавра (самая близкая к Солнцу звезда в тройной системе) и ближайший одиночный красный карлик, звезда Барнарда, имеют видимую звёздную величину 11,09 и 9,53 соответственно. При этом невооружённым взглядом можно наблюдать звезду со звёздной величиной до 7,72.
Из-за низкой скорости сгорания водорода красные карлики имеют очень большую продолжительность жизни – от десятков миллиардов до десятков триллионов лет (красный карлик с массой в 0,1 массы Солнца будет гореть 10 триллионов лет).
В красных карликах невозможны термоядерные реакции с участием гелия, поэтому они не могут превратиться в красные гиганты. Со временем они постепенно сжимаются и всё больше нагреваются, пока не израсходуют весь запас водородного топлива.
Постепенно, согласно теоретическим представлениям, они превращаются в голубые карлики – гипотетический класс звёзд, пока ни один из красных карликов ещё не успел превратиться в голубого карлика, а затем – в белые карлики с гелиевым ядром.
Коричневый карлик – субзвездные объекты (с массами в диапазоне примерно от 0,01 до 0,08 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.
Минимальная температура звёзд главной последовательности составляет порядка 4000 К, температура коричневых карликов лежит в промежутке от 300 до 3000 К. Коричневые карлики на протяжении своей жизни постоянно остывают, при этом чем крупнее карлик, тем медленнее он остывает.
Субкоричневые карлики
Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики – холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Масса их меньше примерно одной сотой массы Солнца или, соответственно, 12,57 массы Юпитера, нижний предел не определён. Их в большей мере принято считать планетами, хотя к окончательному заключению о том, что считать планетой, а что – субкоричневым карликом научное сообщество пока не пришло.
Черный карлик
Черные карлики – остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.
Двойная звезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс.
Иногда встречаются системы из трех и более звезд, в таком общем случае система называется кратной звездой.
В тех случаях, когда такая звездная система не слишком далеко удалена от Земли, в телескоп удается различить отдельные звезды. Если же расстояние значительное, то понять, что перед астрономами двойная звезда удается только по косвенным признакам – колебаниям блеска, вызываемым периодическими затмениями одной звезды другою и некоторым другим.
Новая звезда
Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10 000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызывая вспышку светимости.
Сверхновая звезда
Сверхновая звезда – это звезда, заканчивающая свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.
Нейтронная звезда
Нейтронные звезды (НЗ) – это звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, типичный радиус нейтронной звезды составляет, предположительно, порядка 10-20 километров.
Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц – нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. Плотность таких звезд чрезвычайно высока, она соизмерима, а по некоторым оценкам, может в несколько раз превышать среднюю плотность атомного ядра. Один кубический сантиметр вещества НЗ будет весить сотни миллионов тонн. Сила тяжести на поверхности нейтронной звезды примерно в 100 млрд раз выше, чем на Земле.
В нашей Галактике, по оценкам ученых, могут существовать от 100 млн до 1 млрд нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд.
Пульсары
Пульсары – космические источники электромагнитных излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов).
Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения. Когда Земля попадает в конус, образуемый этим излучением, то можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Некоторые нейтронные звёзды совершают до 600 оборотов в секунду.
Цефеиды
Цефеиды – класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период-светимость, названный в честь звезды Дельта Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда.
Приведенный перечень основных видов (типов) звезд с их краткой характеристикой, разумеется, не исчерпывает всего возможного многообразия звезд во Вселенной.
Сверхгиганты - одни из самых массивных звезд. Массы сверхгигантов варьируют от 10 до 70 масс Солнца, светимости - от 30 000 вплоть до сотен тысяч солнечных. Радиусы могут сильно отличаться - от 30 до 500, а иногда и превышают 1000 солнечных, тогда их ещё можно называть гипергигантами. Из закона Стефана - Больцмана следует, что относительно холодные поверхности красных сверхгигантов выделяют намного меньше энергии с единицы площади, чем горячие голубые сверхгиганты. Поэтому при одинаковой светимости красный сверхгигант всегда будет иметь больший размер, чем голубой.
В диаграмме Герцшпрунга - Рессела, характеризующей отношения звездной величины, светимости, температуры и спектрального класса, такие светила расположены сверху, указывая на высокую (от +5 до +12) видимую величину объектов. Их жизненный цикл короче, чем у других звезд, потому что своего состояния они достигают в финале эволюционного процесса, когда запасы ядерного топлива на исходе. В раскаленных объектах заканчивается гелий и водород, а горение продолжается за счет кислорода и углерода и далее вплоть до железа.
Крупные звезды покидают главную последовательность, когда в их ядре начинается горение углерода и кислорода, – они становятся красными сверхгигантами. Их газовая оболочка вырастает до огромных размеров, распространяясь на миллионы километров. Химические процессы, проходящие с проникновением конвекции из оболочки в ядро, приводят к синтезу тяжелых элементов железного пика, которые после взрыва разлетаются в космосе. Именно красные сверхгиганты обычно заканчивают жизненный путь светила и взрываются сверхновой. Газовая оболочка звезды дает начало новой туманности, а вырожденное ядро превращается в белого карлика. Антарес и Бетельгейзе – крупнейшие объекты из числа умирающих красных светил.
Рис.74. Диск звезды Бетельгейзе. Снимок телескопа «Хаббл».
В отличие от красных, доживающих долгую жизнь гигантов, голубые гиганты – это молодые и раскаленные звезды, превосходящие своей массой солнечную в 10-50 раз, а радиусом – в 20-25 раз. Их температура впечатляет – она составляет 20-50 тыс. градусов. Поверхность голубых сверхгигантов стремительно уменьшается из-за сжатия, при этом излучение внутренней энергии непрерывно растет и повышает температуру светила. Ярчайшая звезда созвездия Ориона – Ригель – отличный пример голубого сверхгиганта. Ее внушительная масса в 20 раз превышает Солнце, светимость выше в 130 тысяч раз.
Рис.75. Созвездие Ориона.
В созвездии Лебедя наблюдается звезда Денеб – еще один представитель этого редкого класса. Это – яркий сверхгигант. На небосводе по своей светимости эта далекая звезда может сравниться только с Ригелем. Интенсивность ее излучения сравнима с 196 тысяч Солнц, радиус объекта превосходит наше светило в 200 раз, а масса – в 19. Денеб быстро теряет свою массу, звездный ветер невероятной силы разносит ее вещество по Вселенной. Звезда уже вступила в период нестабильности. Пока ее блеск изменяется по небольшой амплитуде, но со временем станет пульсирующим. После исчерпания запаса тяжелых элементов, которые поддерживают стабильность ядра, Денеб, как другие голубые сверхгиганты, вспыхнет сверхновой, а его массивное ядро станет черной дырой.
Гипергиганты незначительно превосходят сверхгигантов по размеру, но при этом превалируют в массе в десятки раз, а их яркость достигает от 500 тыс. до 5 млн. светимостей Солнца. Эти звезды имеют самую короткую жизнь, иногда она исчисляется сотнями тысяч лет. Таких ярких и мощных объектов в нашей Галактике найдено около 10.
Рис.76. Денеб.
Самой яркой на сегодняшний день звездой (и самой массивной) считается светило R136a1. О ее открытии было объявлено в 2010 году. Это звезда Вольфа-Райе со светимостью примерно в 8 700 000 солнечной и массой в 265 раз большей, чем наша родная звезда. Когда-то ее масса составляла 320 солнечных. R136a1 фактически является частью плотного скопления звезд под названием R136, расположенного в Большом Магеллановом Облаке. По словам Пола Кроутера, одного из первооткрывателей, «планетам нужно больше времени для формирования, чем такой звезде - жить и умереть. Даже если бы там были планеты, никаких астрономов на них не было бы, потому что ночное небо было таким же ярким, как и дневное».
Рис.77. Компьютерная обработка фотоснимка звезды R136a1.