Если звезда главной последовательности а более массивная. Виды звезд в наблюдаемой вселенной

Звезды являются наиболее интересными астрономическими объектами, и представляют собой наиболее фундаментальные строительные блоки галактик. Возраст, распределение и состав звезд в галактике позволяет определить ее историю, динамику и эволюцию. Кроме того, звезды несут ответственность за производство и распределение в космическом пространстве тяжелых элементов, таких как углерод, азот, кислород, а их характеристики тесно связаны с планетарными системами, которые они образуют. Поэтому изучение процесса рождения, жизни и смерти звезд занимает центральное место в астрономической области.

Рождение звезд

Звезды рождаются в облаках пыли и газа, которые разбросаны в большинстве галактик. Ярким примером распределения такого облака является туманность Ориона.

Представленное изображение сочетает в себе изображения в видимо и инфракрасном диапазоне волн, полученные от космического телескопа Hubble и Spitzer. Турбулентность в глубине этих облаков приводит к созданию узлов с достаточной массы для начала процесса разогревания материала в центре этого узла. Именно это горячее ядро, более известное как протозвезда однажды сможет стать звездой.

Трехмерное компьютерное моделирование процесса формирования звезд показывает, что вращающиеся газовопылевые облака могут разрушиться на две или три части; это объясняет, почему большинство звезд в Млечном пути находятся в парах или небольших группах.

Не весь материл, из газопылевого облака попадает в будущую звезду. Оставшийся материал может образовать планеты, астероиды, кометы или просто остаться в виде пыли.

Главная последовательность звезд

Звезде размером с наше Солнце требуется порядка 50 миллионов лет чтобы созреть с момента образования до взрослого состояния. Наше Солнце будет находиться в этой фазе зрелости в течении примерно 10 миллиардов лет.

Звезды питаются энергией выделяемой в процессе ядерного синтеза водорода с образованием гелия в своих недрах. Отток энергии их центральных областей звезды обеспечивает необходимое давление для предотвращения коллапса звезды под действием собственности силы тяжести.

Как показано в диаграмме Герцшпрунга-Рассела, главная последовательность звезд охватывает широкий спектр светимости и цвета звезд, которые могут быть классифицированы в соответствии с этими характеристиками. Самые маленькие звезды известны как красные карлики, имеют массу около 10% массы Солнца и излучают только 0.01 % энергии по сравнению с нашим светилом. Температура их поверхности не превышает 3000-4000 К. Несмотря на свои миниатюрные размеры, красные карлики являются на сегодняшний день самым многочисленным типом звезд во Вселенной и имеют возраст десятки миллиардов лет.

С другой стороны, наиболее массивные звезды, известные как гипергиганты, могут иметь массу в 100 или более раз, больше массы Солнца и температуру поверхности более 30 000 К. Гипергиганты выделяют в сотни тысяч раз больше энергии, чем Солнце, но имеют время жизни всего несколько миллионов лет. Столь экстремальные звезды, как полагают ученые были широко распространены в ранней Вселенной, сегодня же они встречаются крайне редко - во всем Млечном пути известно несколько гипергигантов.

Эволюция звезды

В общих чертах, чем больше звезда, тем короче ее продолжительность жизни, хотя все кроме сверхмассивных звезд живут миллиарды лет. Когда звезда полностью вырабатывает водород в своем ядре, ядерные реакции в ее недрах прекращаются. Лишенное энергии ядро, необходимое для своего поддержания, начинает разрушаться в себя и становиться намного горячее. Оставшийся водород за пределами ядра продолжает поддерживать ядерную реакцию за пределами ядра. Все более и более горячее ядро начинает выталкивать внешние слои звезды наружу, заставляя звезду расширяться и охлаждаться, превращая ее в красного гиганта.

Если звезда достаточно массивна, процесс коллапса ядра может довести его температуру до достаточного уровня чтобы поддерживать более экзотические ядерные реакции, которые потребляют гелий и производят различные тяжелые элементы, вплоть до железа. Тем не менее, такие реакции дают только временную отсрочку от глобальной катастрофы звезды. Постепенно, внутренние ядерные процессы звезды становятся все более нестабильными. Эти изменения вызывают пульсацию внутри звезды, которая в дальнейшем приведет к сбросу внешних оболочки, окружая себя облаком газа и пыли. Что происходит дальше зависит от размера ядра.

Дальнейшая судьба звезды в зависимости от массы ее ядра

	Для средних звезд, подобных Солнцу, процесс освобождения ядра от внешних слоев продолжается до тех пор, пока весь окружающий е материал не будет выброшен. Оставшееся, сильно разогретое ядро называется белый карлик. Белые карлики имеющие размер сравнимой с Землей, имеет массу полноценной звезды. До недавнего времени они оставались загадкой для астрономов - почему не происходит дальнейшее разрушение ядра. Квантовая механика разрешила эту загадку. Давление быстро движущихся электронов спасает звезду от коллапса. Чем массивнее ядро, тем более плотный карлик образуется. Таким образом, чем меньше размер белого карлика, тем более он массивен. Эти парадоксальные звезды довольно часто встречаются во Вселенной - наше Солнце через несколько миллиардов лет тоже превратиться в белого карлика. Ввиду отсутствия внутреннего источника энергии, белые карлики со временем остывают и исчезают в бескрайних просторах космического пространства.
	Если белый карлик образовался в двойной или кратной звездной системе, окончание его жизни может быть более насыщенным известным как образование новой звезды. Когда астрономы данному событию дали такое название, они действительно думали что происходит образование новой звезды. Однако сегодня известно что на самом деле речь идет о очень старых звездах - белых карликах. Если белый карлик находится достаточно близко к звезде компаньону, его гравитация может перетянуть на себя водород из внешних слоев атмосферы своего соседа и создать свой собственных поверхностный слой. Когда собирается достаточное количество водорода на поверхности белого карлика, происходит взрыв ядерного топлива. Это приводит к увеличению его яркости и сбрасывания оставшегося материала с поверхности. В течении нескольких дней, яркость звезды падает и цикл начинается снова. Иногда, особенно у массивных белых карликов (масса которых больше 1,4 массы Солнца) может обрастать настолько большим количеством материала, что во время взрыва они разрушаются полностью. Этот процесс известен как рождение сверхновой звезды.
	Звездам главной последовательности с массой около 8 и более масс Солнца суждено умереть в результате мощного взрыва. Этот процесс называют рождением сверхновой звездой. Сверхновая звезда это не просто большая новая звезда. В новой звезде взрываются только поверхностные слои, в то время как в сверхновой происходит коллапс самого ядра звезды. В результате происходит высвобождение колоссального количества энергии. В период от нескольких дней до нескольких недель, сверхновая может затмить своим светом целую галактику. Термины Новая и Сверхновая звезда не совсем точно определяют суть процесса. Как мы уже знаем, физически, образование новых звезд не происходит. Происходит разрушение уже существующих звезд. Объясняет подобное заблуждение несколько исторических случаев, когда на небе появлялись яркие звезды, которые до этого времени были практически или полностью невидны. Этот эффект и появления новой звезды и повлиял на терминологию.
	Если в центре сверхновой звезды расположено ядро с массой от 1,4 до 3 масс Солнца, разрушение ядра будет продолжаться до тех пор пока электроны и протоны не объединятся и не создадут нейтроны, которые впоследствии образуют нейтронную звезду. Нейтронный звезды являются невероятно плотными космическими объектами — их плотность сопоставима с плотностью атомного ядра. Так как большое количество массы упаковано в маленьком объеме, гравитация на поверхности нейтронной звезды просто запредельна Нейтронные звезды имеют большие магнитные поля, которые могут ускорить атомные частицы вокруг ее магнитных полюсов производя мощные пучки радиации. Если такой пучок ориентирован в сторону Земли, то мы можем регистрировать регулярные импульсы в рентгеновском диапазоне от этой звезды. В таком случае она называется пульсаром.
	Если ядро звезды более 3 солнечных масс, то в процессе его коллапса образуется черная дыра: бесконечно плотный объект, гравитация которого настолько сильна, что даже свет не может покинуть ее. Так как фотоны это единственный инструмент, благодаря которому мы может изучать вселенную, обнаружение черных дыр напрямую невозможно. О их существовании можно узнать только косвенно. Одним из главных косвенных факторов указывающих на существовании в определенной области черной дыры является ее огромная гравитация. Если рядом с черной дырой расположен какой-либо материал — чаще всего это звезды-компаньоны — он будет захвачен черной дырой и притянут к ней. Притянутая материя будет двигаться в сторону черной дыры по спирали образуя вокруг нее диск, который нагревается до огромных температур, испуская обильное количество рентгеновских и гамма-лучей. Именно их обнаружение, косвенно указывает на существование рядом со звездой черной дыры.

Полезные статьи которые ответят на большинство интересных вопросов о звездах.

Объекты глубокого космоса

Ранние спектральные классы) в правый нижний угол (низкие светимости, поздние спектральные классы) диаграммы. Звёзды главной последовательности имеют одинаковый источник энергии («горение» водорода, в первую очередь, CNO-цикл), в связи с чем их светимость и температура (спектральный класс) определяются их массой :

L = M 3,9 ,

где светимость L и масса M измеряются в единицах солнечной светимости и массы, соответственно. Поэтому начало левой части главной последовательности представлено голубыми звёздами с массами ~50 солнечных , а конец правой - красными карликами с массами ~0,0767 солнечных.

Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90 % времени эволюции большинства звёзд: 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 звёзд или чёрных дыр .

Участок главной последовательности звёздных скоплений является индикатором их возраста: так как темпы эволюции звёзд пропорциональны их массе, то для скоплений существует «левая» точка обрыва главной последовательности в области высоких светимостей и ранних спектральных классов, зависящая от возраста скопления, поскольку звёзды с массой, превышающий некий предел, заданный возрастом скопления, ушли с главной последовательности (см. рис., чётко видна точка ухода с главной последовательности на ветвь красных гигантов). Время жизни звезды на главной последовательности $\tau_{\rm MS}$ в зависимости от начальной массы звезды M по отношению к современной массе Солнца $\begin{smallmatrix}M_{\bigodot}\end{smallmatrix}$ можно оценить по эмпирической формуле:

$\begin{smallmatrix} \tau_{\rm MS}\ \approx \ 6\cdot\ 10^{9} \text{лет} \cdot \left[ \frac{M_{\bigodot}}{M} + \ 0.14 \right]^{4} \end{smallmatrix}$

Напишите отзыв о статье "Главная последовательность"

Примечания

См. также

Литература

Эволюция

Протозвёзды

Типы

Останки

Обычное вещество



Сверхплотные

Гипотетические

«Недозвёзды»

Строение

Нуклеосинтез

Свойства

Списки

Отрывок, характеризующий Главная последовательность

«Однако, кажется, никто не заметил», думал про себя Ростов. И действительно, никто ничего не заметил, потому что каждому было знакомо то чувство, которое испытал в первый раз необстреленный юнкер.
– Вот вам реляция и будет, – сказал Жерков, – глядишь, и меня в подпоручики произведут.
– Доложите князу, что я мост зажигал, – сказал полковник торжественно и весело.
– А коли про потерю спросят?
– Пустячок! – пробасил полковник, – два гусара ранено, и один наповал, – сказал он с видимою радостью, не в силах удержаться от счастливой улыбки, звучно отрубая красивое слово наповал.

Преследуемая стотысячною французскою армией под начальством Бонапарта, встречаемая враждебно расположенными жителями, не доверяя более своим союзникам, испытывая недостаток продовольствия и принужденная действовать вне всех предвидимых условий войны, русская тридцатипятитысячная армия, под начальством Кутузова, поспешно отступала вниз по Дунаю, останавливаясь там, где она бывала настигнута неприятелем, и отбиваясь ариергардными делами, лишь насколько это было нужно для того, чтоб отступать, не теряя тяжестей. Были дела при Ламбахе, Амштетене и Мельке; но, несмотря на храбрость и стойкость, признаваемую самим неприятелем, с которою дрались русские, последствием этих дел было только еще быстрейшее отступление. Австрийские войска, избежавшие плена под Ульмом и присоединившиеся к Кутузову у Браунау, отделились теперь от русской армии, и Кутузов был предоставлен только своим слабым, истощенным силам. Защищать более Вену нельзя было и думать. Вместо наступательной, глубоко обдуманной, по законам новой науки – стратегии, войны, план которой был передан Кутузову в его бытность в Вене австрийским гофкригсратом, единственная, почти недостижимая цель, представлявшаяся теперь Кутузову, состояла в том, чтобы, не погубив армии подобно Маку под Ульмом, соединиться с войсками, шедшими из России.
28 го октября Кутузов с армией перешел на левый берег Дуная и в первый раз остановился, положив Дунай между собой и главными силами французов. 30 го он атаковал находившуюся на левом берегу Дуная дивизию Мортье и разбил ее. В этом деле в первый раз взяты трофеи: знамя, орудия и два неприятельские генерала. В первый раз после двухнедельного отступления русские войска остановились и после борьбы не только удержали поле сражения, но прогнали французов. Несмотря на то, что войска были раздеты, изнурены, на одну треть ослаблены отсталыми, ранеными, убитыми и больными; несмотря на то, что на той стороне Дуная были оставлены больные и раненые с письмом Кутузова, поручавшим их человеколюбию неприятеля; несмотря на то, что большие госпитали и дома в Кремсе, обращенные в лазареты, не могли уже вмещать в себе всех больных и раненых, – несмотря на всё это, остановка при Кремсе и победа над Мортье значительно подняли дух войска. Во всей армии и в главной квартире ходили самые радостные, хотя и несправедливые слухи о мнимом приближении колонн из России, о какой то победе, одержанной австрийцами, и об отступлении испуганного Бонапарта.
Князь Андрей находился во время сражения при убитом в этом деле австрийском генерале Шмите. Под ним была ранена лошадь, и сам он был слегка оцарапан в руку пулей. В знак особой милости главнокомандующего он был послан с известием об этой победе к австрийскому двору, находившемуся уже не в Вене, которой угрожали французские войска, а в Брюнне. В ночь сражения, взволнованный, но не усталый(несмотря на свое несильное на вид сложение, князь Андрей мог переносить физическую усталость гораздо лучше самых сильных людей), верхом приехав с донесением от Дохтурова в Кремс к Кутузову, князь Андрей был в ту же ночь отправлен курьером в Брюнн. Отправление курьером, кроме наград, означало важный шаг к повышению.

Наше Солнце имеет массу 1.99 × 10 27 тонн - в 330 тысяч раз тяжелее Земли. Но это далеко не предел. Самая тяжелая среди обнаруженных звезд, R136a1, весит как 256 Солнц. А , ближайшая к нам звезда, едва перевалила за десятую часть кряжести нашего светила. Масса звезды может быть удивительно разной - но есть ли ей границы? И почему она так важна астрономам?

Масса - одна из самых важных и необычных характеристик звезды. По ней астрономы могут точно сказать о возрасте звезды и дальнейшей ее судьбе. Более того, массивность определяет силу гравитационного сжатия светила - главного условия для того, чтобы ядро звезды «загорелось» в термоядерной реакции и начало . Поэтому масса является проходным критерием в категорию звезд. Слишком легкие объекты, вроде , не смогут толком светить - а слишком тяжелые переходят в категорию экстремальных объектов по типу .

И в то же время ученые едва могут вычислить массу звезды - единственным светилом, чья масса известна точно, является наше . Такую ясность помогла внести наша Земля. Зная массу планеты и скорость ее , можно вычислить и массу самой звезды на основании Третьего закона Кеплера, доработанного известным физиком Исааком Ньютоном. Иоганн Кеплер выявил связь между расстоянием от планеты до звезды и скоростью полного оборота планеты вокруг светила, а Ньютон дополнил его формулу массами звезды и планеты. Модифицированная версия Третьего закона Кеплера часто используется астрономами - причем не только для определения массы звезд, но и других космических объектов, составляющих вместе .

Про отдаленные светила пока приходится только догадываться. Самым совершенным (с точки зрения точности) является метод определения массы звездных систем. Его погрешность составляет «всего» 20–60%. Такая неточность критическая для астрономии - будь Солнце на 40% легче или тяжелее, жизнь на Земле не возникла бы.

В случае измерения массы одиночных звезд, возле которых нет видимых объектов, чью орбиту можно использовать для вычислений, астрономы идут на компромисс. Сегодня читается, что масса звезд одного одинакова. Также ученым помогает связь массы со светимостью или звезды, поскольку обе эти характеристики зависимы от силы ядерных реакций и размеров звезды - непосредственных индикаторов массы.

Значение массы звезды

Секрет массивности звезд кроется не в качестве, а в количестве. Наше Солнце, как и большинство звезд , на 98% состоит из двух самых легких элементов в природе - водорода и гелия. Но при этом в нем собрано 98% массы всей !

Как такие легкие вещества могут собраться вместе в громадные горящие шары? Для этого нужно свободное от крупных космических тел пространство, много материала и начальный толчок - чтобы первые килограммы гелия и водорода начали притягиваться друг к другу. В и молекулярных облаках, где рождаются звезды, водороду и гелию ничто не мешает скапливаться. Их собирается так много, что гравитация начинает насильно сталкивать ядра атомов водорода. Это начинает термоядерную реакцию, в ходе которой водород превращается в гелий.

Логично, что чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Ведь в массивной звезде водородного «топлива» для термоядерной реакции куда больше, а гравитационное сжатие, активирующее процесс - сильнее. Доказательством служит самая массивная звезда, R136a1, упомянутая в начале статьи - будучи больше по весу в 256 раз, она светит в 8,7 миллионов раз ярче нашей звезды!

Но у массивности есть и обратная сторона: из-за интенсивности процессов водород быстрее «сгорает» в термоядерных реакциях внутри . Поэтому массивные звезды живут совсем недолго в космических масштабах - несколько сотен, а то и десятков миллионов лет.

Интересный факт: когда масса звезды превышает массу Солнца в 30 раз, прожить она сможет не больше 3 миллионов лет - вне зависимости от того, насколько ее масса больше 30-кратной солнечной. Это связано с превышением предела излучения Эддингтона. Энергия запредельной звезды становится настолько мощной, что вырывает вещество светила потоками - и чем массивнее звезда, тем сильнее становится потеря массы.

Выше мы рассмотрели основные физические процессы, связанные с массой звезды. А теперь попробуем разобраться, какие звезды можно «сделать» с их помощью.

Звезды главной последовательности

Единицы измерения

Большинство звёздных характеристик как правило выражается в СИ, но также используется и СГС (к примеру, светимость выражается в эргах в секунду). Масса, светимость и радиус обычно даются в соотношении с нашим Солнцем:

Для обозначения расстояния до звёзд приняты такие единицы как световой год и парсек

Большие расстояния, такие как радиус гигантских звёзд или большая полуось двойных звёздных систем часто выражаются с использованием

астрономической единицы (а. е.) - среднее расстояние между Землёй и Солнцем (150 млн км).

Рис.1 – Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Виды звёзд

Классификации звёзд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр чёрного тела, но с наложенными на него линиями поглощения или излучения. По составу и силе этих линий звезде присваивался тот или иной определённый класс. Так поступают и сейчас, однако, нынешнее деление звёзд гораздо более сложное: дополнительно оно включает абсолютную звёздную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и размеров, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы.

В начале XX века, Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму ʼʼАбсолютная звёздная величинаʼʼ - ʼʼспектральный классʼʼ различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название Диаграмма Герцшпрунга-Рассела ) оказалось ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды.

Теперь, когда есть теория внутреннего строения звезд и теория их эволюции, стало возможным и объяснение существования классов звезд. Оказалось, что всё многообразие видов звёзд - это не более чем отражение количественных характеристик звёзд (такие как масса и химический состав) и эволюционного этапа, на котором в данный момент находится звезда.

В каталогах и на письме класс звёзд пишется в одно слово, при этом сначала идет буквенное обозначение основного спектрального класса (если класс точно не определён, пишется буквенный диапазон, к примеру, O-B), далее арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс, потом римскими цифрами идет класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга-Рассела), а затем идет дополнительная информация. К примеру, Солнце имеет класс G2V.

Наиболее многочисленный класс звёзд составляют звёзды главной последовательности, к такому типу звёзд принадлежит и наше Солнце. С эволюционной точки зрения главная последовательность - это то место диаграммы Герцшпрунга-Рассела, на котором звезда находится большую часть своей жизни. В это время потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакции. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелее гелия (металличностью).

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработана в Гарвардской обсерватории в 1890 - 1924 годах.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
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.

Коричневые карлики

Коричневые карлики - это тип звёзд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время коричневые карлики были гипотетическими объектами. Их существование предсказали в середине XX в., основываясь на представлениях о процессах, происходящих во время формирования звезд. При этом в 2004 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звёзд подобного типа. Их спектральный класс М - T. В теории выделяется ещё один класс - обозначаемый Y.

Звезды главной последовательности - понятие и виды. Классификация и особенности категории "Звезды главной последовательности" 2017, 2018.

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.