Типы звезд вселенной таблица

Характеристики звёзд

Благодаря работе астрономов разных стран, за последние десятилетия мы много узнали о развитии звёзд и их эволюции. Все данные получены благодаря наблюдению множества звёзд, находящихся на разных этапах эволюции.

Основными свойствами звёзд являются:

• светимость (полное количество энергии, излучаемое звездой в единицу времени (L),
• температура поверхности,
• масса,
• радиус.

Между всеми этими характеристиками существует связь. Эта связь отображена на диаграмме Герцшпрунга — Рассела (Спектр – Светимость представлена на картинке)

Из этой диаграммы видно, что звёзды создают определённую последовательность. Полоса, идущая с левого верхнего угла в правый нижний, называется «главная последовательность» В верхнем правом углу находятся холодные, но в то же время огромные звёзды, называемые красными гигантами. В левом нижнем углу –»белые карлики». Очень горячие звёзды, но и очень маленькие. Солнце имеет спектральный класс G2.

Рассмотрим основные свойства подробнее.

Светимость

Светимость звёзд (L) чаще выражается в единицах светимости Солнца (4x эрг/с). Светимость звезды вычисляют по энергии, достигающей Земли, при условии, если известно расстояние до звезды. По светимости звёзды различаются в очень широких пределах. Большинство звёзд составляют «карлики», их светимость ничтожна иногда даже по сравнению с Солнцем.

Характеристикой светимости является «абсолютная величина» звезды. Есть ещё понятие «видимая звёздная величина», которая зависит от светимости звезды, цвета и расстояния до неё. В большинстве случаев используют «абсолютную величину», чтобы реально оценить размеры звёзд, независимо как далеко они находятся. Чтобы узнать истинную величину, просто нужно звёзды отнести на какое-то условное расстояние (допустим на 10ПК). Звёзды высокой светимости имеют отрицательные значения. Например, видимая величина солнца -26,8. На расстоянии в 10ПК эта величина будет уже +5 (самые слабые звёзды, видимые невооружённым глазом, имеют величину +6).

Температура поверхности

Известные законы термодинамики позволяют нам определить температуру тела, измеряя длину волны в максимуме излучения черного цвета.

Так, если температура поверхности 3-4 тыс. К, то её цвет красноватый, 6-7 тыс. К — жёлтый, 10-12 тыс. К — белый и голубой. В таблице ниже приведены интервалы длин волн, соответствующие различным цветам, которые можно наблюдать в оптическом диапазоне.

Цвет и длина волны

Последовательность спектров звёзд, получающихся при непрерывном изменении их поверхностных слоёв, обозначается следующими буквами: O, B, A, F, G, K, M (от горячих к холодным). Каждый из этих классов подразделяется ещё на 10 подклассов (пример B1, B2, B3…). Четкая классификация спектрального класса звезд представлена в следующей таблице

Спектральные классы звезд

Автор: Татьяна Сидорова, дата обновления: 17.05.2018
Перепечатка без активной ссылки запрещена!

Источник

Виды звёзд

Каждая звезда, в процессе своей эволюции, переходит из одного вида в другой. Этот факт обусловливается ядерными реакциями, проходящими в её ядре, а если точнее, то какой элемент синтезирует в другой. Это конечно не ключевой фактор, а один из основных, можно сказать главный. В этой статье мы немного поговорим про виды звёзд, населяющие наш космос.

Итак, этот переход, из одного вида в другой, хочу немного описать на примере нашего Солнца.

На данной стадии солнечной эволюции, оно имеет спектральный класс G, то есть оно жёлтый карлик (оно таким и образовалось), и находиться на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Сейчас в нём происходит горение водорода, и выделяется гелий. Когда водород закончиться, начнёт гореть гелий, превращаясь в углерод, и наше Солнце переместиться на ветвь субгигантов. Дальше оно станет расширяющимся красным гигантом (спектральный класс М). А когда выгорит весь гелий, то это расширение приведёт к тому, что верхние слоя нашего Солнца сорвутся, и останется его ядро – белый карлик. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела, это в самом нижнем, левом углу. Оно там и останется пока не погаснет вовсе. Это стандартная схема эволюции для звёзд, с массами схожими с солнечными.

А вот если изначальная масса звезды была больше солнечной, то её «жизнь» закончиться взрывом новой или сверхновой, после неё останется нейтронная звезда, и впоследствии, возможно, чёрная дыра.

Но не все звёзды сначала жёлтые, потом красные и т.д. Существует много спектральных классов звёзд, и их размеров (помимо гигантов есть ещё и сверхгиганты, и гипергиганты). Всё это зависит от многих факторов, в первую очередь от первоначальной массы звезды и т.д.

Ниже чуть подробнее разберём виды звёзд. Существуют такие виды как:

• звёзды главной последовательности;
• красные гиганты и сверхгиганты;
• белые карлики;
• коричневые карлики;
• переменные звёзды;
• звёзды типа Т Тельца;
• типа Вольфа-Райе;
• сверхновые;
• новые;
• гиперновые;
• ультраяркие рентгеновские источники;
• яркие голубые переменные;
• уникальные звёзды;
• нейтронные звёзды;
• звёздные системы.

Звёзды главной последовательности

Главная последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рассела, это то место, где звёзды проводят большую часть своей эволюции. Причём продолжительность их «жизни» зависит от доли содержащихся в составе звёзд элементов тяжелее гелия. Включает в себя такие спектральные классы звёзд как:

Все звёзды главной последовательности объединяться одинаковыми ядерными реакциями в их ядре, это синтез (превращение) водорода в гелий, так называемый CNO-цикл (см. терминологию сайта). Вследствие этого их температура (ну и спектральный класс конечно) и светимость всецело зависят от массы звезды.

Массы звёзд на главной последовательности варьируют от, приблизительно, 0,07 масс Солнца, у красных карликов, до 50 – в голубых звёздах.

Красные гиганты и сверхгиганты

Это два вида звёзд, характеризуются небольшими поверхностными температурами, от 3000 К до 5000 К, но большими светимостями. В их недрах происходит горение гелия, который превращается в углерод, так называемая тройная гелиевая реакция или же тройной альфа процесс (см. терминологию сайта).

Эти виды звёзд включают в себя звёзды двух спектральных классов М и К, то есть красные и оранжевые. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела находятся выше главной последовательности.

Имеют диаметры от 100 до 800 солнечных. Но есть и исключения, например, YV Большого Пса имеет диаметр в 1024 диаметров Солнца.

Белые карлики

Белые карлики – это полностью проэволюционировавшие звезды, представляют собой ядра звёзд, потерявших свою внешнюю оболочку, из-за своего же расширения.

Эти звёзды обладают малыми размерами (где-то в 100 раз меньше чем Солнце) и светимостью (в 10 000 раз меньше Солнца). При таких малых размерах они обладают массой примерно равной массе нашего светила. Объясняется это большой плотностью их вещества (10 5 -10 9 г/см 3 ).

Такая плотность приводит к тому, что белые карлики – это «сгустки» электронно-ядерной плазмы, и напрочь лишены своего источника энергии. Они светят за счет исчерпания своего же запаса тепла.

Коричневые карлики

Коричневые карлики, это вид звёзд, в которых потери энергии на излучение не компенсируются их ядерными реакциями.

Ранее считалось, что это гипотетические объекты, так как такие объекты, по всей видимости, должны существовать. И в 2004 году был открыт 2М1207 – коричневый карлик, в созвездии Гидры.

Коричневые карлики имеют очень и очень малые размеры, где-то в 12,5-80,3 раз больше Юпитера. В их ядрах протекают ядерные реакции с участием ядер легких элементов – дейтерия, бора, бериллия и лития. После их исчерпания термоядерная реакция прекращается, и звезда полностью потухнет, превратившись в некий планетоподобный объект.

Коричневые карлики имеют свои спектральные классы, различающиеся поверхностной температурой: L – температура от 1500 K до 2000 К; Т – 700 К-1500 К; Y – очень холодные, с температурой до 700 К.

Переменные звёзды

Переменные звёзды – виды звёзд, в которых наблюдается (хотя бы один раз) перемена значения их блеска. Причины этому разные, как внутренние процессы, так и то, что звезда состоит в двойной системе.

Существуют разные виды переменных звёзд, различающиеся механизмами изменения их блеска.

Пульсирующие переменные

Изменение блеска в таких звёздах происходят из-за периодического расширения (сжатия) их поверхностных слоёв. Причём эти пульсации бывают двух видов: радиальные и не радиальные. В первых, при пульсации сферическая форма звезды сохраняется, а у вторых – нет.

Эруптивные переменные

Такие звёзды изменяют свой блеск за счет происходящих, в их коронах и фотосферах, бурных процессов, а также вспышек. Такие процессы возникают вследствие каких-то изменений или же сильного звёздного ветра, идущего от таких звёзд с разной интенсивностью.

Вращающиеся переменные

В этих звёздах поверхностная яркость неоднородная или же они имеют неправильную (не элипсообразную форму). Неоднородность поверхностной яркости можно объяснить как наличием пятен на поверхности звезды, так и наличием химических или температурных поверхностных неоднородностей.

Катаклизмические переменные (новоподобные и взрывные)

Изменение яркости в таких звёздах вызваны взрывными процессами, происходящими в разных слоях звезды. Глубоко в недрах – сверхновые звёзды, в поверхностных слоях – новые.

Такие виды звёзд переменной яркости занимают очень малый количественный процент, среди остальных.

Затменно-двойные системы

Этот подкласс переменных звёзд представляют собой двойные системы, вращающиеся за счёт общего центра масс, и расположены близко друг к другу. Наблюдатель фиксирует перемену яркости, из-за затмения одной из звёзд другой.

Оптические переменные двойные системы, имеющие жесткое рентгеновское излучение

Эти источники имеют сильное излучение в рентгеновском диапазоне длин волн, носящее переменный характер.

Звёзды типа Т Тельца

Этот вид звёзд названный в честь своего явного представителя, в созвездии Тельца. Представители этого вида – переменные звёзды, спектрального класса от F до М, которые можно обнаружить около молекулярных облаков. Имеют весьма нерегулярную переменность яркости, вследствие активности их хромосферы.

Имеют период вращения от одного до двенадцати дней. Их поверхностные температуры и массы схожи со звёздами главной последовательности, а вот радиусы (соответственно и светимости) больше.

Ещё одно отличие звёзд типа Т Тельца от звёзд главной последовательности, это то, что у них основным источником энергии служит гравитационное сжатие самой звезды.

Звёзды типа Вольфа-Райе

Такие звёзды характеризуются высокими светимостями, превышающими солнечную в, примерно, 4000 раз, и температурами, большими, чем 50000 К. Размеры таких звёзд сравнительно небольшие, порядком в 10-15 раз больше нашего Солнца, и массы, примерно, 10 солнечных.

Звёзды Вольфа-Райе отличаются от других звёзд, с такими же температурами, своими особыми спектрами.

Этот класс ночных светил имеет свои спектральные виды звёзд:

• WN – в их спектрах обнаружены линии азота и гелия;
• WO – в спектрах таких звёзд сильные линии кислорода;
• WC – богатые углеродом.

Окончательную точку, в вопросе о происхождении звёзд Вольфа-Райе, ещё не поставили. Однако популярной является гипотеза, по которой эти звёзды представляют собой гелиевые остатки больших и массивных звёзд.

В нашей галактике, на сегодняшний день, открыто 230 звёзд этого вида.

Сверхновые

Сверхновая – это звезда, которая вследствие своего сжатия, на определённом этапе своей эволюции, взрывается. Такой взрыв, для постороннего наблюдателя, будет выглядеть как спонтанное, очень сильное увеличение яркости такого светила. И наблюдать такой эффект можно на очень больших расстояниях.

Увеличение светимости в сверхновых может продлиться до десятка суток. Зарегистрированы такие случаи, когда сверхновую звезду можно было видеть днём, невооружённым взглядом.

Отличаются сверхновые звёзды от новых силой происходящего взрыва.

Сверхновые звёзды могут отличаться друг от друга, наличием линий водорода, в спектре такой вспышки. Если водород отсутствует, то звезда I типа, а если есть, то сверхновая II типа.

Новые

Новые звёзды, как и сверхновые это переменные катаклизмического типа. В первых, перемена в блеске наблюдается не так спонтанно, как у вторых, и может продлиться не один год.

Поэтому новые звёзды распределили по группам, отличающимся друг от друга по времени пребывания блеска звезды в своём максимуме:

• очень быстрые – максимум длиться до 10 дней;
• быстрые – от 11 до 25 дней;
• очень медленные – до 250 дней;
• предельно медленные – максимум блеска может длиться годами.

Гиперновые

Гиперновые представляют собой гипотетические виды звёзд, описывающие взрывы звёзд, с массами, превышающими солнечную больше чем в 100 раз. Фактически, гиперновые это очень большие сверхновые звёзды.

Предполагается, что 440 млн. лет назад мог быть взрыв гиперновой звезды, вследствие чего на Землю мог попасть изотоп никеля 56Ni, от взорвавшегося источника.

Ультраяркие рентгеновские источники

Или ULX – это источники сильного рентгеновского излучения. Предположительно обладают массами в 10000 масс Солнца. Эти излучения носят периодическую природу, изменяющуюся от нескольких секунд до нескольких лет.

Что собой представляют ULX до сих пор неясно, и по этому поводу ведутся много споров. Самое популярное мнение, что это чёрная дыра.

Яркие голубые переменные

Или же звёзды типа S Золотой Рыбы – голубые гипергиганты, с пульсирующими оболочками. Имеют неправильные изменения своего блеска с большой амплитудой, до 7 звёздных величин.

Предполагают, что представители такого вида обладают большими массами (порядка 150 солнечных), поэтому сроки их «жизни» малы, пару миллионов лет.

По всей видимости, такие светила являются прародителями для звёзд типа Вольфа-Райе, и, в конце концов, они могут взорваться в качестве гиперновой.

Уникальные звёзды (SS 433)

SS 433 – затменно рентгеновская двойная система. Один из компонентов этой системы массивная звезда с высокой температурой, где-то в 30000 К. Второй – какой-то компактный источник (чёрная дыра или нейтронная звезда), обладающий огромной массой.

Со звезды на этот источник постоянно перетекает струя газа, и формирует аккреционный диск, затмевающий главную звезду, с периодом в 13 суток.

Этот компактный спутник окружен плазмой, имеющую очень высокую температуру и светимость, а также являющуюся источником сильного рентгеновского излучения.

Представителем объектов SS 433 является звезда V 1343, в созвездии Орла.

Нейтронные звёзды

Это ядра взорвавшихся звёзд, в которых дальнейшее сжатие приводит к тому, что это ядро полностью будет состоять из нейтронов. Массы таких звёзд составляют, приблизительно от 1,44 масс Солнца (предел Чандрасекара), до предела Оппенгеймера-Волкова (см. терминологию сайта), который будет разный для каждой звезды. Радиусы таких звёзд ничтожно малы, около 10-20 км.

Нейтронные звёзды обладают сильным магнитным полем и неимоверно быстрым вращением, около тысячи оборотов за секунду! Вследствие этого существуют такие виды звёзд нейтронного типа, как: рентгеновские пульсары и радиопульсары. Излучают они соответственно в рентгеновском и радио- диапазонах длин волн.

Считается, что нейтронные звёзды рождаются вследствие взрыва сверхновой звезды.

Звёздные системы

Звёздные системы это совокупность звёзд, от двух до миллиардов.

Если в системе состоят две звезды, то это двойная звезда, объединённая общим центром масс, или этим центром выступает какая-то звезда.

А если в системе состоят больше десяти звёзд – это звёздное скопление. Распределяют такие скопления на шаровые, рассеянные и звёздные ассоциации.

Галактики, по своей сути тоже являются звёздными системами очень больших размеров, включающие в себя разные виды звёзд.

Если Вам понравилась статья, поделитесь ней

Источник