20 самых больших звёзд во вселенной

Образование и эволюция

После стадии главной последовательности, когда звезда израсходовала водород в ядре, и некоторого его сжатия, в нём начинается реакция горения гелия. Внешние слои звезды сильно расширяются, и, хотя светимость увеличивается, поток через поверхность звезды уменьшается, и она остывает. Этот процесс, а также дальнейшая судьба звезды, зависит от её массы.

Звёзды малой массы

Звезды с самой маленькой массой, по разным оценкам, до 0,25–0,35 солнечных масс, никогда не станут гигантами. Такие звёзды полностью конвективны, и поэтому водород расходуется равномерно и продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходуется полностью. Модели показывают, что звезда будет постепенно разогреваться и станет голубым карликом, но гелий в ней не загорится — температура внутри её так и не станет достаточно высокой. После этого звезда превратится в белого карлика, состоящего преимущественно из гелия. Однако, наблюдательных данных, подтверждающих это, нет: срок жизни красных карликов может достигать 10 триллионов лет, в то время как возраст Вселенной — порядка 14 миллиардов лет.

Звёзды со средней массой

Внутренняя структура подобной Солнцу звезды и красного гиганта.

Если масса звезды превышает этот предел, то она уже не полностью конвективна, и когда звезда потребит весь водород, доступный в её ядре для термоядерных реакций, её ядро начнёт сжиматься. Водород начнёт сгорать уже не в ядре, а вокруг него, из-за чего звезда начнёт расширяться и охлаждаться, и немного увеличит светимость, став субгигантом. Гелиевое ядро будет увеличиваться и в какой-то момент его масса превысит предел Шёнберга — Чандрасекара. Оно быстро сожмётся, и, возможно, станет вырожденным. Внешние слои звезды расширятся, а также начнётся перемешивание вещества, так как конвективная зона тоже увеличится. Так звезда станет красным гигантом.

Если масса звезды не превышает ~0,4 массы Солнца, то гелий в ней так и не загорится, и, когда водород закончится, звезда сбросит оболочку и станет гелиевым белым карликом.

Если же масса звезды больше ~0,4 массы Солнца, то температура в ядре в какой-то момент достигнет 108 K, в ядре произойдет гелиевая вспышка и запустится тройной альфа-процесс. Внутри звезды понизится давление, следовательно, понизится светимость, и звезда перейдёт с ветви красных гигантов на горизонтальную ветвь.

Постепенно в ядре заканчивается и гелий, и в то же время накапливается углерод и кислород. Если масса звезды меньше 8 солнечных, то ядро из углерода и кислорода сожмётся, станет вырожденным, и горение гелия будет происходить вокруг него. Как и в случае с вырождением гелиевого ядра, начнётся перемешивание вещества, которое повлечёт за собой увеличение размеров звезды и рост светимости. Эта стадия называется асимптотической ветвью гигантов, на которой звезда находится лишь около миллиона лет. После этого звезда станет нестабильной, потеряет оболочку и от неё останется углеродно-кислородный белый карлик, окруженный планетарной туманностью.

Звёзды с большой массой

У звёзд главной последовательности с большими массами (более 8 солнечных масс) после формирования углеродно-кислородного ядра начнёт сгорать углерод в термоядерных реакциях. Кроме того, в таких звёздах стадия горения гелия начинается не в результате гелиевой вспышки, а постепенно.

В звёздах с массами от 8 до 10–12 солнечных впоследствии могут сгорать и более тяжёлые элементы, но до синтеза железа не доходит. Их эволюция, в целом, оказывается такой же, как и у менее массивных звёзд: они также проходят стадии красных гигантов, горизонтальную ветвь и асимптотическую ветвь гигантов, а затем становятся белыми карликами. Они отличаются большей светимостью, а белый карлик, который от них остаётся, состоит из кислорода, неона и магния. В редких случаях происходит взрыв сверхновой.

Звёзды с массой более 10–12 солнечных имеют очень большую светимость, и на этих стадиях эволюции их относят к сверхгигантам, а не к гигантам. Они последовательно синтезируют всё более тяжёлые элементы, доходя до железа. Дальнейший синтез не происходит, так как энергетически невыгоден, и в звезде образуется железное ядро. В некоторый момент ядро становится таким тяжелым, что давление больше не может поддерживать вес звезды и самого себя, и коллапсирует с выделением большого количества энергии. Это наблюдается как взрыв сверхновой, а от звезды остаётся либо нейтронная звезда, либо чёрная дыра.

Эволюция звезд — красный гигант

Красный гигант, а также сверхгигант – это название космических объектов с протяженными оболочками и высокой светимостью. Они относятся к поздним спектральным классам К и М. Их радиусы превосходят солнечный в сотни раз. Максимальное излучение этих звезд приходится на инфракрасную и красную области спектра. На диаграмме Герцшпрунга — Ресселла красные гиганты располагаются над линией главной последовательности, их абсолютная звездная величина колеблется в пределах чуть выше нуля или имеет отрицательное значение.

Площадь такой звезды превосходит площадь Солнца минимум в 1500 раз, а при этом ее диаметр приблизительно в 40 раз больше. Так как разница в абсолютной величине с нашим светилом составляет около пяти, выходит, что красный гигант излучает в сто раз больше света. Но при этом он значительно холоднее. Солнечная температура вдвое превосходит показатели красного гиганта, и поэтому на единицу площади поверхности светило нашей системы излучает света в шестнадцать раз больше.

Видимый цвет звезды напрямую зависит от температуры поверхности. Наше Солнце раскаляется добела и имеет сравнительно небольшие размеры, поэтому его называют желтым карликом. Более холодные звезды имеют оранжевый и красный свет. Каждая звезда в процессе своей эволюции может достигнуть последних спектральных классов и стать красным гигантом на двух этапах развития. Это происходит в процессе зарождения на стадии звездообразования или же на завершающей ступени эволюции. В это время красный гигант начинает излучать энергию за счет собственной гравитационной энергии, которая выделяется при его сжатии.

По мере того как сжимается звезда, температура ее возрастает. При этом, вследствие сокращения размеров поверхности, в разы падает светимость звезды. Она затухает. Если это «молодой» красный гигант, то в конечном итоге в его недрах запустится реакция термоядерного синтеза из водорода гелия. После чего молодая звезда выйдет на главную последовательность. У старых звезд иная судьба. На поздних этапах эволюции водород в недрах светила выгорает полностью. После чего звезда сходит с главной последовательности. По диаграмме Герцшпрунга — Рассела она передвигается в область сверхгигантов и красных гигантов. Но перед тем как перейти на эту стадию, она проходит промежуточный этап – субгиганта.

Субгигантами называют звезды, в ядре которых уже прекратились водородные термоядерные реакции, но при этом горение гелия еще не началось. Это происходит, потому что ядро недостаточно разогрелось. Примером такого субгиганта может быть Артур, расположенный в созвездии Волопаса. Он является оранжевой з

вездой с видимой величиной -0,1. Он находится на расстоянии от Солнца примерно в 36 — 38 световых лет. Наблюдать его можно в Северном полушарии в мае, если глядеть прямо на юг. Диаметр Артура в 40 раз больше солнечного.

Желтый карлик Солнце является сравнительно молодой звездой. Ее возраст оценивается в 4,57 миллиарда лет. На главной последовательности оно будет оставаться еще приблизительно 5 миллиардов лет. Но ученым удалось смоделировать мир, в котором Солнце — красный гигант. Размеры его вырастут в 200 раз и достигнут орбиты Земли, испепелив Меркурий и Венеру. Конечно, жизнь к этому времени будет уже невозможной. На этой стадии Солнце просуществует приблизительно еще 100 миллионов лет, после чего оно превратится в планетную туманность и станет белым карликом.

Определение

Бетельгейзе пульсирует и показывает изменения профиля спектральной линии (изображения HST UV)

Классы светимости сверхгигантов легко определить и применить к большому количеству звезд, но они группируют множество очень разных типов звезд в одну категорию. Эволюционное определение ограничивает термин сверхгигант теми массивными звездами, которые начинают синтез гелия в ядре, не развивая вырожденное гелиевое ядро ​​и не подвергаясь гелиевой вспышке. Они повсеместно будут сжигать более тяжелые элементы и претерпевать коллапс ядра, что приведет к возникновению сверхновой .

Менее массивные звезды могут развить сверхгигантский спектральный класс светимости при относительно низкой светимости, около 1000  L _☉ , когда они находятся на асимптотической ветви гигантов (AGB), подвергающейся горению гелиевой оболочки. В настоящее время исследователи предпочитают классифицировать их как звезды AGB, отличные от сверхгигантов, поскольку они менее массивны, имеют разный химический состав на поверхности, претерпевают различные типы пульсации и изменчивости и будут развиваться по-другому, обычно образуя планетарную туманность и белый карлик. . Большинство AGB-звезд не станут сверхновыми, хотя есть интерес к классу супер-AGB-звезд , которые почти достаточно массивны, чтобы подвергнуться полному слиянию углерода, что может давать своеобразные сверхновые, хотя и без развития железного ядра. Одна примечательная группа звезд с низкой массой и высокой светимостью — это переменные RV Tauri , звезды AGB или post-AGB, лежащие на полосе нестабильности и демонстрирующие характерные полурегулярные изменения.

VV Цефея

Красный гипергигант, претендующий на звание самой большой звезды во Вселенной. Увы, это не так, но очень близко. По размеру она на третьем месте.

VV Цефея – затменно-переменная звезда, то есть двойная, и гигант в этой системе – компонент А, о нём и пойдет речь. Второй компонент – ничем особым не примечательная голубая звезда, в 8 раз больше Солнца. А вот красный гипергигант – еще и пульсирующая звезда, с периодом 150 суток. Её размеры могут меняться от 1050 до 1900 диаметров Солнца, и на максимуме она светит в 575 000 раз ярче нашего светила!

Сравнение размеров Солнца и различных более крупных звезд с VV Цефея. Эта звезда находится от нас в 5000 световых лет, и при этом на небе имеет яркость в 5.18 m, то есть при чистом небе и хорошем зрении её можно найти, а уж в бинокль вообще запросто.

Характеристика

Красным гигантом в астрономии называют особенно большие звезды поздних спектральных классов, обладающие высокой светимостью и протяженными оболочками. В качестве примеров красных гигантов могут служить такие звезды как Арктур, Альдебаран, Гаркус, находящиеся в так званой ветви красных гигантов.

Красные гиганты неспроста так названы, их размеры просто огромны, радиус среднего красного гиганта превосходит радиус нашего Солнца в сотни раз, размеры же больше солнечного примерно в 1500 раз. Но при этом красный гигант в разы холоднее обычной звезды (включая опять таки наше Солнце), которая тепла излучает в два раза больше, нежели красный гигант.

Дело в том, что красный гигант представляет собой звезду, у которой в силу уже почтенного возраста (по звездным меркам, разумеется) истощились запасы водорода. Ядро ее состоит исключительно из гелия, которое в силу действия сил гравитации и отсутствия водорода начинает интенсивно сжиматься, в то же время окружающий ядро слой водорода наоборот начинает расширяться в окружающее пространство, при этом стремительно остывать. Звезда при этом принимает ярко красный свет, отсюда и название.

В целом строение красного гиганта можно таким вот образом изобразить на картинке.

Происхождение цвета звезд

Цвет звезды зависит от температуры на её поверхности. Показатель поверхностной температуры нашего Солнца превосходит 6,000 градусов Кельвина. Несмотря на то, что с Земли оно кажется жёлтым, из космоса солнечные свет выглядит ослепительно белым. Это яркое белое солнечное свечение образуется именно благодаря такой высокой температуре. Если бы Солнце было холоднее, то его свет приобрёл бы более тёмный оттенок, ближе к красному, а если бы эта звезда была горячее, то была бы голубого цвета.

Секрет разноцветности звезд стал важным орудием астрономов – цвет светил помог им узнать температуру поверхности звезд. В основу легло примечательное природное явление – соотношение между энергией вещества и цветом излучаемого им света.

Наблюдения на эту тему вы уже наверняка сделали сами. Нить маломощных 30-ваттных лампочек горит оранжевым светом – а когда напряжение в сети падает, нить накала едва тлеет красным. Более сильные лампочки светятся желтым или даже белым цветом. А сварочный электрод во время работы и кварцевая лампа светятся голубым. Однако смотреть на них ни в коем случае не стоит – их энергия настолько велика, что может с легкостью повредить сетчатку глаза.

Соответственно, чем горячее предмет, тем ближе его цвет его свечения к голубому – а чем холоднее, тем ближе к темно-красному. Звезды не стали исключением: такой же принцип действует и на них. Влияние состава звезды на ее цвет очень незначительное – температура может скрывать отдельные элементы, ионизируя их.

Но именно анализ цветового спектра излучения звезды помогает выяснить ее состав. Атомы каждого вещества имеют свою уникальную пропускную способность. Световые волны одних цветов беспрепятственно проходят сквозь них, когда другие останавливаются – собственно, по блокированным диапазонам света ученые и определяют химические элементы.

Исключения из главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рессела: красные гиганты и красные карлики

Когда для целого ряда звезд были получены сведения о их светимости и о температуре их поверхности, следующим логическим шагом было сопоставление этих данных. Эксперименты с раскаленными предметами на Земле давали основание предполагать, что чем холоднее звезда, тем слабее будет ее излучение и тем более красной она окажется. Но выяснилось, что это далеко не всегда так.

Например, если согласиться со значениями температуры, принятыми для спектральных классов, то наиболее холодными из обыкновенных звезд должны быть звезды класса М. По их спектральным линиям и положению максимума излучения типичная температура поверхности для звезд этого класса была оценена в 2500°С (напомним для сравнения, что температура поверхности нашего Солнца составляет 6000°С). И действительно, все звезды класса М были красноватыми, по вопреки ожиданиям они не все были слабыми.

Правда, многие из них были-таки слабыми, хотя некоторые (например, звезда Барнарда) и находились совсем близко. Однако другие, вроде Бетельгейзе в созвездии Ориона или Антареса в Скорпионе, были красноватого цвета, но тем не менее казались очень яркими. И не потому, что находились так уж близко от нас. Они обладали не только большой видимой яркостью, но и большой светимостью. Излучение Антареса, например, почти в 10 000 раз превосходит излучение Солнца.

Еще в 1905 г. Э. Герцшпрунг, размышляя над этим вопросом, пришел к выводу, что такая большая светимость холодной звезды может объясняться только ее гигантскими размерами. Поверхность холодной звезды дает гораздо меньше света с квадратного километра, чем поверхность Солнца, но, с другой стороны, у такой звезды, как Бетельгейзе, квадратных километров поверхности могло быть несравненно больше, чем у Солнца.

И это более чем возместило бы относительно малую яркость каждого квадратного километра в отдельности. Поэтому такие звезды, как Бетельгейзе и Антарес, стали называться красными гигантами, а такие, как звезда Барнарда,— красными карликами.

Это было тем более любопытно, что промежуточных красных звезд, не гигантов и не карликов, как будто не существовало вовсе.

Это предположение Герцшпрунга, основанное на теоретических рассуждениях, было подтверждено результатами наблюдений. Американский физик немецкого происхождения Альберт Абрахам Майкельсон (1852—1931) изобрел в 1881 г. прибор, названный интерферометром.

Этот прибор, отмечавший мельчайшие изменения в картине усилений и ослаблений световых волн, позволял производить удивительно точные измерения. С его помощью удалось узнать о звездах то, что не показал бы ни один телескоп.

Даже ближайшие звезды так далеки от нас, что и в самые лучшие современные телескопы они видны только как светящиеся точки. Тем не менее попадающие в телескоп лучи данной звезды исходят не из одной точки ее поверхности. Один луч может приходить от ее западного края, а другой — от восточного. Эти лучи попадают в телескоп под некоторым углом друг к другу — углом, слишком малым для того, чтобы его можно было измерить обычными способами, но иногда достаточно большим, чтобы лучи “сталкивались” и складывались друг с другом.

Прибор Майкельсона позволил измерять результат такого сложения и определять угол между лучами, если он только не был ничтожно малым. Зная этот угол и расстояние до звезды, можно легко вычислить ее действительный диаметр.

Результаты были поразительными. Диаметр Бетельгейзе был измерен таким способом в 1920 г. и оказалось, что он равен 500 000 000 км. Он почти в 350 раз больше диаметра Солнца (1 390 600 км). Следовательно, поверхность Бетельгейзе примерно в 350X350, т. е. в 120 000 раз больше поверхности Солнца. Неудивительно, что светимость этой звезды гораздо больше светимости Солнца, хотя светимость каждого квадратного километра ее поверхности гораздо меньше.

Что касается объема Бетельгейзе, то он примерно в 40 000 000 раз больше объема Солнца. Если бы Бетельгейзе оказалась на месте Солнца, она заполнила бы все пространство далеко за пределы орбиты Марса. Да, это поистине красный гигант!

Опять же диаграмма Герцшпрунга – Рассела как и на первом изображении, но без отвлекающих цветов и надписей.

История изучения

Термин «красный гигант» появился, когда в начале XX века Эйнар Герцшпрунг обнаружил, что звёзды одних и тех же спектральных классов могут иметь различные светимости, и особенно сильно это различие в поздних спектральных классах. При этом подгруппы красных гигантов были открыты позже: к 1952 году была открыта горизонтальная ветвь, а затем асимптотическая ветвь гигантов и ветвь красных гигантов были разделены в работе Хэлтона Арпа 1955 года.

Вместе с тем развивалась и теория строения и эволюции звёзд. В 1954 году Аллан Сэндидж установил, что звёзды становятся красными гигантами после главной последовательности, после чего модели эволюции постепенно развивались и дополнялись.

Планеты

Красные гиганты с известными планетами: HD 208527 , HD 220074 M-типа и, по состоянию на февраль 2014 г., несколько десятков известных K-гигантов, включая Pollux , Gamma Cephei и Iota Draconis .

Перспективы обитаемости

Хотя традиционно было предложена эволюция звезды в красный гигант будет оказывать свою планетарную систему , если она присутствует, непригодные для жизни, некоторые исследования показывают , что в ходе эволюции 1  M _☉ звезд вдоль красного гиганта отрасли, он может затаить обитаемая зона в течение нескольких миллиардов лет на 2 астрономических единицах (а.е.), чтобы около 100 миллионов лет в 9 а.е., давая достаточно , возможно , время жизни развиваться на подходящем мире. После стадии красного гиганта у такой звезды будет обитаемая зона между 7 и 22 а.е. в течение еще одного миллиарда лет. Более поздние исследования уточнили этот сценарий, показав, как для звезды 1  M _☉ обитаемая зона длится от 100 миллионов лет для планеты с орбитой, подобной орбите Марса, до 210 миллионов лет для планеты, которая вращается на расстоянии Сатурна от Солнца. , максимальное время (370 миллионов лет), соответствующее планетам, вращающимся на расстоянии Юпитера . Однако планеты, вращающиеся вокруг звезды 0,5  M _☉ по орбитам, эквивалентным орбитам Юпитера и Сатурна, будут находиться в обитаемой зоне в течение 5,8 и 2,1 миллиарда лет соответственно; для звезд более массивных, чем Солнце, времена значительно короче.

Увеличение планет

По состоянию на июнь 2014 года около звезд-гигантов было обнаружено пятьдесят планет-гигантов. Однако эти планеты-гиганты более массивны, чем планеты-гиганты, расположенные вокруг звезд солнечного типа. Это может быть связано с тем, что звезды-гиганты более массивны, чем Солнце (менее массивные звезды все еще будут на главной последовательности и еще не станут гигантами), и ожидается, что более массивные звезды будут иметь более массивные планеты. Однако массы планет, обнаруженных вокруг звезд-гигантов, не коррелируют с массами звезд; следовательно, планеты могут расти в массе во время фазы красных гигантов звезд. Рост массы планеты может быть частично из-за аккреции от звездного ветра, хотя гораздо больший эффект будет вызван переполнением полости Роша, вызывающим перенос массы от звезды к планете, когда гигант расширяется до орбитального расстояния планеты.

Классификация звезд сверхгигантов

По Йеркской классификации, отражающей подчинение спектра светимости, сверхгиганты относятся к I классу. Их разделили на две группы:

• Ia – яркие сверхгиганты или гипергиганты;
• Ib – менее яркие сверхгиганты.

По своему спектральному типу в Гарвардской классификации эти звезды занимают промежуток от O до M. Голубые сверхгиганты представлены классам O, B, A, красные – K, M, промежуточные и плохо изученные желтые – F, G.

Красные сверхгиганты

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.

Голубые сверхгиганты

Ригель

В отличие от красных, доживающих долгую жизнь гигантов, – 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. Результатом такого процесса становится превращение красных сверхгигантов в голубые. Астрономы заметили, что звезды в своем развитии проходят различные стадии, на промежуточных этапах они становятся желтыми или белыми. Ярчайшая звезда созвездия Ориона – Ригель – отличный пример голубого сверхгиганта. Ее внушительная масса в 20 раз превышает Солнце, светимость выше в 130 тыс. раз.

Денеб

В созвездии Лебедя наблюдается звезда Денеб – еще один представитель этого редкого класса. Ее спектральный класс Ia, это – яркий сверхгигант. На небосводе по своей светимости эта далекая звезда может сравниться только с Ригелем. Интенсивность ее излучения сравнима с 196 тыс. Солнц, радиус объекта превосходит наше светило в 200 раз, а вес – 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.

Интересные факты

Красный карлик может существовать миллиарды лет, экономно расходуя внутреннее топливо, а для сверхгиганта этот период сокращается до нескольких миллионов.

Туманность вокруг Полярной звезды

Известная всем Полярная звезда – представительница этого класса. Она относится к желтому спектру, ее радиус больше солнечного в 30 раз, а светимость – в 2200.

Гипергиганты не значительно 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.

Изначально ученые считали, что голубые гиганты взрываются, переходя в стадию красных. Но неоднократные наблюдения вспышек сверхновых непосредственно из голубых сверхгигантов, доказали ошибочность этой теории. Колоссальная энергия таких процессов стала неожиданностью для ученых. Под пристальное наблюдение попала Эта Киля, являющаяся нестабильной. Этот голубой сверхгигант, способный затмить 120 Солнц, может взорваться сверхновой в недалеком будущем. Воздействие взрывной волны подобной силы на нашу Солнечную систему непредсказуемо, но мы точно не узнаем о них.

Эта Киля

Самой крупной в нашей галактике является двойная звезда в созвездии Киля. Находясь очень далеко от нас (7500 св. лет), она светит в 5 млн. раз ярче нашего Солнца. Впервые звезду, и предположительно, это была Эта Киля, описал голландский мореплаватель Питер Кейзер в конце XVI столетия.

В общем списке самых крупных звёзд во Вселенной, Этак Киля замыкает вторую десятку. Удивительно, но ещё 30 лет назад эту звезду было невозможно рассмотреть невооруженным взглядом, но на рубеже 80-90-ых годов XX столетия её яркость значительно увеличилась.

Эта мало изученная звезда, находится на расстоянии выше 13 тысяч световых лет от нас в созвездии Орла. Очень трудно классифицировать её, т. к.

плотность звездного вещества очень мала, а сама звезда окутана плотным туманом из материи, увлекаемой от звезды звездным ветром. Масса тумана по расчетам около 30-40 солнечных.

В настоящее время звезду считают желтым сверхгигантом.

Двойные, тройные и так далее

Двойные звезды — вовсе не редкость во Вселенной: почти половина всех светил живут парами. Обычно они рождаются вместе, из одного пылевого облака. Их связывает гравитация — и ничто не может разлучить. Если звезды родились близнецами, то есть одинаковыми по размеру и массе, то они вращаются вокруг общего центра. Если же одна из звезд крупнее, тогда центр масс находится ближе к ней.

Бывают и тройные звездные системы, где три светила, объединенные гравитацией, существуют как единое целое. В таких системах обычно две звезды вращаются рядом, а третья — вокруг них по большей орбите.

Четверная звезда обычно представляет собой союз двух звездных пар, объединенных общим центром вращения. Четыре звезды для звездной системы вовсе не предел, иногда звезды объединяются по пять, шесть и более, но это встречается очень редко. Все системы звезд, в которых больше двух членов, ученые называют кратными.

Иногда то, что кажется наблюдателю с Земли двойной звездой, на самом деле — совершенно разные звезды, расположенные в космосе очень далеко друг от друга. Такие явления называются оптическими двойными звездами.

Поделиться ссылкой

Рождение и классификация голубых звезд гигантов

Появление всех звёзд происходит по одинаковому принципу. Огромное молекулярное облако под действием гравитации сжимается в шар до момента появления ядерного синтеза, спровоцированного внутренней температурой. Во время существования гигантское светило находится в состоянии внутренней борьбы, внешняя поверхность воздействует силой тяжести, а ядро — мощностью раскаленного вещества, которое стремится расшириться. В результате плавного выгорания водорода и гелия в центре простые звезды с огромной массой становятся сверхгигантскими.

Известна Йеркская классификация, отражающая спектр светимости. По ней звезды сверхгиганты относят к I классу, где данные объекты разделены на такие группы:

• Ia – гипергиганты;
• Ib – сверхгиганты.

По типу спектра в Гарвардской классификации такие светила входят в интервал от O до M. Голубой гигант относится к классам O, B, A, красные тела – K, M, промежуточные и мало изученные желтые – F, G.

Ссылки [ править ]

1. Гигантская звезда, запись в Астрономической энциклопедии , изд. Патрик Мур, Нью-Йорк: Издательство Оксфордского университета, 2002. ISBN  0-19-521833-7 .
2. ^ гигант, запись в Файловом словаре астрономии «Факты» , изд. Джон Дейнтит и Уильям Гулд, Нью-Йорк: Факты в файле, Inc., 5-е изд., 2006. ISBN 0-8160-5998-5 . 
3. Рассел, Генри Норрис (1914). «Связь между спектрами и другими характеристиками звезд». Популярная астрономия . 22 : 275–294. Bibcode .
4. Гигантская звезда, запись в Кембриджском астрономическом словаре , Жаклин Миттон , Кембридж: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5 . 
5. ^ Эволюция звезд и звездных популяций , Маурицио Саларис и Санти Кассизи, Чичестер, Великобритания: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X . 
6. Элдридж, JJ; Тут, Калифорния (2004). «Изучение разделения и перекрытия между звездами AGB и супер-AGB и сверхновыми». Memorie della Società Astronomica Italiana . 75 : 694. arXiv . Bibcode .
7. ^ Мазумдар, А .; и другие. (Август 2009 г.), «Астеросейсмология и интерферометрия звезды красного гиганта Змееносца», Астрономия и астрофизика , 503 (2): 521–531, arXiv , Bibcode , doi , S2CID

Виды звезд в наблюдаемой Вселенной

Во Вселенной существует множество различных звезд. Большие и маленькие, горячие и холодные, заряженные и не заряженные. В этой статье мы назовем основные виды звезд, а также дадим подробную характеристику Жёлтым и Белым карликам.

1. 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. Подробнее об этом типе звезд нем смотрите ниже.
2. Красный гигант. Красный гигант – это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Образование таких звезд возможно как на стадии звездообразования, так и на поздних стадиях их существования. Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.
3. Белый карлик. 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. Подробнее об этом типе звезд нем смотрите ниже.
4. Красный карлик. 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.
5. Коричневый карлик. 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.
6. 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.
7. 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.
8. Двойная звезда. Двойная звезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс.
9. 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.
10. 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.
11. Нейтронная звезда. Нейтронные звезды (НЗ) – это звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10-20 км в диаметре. Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц – нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. 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.
12. 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.
13. 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.