Спектральные классы звезд

Зодиакальные созвездия

Знаки Зодиака – созвездия, через которые проходит Земля на протяжении года, образуя условное кольцо вокруг системы. Принято 12 знаков зодиака, хотя Змееносец, который не считается Зодиаком, также расположен на этом кольце.

По большому счёту, нет никаких фигур, составленных из небесных тел. Ведь мы, смотря на небо, воспринимаем его, как плоскость в двух измерениях. Но светила расположены не на плоскости, а в пространстве, на расстоянии друг от друга. Никакого рисунка они не формируют.

Допустим, свет от ближайшей к Солнцу Проксима Центавра доходит к нам за 4,3 года. А от другого объекта этой же звездной системы Омега Центавра — достигает земли за 16 тысяч лет. Все разделения условны.

Названия звезд и созвездий можно узнать из видео ниже:

Подсчитать достоверное количество небесных светил во Вселенной невозможно. Нельзя даже приблизиться к точному числу. Звёзды объединяются в галактики. Только наша галактика «Млечный путь» насчитывает около 100 000 000 000. С Земли при помощи самых мощных телескопов обнаруживают около 55 000 000 000 галактик. С появлением телескопа Хаббл, который находится на орбите Земли, ученные обнаружили около 125 000 000 000 галактик, а каждая имеет миллиарды, сотни миллиардов звезд и других объектов. Ясно только то, что светил во Вселенной не меньше триллиарда триллиардов, но это только маленькая часть того, что есть реально.

Есть ли обитаемые планеты?

Перед вами художественное видение планеты Проксима Центавра b, вращающейся вокруг красного карлика Проксима Центавра (ближайшей звезды к Солнечной системе). Двойная звезда Альфа Центавра AB также видна между планетой и звездой Проксима Центавра. Экзопланета немного массивнее Земли и расположена в зоне обитаемости, где температура подходит для наличия воды в жидком состоянии на поверхности.

Планеты появляются из остаточного диска материала после формирования главной звезды. Исследователи обнаружили множество красных карликов с планетами. Однако отыскать рядом миры сложно, потому что такие звезды тусклые.

Но планеты все-таки есть. А как насчет обитаемости? Долгое время исследователи считали, что возле красных карликов не получится найти мир с жизнью. Дело в том, что звезда генерирует мало света и тепла. Это значит, что зона обитаемости слишком сильно приближена к звезде, где мир получает много опасного излучения.

Есть также теория, что многие планеты будут находиться в приливном блоке. То есть, одна сторона постоянно освещена, а вторая погружена в морозную ночь.

Художественная интерпретация системы TRAPPIST-1

Однако надежды не потеряны. Потенциально обитаемый мир вращается вокруг Проксима Центавра. А у системы TRAPPIST-1 (красный карлик) есть целых семь планет земного типа и параметров. Поэтому красные карлики в плане приюта для планет с жизнью не спешат списывать со счетов.

Названия звезд по цвету

Цвет звезды зависит от температуры, а температура зависит от массы и возраста. Самые горячие – это молодые массивные голубые гиганты, их температура поверхности доходит до 60 000 Кельвинов, а масса до 60 солнечных. Ненамного уступают звезды класса В, ярким представителем которых является Спика, альфа созвездия Девы.

Самые холодные – маленькие, старые красные карлики. В среднем температура поверхности составляет 2-3 тысячи Кельвинов, а масса – треть от солнечной. На схеме хорошо видно как цвет зависит от размера.

По температуре и цвету звезды делят на 7 спектральных классов, обозначенных в астрономическом описании объекта латинскими буквами.

Масса

Также звёзды разделяются по массе, но в более узких пределах в отличие от светимости (которая может различаться и в 1000 раз). Очень мало звёзд, имеющих массу в 10 раз больше или меньше Солнечной.

Ученые, изучая распределение звезд по массам и учитывая время жизни звезд различной массы, распределяют звезды по массам в момент их рождения. Ими установлено, что вероятность рождения звезды определенной массы, очень приближенно, обратно пропорциональна квадрату массы (функция Солпитера):

F(M) ~ M-7/3.

Это общая закономерность. Во многих областях Вселенной наблюдается дефицит массивных звезд. В тех областях, где молодых звезд много, звезд маленькой массы меньше. Исследователи полагают, что первые звезды были яркими, массивными и короткоживущими. 

Что такое звезда?

Звезда

Говоря о звезде как о небесном теле, наука подразумевает под этим словом светящийся раскаленный сгусток материи огромной массы, в котором протекают активные термоядерные процессы. Кстати, за счет этих процессов поддерживается тепловое и световое излучение звезд, благодаря чему мы можем видеть их в ночное время.

Звезды находятся от нас на очень больших расстояниях, поэтому кажутся нам такими маленькими. Но в реальности большинство видимых на небе звезд по массе и объему намного больше, чем наше Солнце (которое тоже является звездой класса «желтый карлик»).

Между прочим, человек с хорошим зрением может рассмотреть на небе около 3 000 звезд, общее же их количество во Вселенной, скорее всего, бесконечно. Звезды в космосе сгруппированы в огромные скопления – галактики, имеющие форму спирали с двумя или несколькими рукавами.

Сверхновые и пульсары

После выгорания гелия в ядре звезды остается достаточно энергии для запуска новых РТС. В результате образуются углерод, кремний, магний и другие материалы, вплоть до железа. При этом, когда начинается новая реакция в ядре, предыдущая продолжается в оболочке. Считается, что все химические элементы во Вселенной так и появились — из недр умирающих массивных светил.

Железо не может быть топливом для РТС без притока энергии извне и накапливается в ядре. Его протоны вступают в реакции с электронами вырожденного газа, образуя нейтроны. Этот процесс происходит практически мгновенно. Все свободные электроны исчезают и, поскольку силам гравитационного сжатия больше нечему противодействовать, со звездой случается гравитационный коллапс.

Энергия столкновения внешней оболочки и нейтронного ядра так высока, что она с огромной силой отскакивает назад и разлетается во все стороны с высочайшей скоростью. Происходит буквально взрыв звезды и превращение ее в сверхновую. С Земли это выглядит как ослепительная вспышка.

Если звезда весила около 10—30 солнечных масс, то после разлета оболочки ее стабилизируют вырожденные нейтроны. В результате образуются быстро вращающиеся объекты диаметром около 15 км, излучающие электромагнитные импульсы с частотой собственного вращения. Они называются пульсарами. Но если масса светила превышала 30 солнечных, ничто не способно остановить ее коллапс. Она сжимается до чёрной дыры — области с настолько большой массой и гравитацией, что её не могут покинуть даже частицы света.

Классификационные особенности

С физической точки зрения, рассматриваемые двойные звёзды могут быть разделены на 2 категории.

  1. Звёзды, между которыми массовые обменные реакции невозможны. Они являются разделёнными.
  2. Звёзды, между которыми наблюдался, наблюдается или будет наблюдаться массовый обмен. Они могут быть разделёнными наполовину или контактными.

Разделение по категориям осуществляется и в зависимости от способа наблюдения. Двойные звёзды могут быть выделены спектральные, астрономические, визуальные, затменные системы двойного типа.

Тесная двойная система, система KOI-256, состоящая из красного и белого карликов. Иллюстрация NASA.

Визуальные

Двойные звёзды, которые наблюдаются раздельно, называются видимыми объектами. Возможность их видимости определяется разрешающей опцией телескопа, а также дистанцией до космических объектов. Они обладают большим по продолжительности периодом обращения, поэтому отслеживание орбиты допустимо исключительно спустя несколько десятков лет. В настоящее время из сотен тысяч объектов выделить орбиту можно только в сотнях единиц.

Спекл-интерферометрические

Как и адаптивная оптика, данное направление способствует достижению максимального значения дифракционного предела разрешения. А это способствует обнаружить двойные звёзды без проблем. Представители данной группы также являются двойными. Но если в случае с первой группой требуется получение двух отдельных изображений (для наблюдения), то в ситуации со второй категорией приходится обеспечивать анализ спекл-интерферограмм.

Астрономические

Говоря о первой группе, по небу можно заметить перемещение двух объектов одновременно. Но если представить, что один из двух элементов является незаметным, двойственность может быть обнаружена в любом случае (при изменении положения второго объекта на небе). В этой ситуации речь ведётся об астрономических-двойных звёздах. Если имеют место высокоточные наблюдения, двойственность может быть определена посредством фиксации движения. Представители этой группы на практике используются для определения массовых значений коричневых карликов.

B Cyq — бета Лебедя. Альбирео. Звездная пара в созвездии Лебедя. Голубоватый спутник, который в 200 раз ярче Солнце, вращается вокруг желтой звезды, превосходящая Солнце по яркости в 1000 раз

Спектральные

Такими звёздами называют светила, двойственность которых может быть обнаружена посредством использования спектральных аналитических исследований. Для этого наблюдения организуются на протяжении нескольких ночей. Если происходит смещение линий спектра с течением времени, это говорит об изменении скорости источника. Причин тому может быть несколько:

  • переменный характер светила;
  • присутствие у него плотной оболочки, которая появилась вследствие вспышки сверхновой звезды.

Имея спектроскопические сведения, не составит труда определить массы компонентов. Наряду с этим, можно запросто определить дистанции между ними, выявить период обращения, орбитальный эксцентриситет. Что касается угла, который имеет наклон орбиты, определить его на основании этих сведений невозможно.

Затменно-двойные

Нередко случается такое, что орбитальная плоскость имеет наклон к лучу зрения, и он является небольшим. В итоге можно наблюдать, что орбиты располагаются будто бы ребром. В рамках подобной системы двойные звёзды будут, затмевать друг друга. Это приведёт к изменению блеска пары.

Мицар и Алькор. Мицар справа — двойная звезда. Слева — спутник Алькор. Между ними всего один световой год

Микролинзированные

Если луч зрения, образованный между светилом и человеком, который за ним наблюдает, содержит тело, обладающее мощным полем гравитации, объект входит в данную категорию. Если бы поле было чрезмерно сильным, наблюдалось бы одновременно несколько звёздных изображений. Однако в случае с галактическими объектами поле является не настолько сильным, чтобы наблюдателю было доступно делать различия между несколькими изображениями.

Если в качестве гравирующего тела выступает двойные звёзды, кривая блеска, образуемая в процессе прохождения вдоль луча зрения, заметно отличается от одиночного светила. За счёт микролинзирования осуществляется поиск двойных звёзд, в рамках которых оба компонента являются недостаточно массивными и именуются коричневыми карликами.

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 (105-109 г/см3).

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.

Самые яркие звезды

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. 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».

Наблюдение

Остаток сверхновой N103B, сделанный космическим телескопом Хаббла.

В отличие от других типов сверхновых, сверхновые типа Ia обычно встречаются во всех типах галактик, включая эллиптические. Они не отдают предпочтения регионам нынешнего звездообразования. Поскольку белые карлики формируются в конце периода эволюции звезды на главной последовательности, такая долгоживущая звездная система могла уйти далеко от региона, где она первоначально сформировалась. После этого тесная двойная система может провести еще миллион лет в стадии массопереноса (возможно, образуя стойкие вспышки новых звезд), прежде чем созреют условия для возникновения сверхновой типа Ia.

Давней проблемой в астрономии была идентификация прародителей сверхновых. Прямое наблюдение за прародителем могло бы дать полезные ограничения для моделей сверхновых. По состоянию на 2006 год поиск такого прародителя велся более века. Наблюдение сверхновой SN 2011fe дало полезные ограничения. Предыдущие наблюдения с помощью космического телескопа Хаббла не показали звезд на месте события, тем самым исключив красный гигант в качестве источника. Было обнаружено, что расширяющаяся плазма от взрыва содержала углерод и кислород, поэтому вероятно, что ее прародителем был белый карлик, в основном состоящий из этих элементов. Точно так же наблюдения близлежащей SN PTF 11kx, обнаруженной 16 января 2011 г. (UT) Паломарской переходной фабрикой (PTF), приводят к выводу, что этот взрыв является результатом единственного вырожденного прародителя с компаньоном красного гиганта, таким образом предполагая наличие не существует единственного предшественника пути к SN Ia. Прямые наблюдения за прародителем PTF 11kx были опубликованы в выпуске журнала Science от 24 августа и подтверждают этот вывод, а также показывают, что звезда-прародитель испытывала периодические извержения новых до появления сверхновой — еще одно удивительное открытие. Однако более поздний анализ показал, что околозвездное вещество слишком массивно для сценария однократного вырождения и лучше соответствует сценарию вырождения ядра.

Кривая блеска

Этот график зависимости светимости (относительно Солнца, L ) от времени показывает характерную кривую блеска для сверхновой типа Ia. Пик в первую очередь связан с распадом никеля (Ni), а на более поздней стадии — кобальтом (Co).

Сверхновые типа Ia имеют характерную кривую блеска , их график светимости как функцию времени после взрыва. Вблизи времени максимальной светимости в спектре присутствуют линии элементов промежуточной массы от кислорода до кальция ; это основные составляющие внешних слоев звезды. Спустя несколько месяцев после взрыва, когда внешние слои расширились до точки прозрачности, в спектре преобладает свет, излучаемый материалом вблизи ядра звезды, тяжелыми элементами, синтезированными во время взрыва; наиболее заметно изотопы, близкие к массе железа ( элементы железного пика ). Радиоактивный распад из никеля-56 через кобальт-56 до железа-56 производит высокоэнергетические фотоны , которые доминируют выходную энергию эжекта на среднем до позднего времени.

Использование сверхновых типа Ia для измерения точных расстояний было впервые предложено чилийскими и американскими астрономами в Обзоре сверхновых звезд Калана / Тололо . В серии статей 1990-х годов обзор показал, что, хотя сверхновые типа Ia не все достигают одинаковой пиковой яркости, единственный параметр, измеренный по кривой блеска, можно использовать для корректировки неокрашенных сверхновых типа Ia до стандартных значений свечей. Первоначальная поправка к стандартному значению свечи, известная как отношение Филлипса,
показала, что эта группа может измерять относительные расстояния с точностью до 7%. Причина такой однородности пиковой яркости связана с количеством никеля-56, производимого в белых карликах, предположительно взрывающихся вблизи предела Чандрасекара.

Сходство профилей абсолютной светимости почти всех известных сверхновых типа Ia привело к их использованию в качестве вторичных стандартных свечей во внегалактической астрономии. Улучшенная калибровка шкалы переменных расстояний до цефеид и прямые геометрические измерения расстояний до NGC 4258 по динамике мазерного излучения в сочетании с диаграммой Хаббла расстояний до сверхновых типа Ia привели к улучшенному значению постоянной Хаббла .

В 1998 году наблюдения далеких сверхновых типа Ia показали неожиданный результат, заключающийся в том, что Вселенная, похоже, подвергается ускоренному расширению . Впоследствии за это открытие три члена из двух команд были удостоены Нобелевских премий.

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.

Классификация звезд по цвету, тeмпературе и яркoсти

Нажмитe на тип звезды, чтoбы узнать больше o каждом из них.

Кpасный карлик
Желтая звезда

Гoлубой гигант
Гигантские звезды
Супеp звезда-гигант

Этo пример диаграммы Герцшпрунга-Рассела (диагpамма HR) — oна впервые была испoльзована в 1912 гoду. Два астронома, Эйнаp Геpцшпрунга из Дании и Генpи Норpис Рассел из Объединяет госудаpства, обнаружили, чтo яркость звезды зависит oт температуры поверхности звезды. Oни сделали этo открытие самостоятельно, отдельнo друг oт друга. Вместе oни придумали эту диаграмму, кoторая объясняет яркость, темпеpатуру и классы звезд.
Шкaла слева показывает, наскoлько ярка звезда.

Письмa в нижней панели представляют спектpальный класс звезд, или цвeт звезд.

О — синий
B — синий / бeлый
А — Белый
F — бeлый / желтый
G — Жeлтый
К — оpанжевый
М — Кpасный

Тeмпература звезды, в нижнeй части шкалы, измeрена в градусах Кeльвина. Ноль пo Кельвину pавен -273 гpадусов пo Цельсию, -459 гpадусов пo Фаренгейту.

Кaк вы мoжете видеть, существует лишь нескoлько категoрий звёзд. Бoльшинство звёзд в нашей Вселеннoй, этo звезды главной пoследовательности, в тoм числе нашегo Солнца Sol

Обpатите внимание, бoльшие звезды яркие, нo не горячие. А каpликовые звёзды белые пoдходят к концу свoей жизни и пoтеряли большую часть свoей яркости, но oни очень горячие

Пpинята Современная (гарвардская) спeктральная классификация звёзд по цвету. Онa разработана в Гарвардской обсеpватории в 1890—1924 гoдах и является темпеpатурной классификацией, основаннoй на виде и отнoсительной интенсивности линий поглoщения и испускания спектpов звёзд.https://www.molodostivivat.ruhttps://www.molodostivivat.ru/topics/astronomiya

Дева

Созвездие Дева – второе по величине, его площадь 1294 квадратных градусов. Местоположение – экватор, между созвездиями Льва и Весов.

Дева известна так же тем, что здесь располагается точка осеннего равноденствия.

В станинных атласах созвездие изображают в виде девушки, которая держит колосок пшеницы. Конечно, вряд ли обычному человеку удастся разглядеть в небе подобную картину.

Есть ориентир, по которому легко разыскать это созвездие – это звезда первой величины Спика. Всего невооруженным глазом можно увидеть 171 звезду.

Древнегреческие мифы объясняют возникновение созвездия необычной историей. Богиня правосудия Дика была настолько недовольна людьми, что предпочла покинуть Землю и улетела в небо. Там она поселилась рядом с символом правосудия, созвездием Весы.

Расстояние

Без знания, как далеко космический объект, невозможно оценить физические характеристики. Звездный параллакс – сложный с точки зрения математики метод, применять который впервые начал Тихо Браге. С 1833 по 1838 одновременно несколько ученых, в том числе и русский астроном В. Я. Струве, измерили расстояние до Альфы Центавра, Веги и 61 Лебедя.

Земная атмосфера сильно мешает наблюдению за космосом. Расстояние, вычисленное с помощью наземного телескопа, может иметь погрешность до 50%. Ситуация изменилась после появления спутников. Астрометрический метод точно определяет, как далеко находится космическое тело.

На основании параллакса специально для измерения расстояния до дальних звезд ввели внесистемную единицу – парсек (ПАРаллакс+СЕКунда). Он равен 206265 астрономическим единицам. Свет пролетает парсек за 3,2616 г. Употребляются кратные единицы: кило-, мега- и гигапарсек.

Нужно помнить о скорости света. Любой объект наблюдатель с Земли видит таким, каким он был то время назад, каково до него расстояние в световых годах.

Звездная эволюция

Основываясь на массе звезды, можно определить весь ее эволюционный путь, так как он проходит по определенным шаблонным этапам. Есть звезды промежуточной массы (как Солнце) в 1.5-8 раз больше солнечной массы, более 8, а также до половины солнечной массы. Интересно, что чем больше масса звезды, тем короче ее жизненный срок. Если она достигает меньше десятой части солнечной, то такие объекты попадают в категорию коричневых карликов (не могут зажечь ядерный синтез).

Объект с промежуточной массой начинает существование с облака, размером в 100000 световых лет. Для сворачивания в протозвезду температура должна быть 3725°C. С момента начала водородного слияния может образоваться Т Тельца – переменная с колебаниями в яркости. Последующий процесс разрушения займет 10 миллионов лет. Дальше ее расширение уравновесится сжатием силы тяжести, и она предстанет в виде звезды главной последовательности, получающей энергию от водородного синтеза в ядре. Нижний рисунок демонстрирует все этапы и трансформации в процессе эволюции звезд.

Этапы эволюции звезды

Когда весь водород переплавится в гелий, гравитация сокрушит материю в ядро, из-за чего запустится стремительный процесс нагрева. Внешние слои расширяются и охлаждаются, а звезда становится красным гигантом. Далее начинает сплавляться гелий. Когда и он иссякает, ядро сокращается и становится горячее, расширяя оболочку. При максимальной температуре внешние слои сдуваются, оставляя белый карлик (углерод и кислород), температура которого достигает 100000 °C. Топлива больше нет, поэтому происходит постепенно охлаждение. Через миллиарды лет они завершают жизнь в виде черных карликов.

Процессы формирования и смерти у звезды с высокой массой происходят невероятно быстро. Нужно всего 10000-100000 лет, чтобы она перешла от протозвезды. В период главной последовательности это горячие и голубые объекты (от 1000 до миллиона раз ярче Солнца и в 10 раз шире). Далее мы видим красного сверхгиганта, начинающего сплавлять углерод в более тяжелые элементы (10000 лет). В итоге формируется железное ядро с шириною в 6000 км, чье ядерное излучение больше не может противостоять силе притяжения.

Когда масса звезды приближается к отметке в 1.4 солнечных, электронное давление больше не может удерживать ядро от крушения. Из-за этого формируется сверхновая. При разрушении температура поднимается до 10 миллиардов °C, разбивая железо на нейтроны и нейтрино.  Всего за секунду ядро сжимается до ширины в 10 км, а затем взрывается в сверхновой типа II.

Туманность Эскимоса — один из последних этапов эволюции небольшой звезды

Если оставшееся ядро достигало меньше 3-х солнечных масс, то превращается в нейтронную звезду (практически из одних нейтронов). Если она вращается и излучает радиоимпульсы, то это пульсар. Если ядро больше 3-х солнечных масс, то ничто не удержит ее от разрушения и трансформации в черную дыру.

Звезда с малой массой тратит топливные запасы так медленно, то станет звездой главной последовательности только через 100 миллиардов – 1 триллион лет. Но возраст Вселенной достигает 13.7 миллиардов лет, а значит такие звезды еще не умирали. Ученые выяснили, что этим красным карликам не суждено слиться ни с чем, кроме водорода, а значит, они никогда не перерастут в красных гигантов. В итоге, их судьба – охлаждение и трансформация в черные карлики.