Мир Знаний

Эволюция звезд (стр. 2 из 2)

* Коричневый карлик – субзвездные объекты с массами в диапазоне 5–75 масс 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.

* Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики – холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принято считать планетами.

* Черный карлик – 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.

Кроме перечисленных, существует еще несколько продуктов эволюции звезд:

* Нейтронная звезда. Звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10–20 км в диаметре. Плотность таких звезды может достигать 1000 000 000 000 плотностей воды. А магнитное поле во столько же раз больше магнитного поля земли. Такие звезды состоят в основном из нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. Часто такие звезды представляют собой пульсары.

* Новая звезда. Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10000 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, вызываю вспышку светимости.

* Сверхновая звезда это звезда, заканчивающие 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.

* 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.

Многообразие звезд во Вселенной неисчерпаемо, и возможно существуют еще звезды или продукты их эволюции, которые не вошли в эту классификацию.

Вращение звёзд

Звезды вращаются с разными скоростями (от 2 до 500 км/с). Их скорость вращения зависит от многих факторов. Вращение звезды можно определить по четкости линий спектра некоторых элементов звезды. Экваториальная скорость вращения Солнца 2 км/с, хотя многие звёзды превосходят её в 200 раз.

Было установлено, что скорости вращения звёзд закономерно связаны с их спектральным классом. Быстрее всего вращаются массивные и горячие звёзды класса О и В, в то время, как карлики класса М почти не вращаются. (Виды звезд.) Замечу, что где-то вблизи класса F5 скорость вращения очень резко уменьшается.

Что же так влияет на потерю момента количества движения у более холодных звёзд? Рассмотрим пример. Солнце относиться к классу G2, имеет скорость вращения 2 км/с и систему из 8 планет. Что будет с Солнцем, если все его планеты с ним сольются? Момент количества движения всех тел должен будет сохраниться, а масса всех планет очень мала по сравнению с Солнцем. Оно стало бы вращаться в 50 раз быстрее, чем сейчас. Следовательно, экваториальная скорость вращения Солнца стала бы почти 100 км/с. Но это уже нормальная скорость вращения массивных звёзд. Можно сделать вывод, что большая часть скорости вращения Солнца была когда-то передана планетам. Можно предположить что у большинства медленно вращающихся звёзд есть планеты. Передача движения от звезды к планетам может осуществляться за счёт магнитного поля этой самой звезды

По мере сжатия туманность (протозвезда) будет вращаться вокруг своей оси всё быстрее и быстрее. Наступает состояние неустойчивости, и часть вещества отделяется от протозвезды образуя экваториальный диск. Однако, силовые линии протозвезды проходят через этот диск.

При наличии такой связи, из-за натяжения силовых линий, вращение звезды будет тормозиться, а диск всё дальше будет отходить и постепенно размажется, и часть его вещества превратится в планеты унося с собой часть момента. У более горячих звёзд такой процесс не происходит из-за того, что масса отделившегося от звезды диска не очень велика и он не так тормозит вращение.

В 1962 году астрофизик Шацман обратил внимание на то, что звезда может терять свой момент и без образования планет. За счёт выделения огромного количества заряженных частиц (корпускул).

Характеристики звезд

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:

* масса,

* светимость (полное количество энергии излучаемое звездой в единицу времени L),

* радиус,

* температура поверхности.

Если температура поверхности 3 – 4 тыс. К, то её цвет красноватый, 6 – 7 тыс. К – жёлтый, 10 – 12 тыс. К – белый и голубой. 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…). Светимость звёзд (L) чаще выражается в единицах светимости Солнца (4x эрг/с). 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. На пример видимая величина солнца -26,8. На расстоянии в 10ПК эта величина будет уже +5 (самые слабые звёзды видимые невооружённым глазом имеют величину +6).

Ещё 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.

Радиус звёзд может очень сильно отличаться, а также меняться… С появлением возможности проводить спектральный анализ, появились сведения о химическом составе звезды. По химическому составу звёзды представляют собой водородные и гелиевые плазмы, остальных элементов гораздо меньше. На 10 тыс. атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 углерода и 0,5 железа. Других элементов ещё меньше….

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

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 тоже время огромные звёзды называемые красными гигантами. В левом нижнем углу «белые карлики». Очень горячие звёзды, но и очень маленькие. Солнце имеет спектральный класс G2.

Делались попытки построить теоретическую эволюцию звёзд вдоль главной последовательности на основе представлений о потери масс этими звёздами, но эти попытки оказались неудачны.

Время пребывания звёзд на главной последовательности зависит от их первоначальной массы. Чем больше излучение и масса звезды, тем скорее она израсходует свой водород.

Последние новости о звездах

Получены изображения звезды солнечного типа на конечном этапе ее эволюции

16 декабря 2009 года, 02:52

Группа астрономов из Франции, США, Австралии и Великобритании провела наблюдения красного гиганта χ Лебедя, расположенного на расстоянии около 550 световых лет от Земли.

Красными гигантами называют звезды невысокой массы и большой светимости, вступившие в завершающую стадию эволюции; по расчетам специалистов, наше Солнце перейдет в эту категорию небесных тел через пять миллиардов лет. χ Лебедя относится к одному из подтипов красных гигантов – миридам, пульсирующим переменным звездам с низкой температурой и огромным радиусом излучающей поверхности (фотосферы). Период пульсации χ Лебедя составляет 408 дней.

Мириды остаются малоизученными объектами, поскольку они окружены плотной пылевой оболочкой и находятся на значительном удалении от Земли. Для того чтобы получить снимки нужного качества, авторам пришлось проводить наблюдения в ИК-диапазоне по интерферометрической методике и использовать массив телескопов IOTA, расположенный в Аризоне. «Разрешение изображений, переданных IOTA, приблизительно в 15 раз превышает разрешение фотографий, сделанных космическим телескопом «Хаббл»», – рассказывает участник исследования Марк Лакасс (Marc Lacasse) из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики (США).

Обработав собранные данные, астрономы определили диапазон изменения параметров χ Лебедя. Как оказалось, минимальный диаметр фотосферы звезды составляет 483 млн, а максимальный – 772 млн км; в своем «расширенном» состоянии звезда, таким образом, могла бы поглотить даже главный пояс астероидов Солнечной системы. Ученым также удалось оценить массу χ Лебедя: по их мнению, она составляет 2,1 солнечной.