Ещё с давних времён он завораживал миллионы взглядов, вдохновлял поэтов и зачаровывал романтиков. Задавал сотни вопросов учёным умам всех поколений, и до сих пор, не на все из них найден ответ. Даже в наше время, когда мы знаем о нём достаточно многое, наши сердца продолжают колотиться, когда мы на него смотрим – на этот великолепный мир звёзд на небе.
Что же собой представляют те далёкие маленькие светила, именуемые звёздами. В первую очередь хочется сказать, что не такие они и маленькие, как мы их видим. Самая ближайшая к нам звезда – наше Солнце, более чем в сто раз превосходит Землю по диаметру (средний диаметр Солнца равняется 109 диаметрам Земли), и в 332 982 раза превосходит её по массе. И это, хочу Вам сказать, не самый больший показатель. Например, самая яркая звезда в созвездии Скорпиона – Антарес в 883 раза больше Солнца!
Звезда – это огромный газовый шар, который удерживается за счёт собственных гравитационных сил, в недрах которого происходят (происходили) термоядерные реакции синтеза одного элемента в другой. За счёт такой реакции выделяется колоссальная энергия, и мы видим звезду такой, какая она есть.
Классификация
Классифицировать звёзды начали в XX веке, независимо друг от друга датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский астрофизик Генри Норрис Рассел. Они создали диаграмму зависимости абсолютной звёздной величины звезды от её спектрального класса. При дальнейшей разработке диаграммы оказалось, что большинство звёзд сосредоточены вдоль узкой кривой. Позже эта кривая стала называться главная последовательность, а сама диаграмма носить название диаграмма Герцшпрунга-Рассела, дающая много информации к пониманию процессов, происходящих внутри звезды.
На сегодняшний день обозначение звезды состоит из нескольких частей:
- сначала стоит латинская буква, обозначающая спектральный класс звезды (O; B; A; F; G; K; M; W; L; T; Y; C; S; D). Если его точно определить невозможно, то ставят его пределы, например F-G;
- следующая арабская цифра – спектральный подкласс;
- замыкает римская цифра (I-VII), говорящая про класс светимости (согласно диаграмме Герцшпрунга-Рассела).
Иногда для обозначения звезды добавляют различные добавочные индексы, говорящие про размер звезды и особенности её спектра. Для примера, «sd», стоящее перед обозначением спектра, рассказывает нам, что данная звезда субкарлик, а если после спектра стоит, скажем «con», то это означает, что в спектре данной звезды отсутствуют видимые линии поглощения. Но не будем сильно углубляться в эту тему.
Наше Солнце, согласно такой классификации имеет обозначение G2V.
Но наш мир звёзд на небе богат не только «жителями» главной последовательности.
Виды звёзд
Разнообразие видов звёзд велико, поэтому описывать каждый из них здесь не имеет смысла, и это тема для другого разговора. Ниже представлен список звёзд, согласно их вида.
Итак, наше небо населяют такие звёзды как:
- звёзды главной последовательности;
- коричневые карлики;
- белые карлики;
- красные гиганты и сверхгиганты;
- переменные звёзды;
- звёзды типа Вольфа-Райе;
- звёзды типа Т Тельца;
- новые;
- сверхновые;
- гиперновые;
- яркие голубые переменные (LBV);
- ультраяркие рентгеновские источники (ULX);
- нейтронные звёзды;
- уникальные звёзды;
- звёздные системы.
Главное их отличие состоит в температуре, хим. составе, ну и естественно, светимости и вытекающих из этого иных характеристиках.
Основные характеристики
У каждой звезды есть две основные составляющие их характеристики, зная которые можно многое рассказать о той или иной звезде. Это её масса и химический состав. Обладая этими данными можно уже судить о её спектре, размере, внутренней структуре, блеске и т.д.
Масса
Определение массы звезды это процесс, не дающий полностью точного результата. Наиболее достоверно узнать массу звезды можно, если она состоит в двойной системе. В таком случае погрешность в расчетах может доходить до 60%, и зависит от оценки расстояния до самой звезды.
Если определяемая звезда не состоит в системе, то её массу можно узнать исходя из её светимости, пользуясь отношением «масса-светимость».
В 2010 году был разработан ещё один способ определения массы звезды. Единственное условие – она должна обладать планетной системой. Суть этого метода заключается в наблюдении прохождения планеты по диску звезды. Проанализировав эти наблюдения можно судить о массе звезды её плотности и т.д. Также можно узнать некоторые данные про такую планету, например её размеры, период вращения, удаленность от звезды и прочее.
На сегодняшний день самой массивной является звезда R136a1, голубой гипергигант, находящаяся в эмиссионной туманности NGC 2070, в соседней галактике Большое Магелланово Облако. R136a1 обладает массой в 265 раз большей чем наше Солнце и находится на расстоянии 165 тысяч световых лет от Земли, обладает большей яркостью чем Солнце в 8,7 млн. раз!
Нужно учитывать, что масса звезды не является показателем её размера. Для примера, самая большая звезда VY Большого Пса – красный гипергигант, больше нашего Солнца в, примерно, 1420 раз! А её масса составляет всего лишь около 17 солнечных.
Немного отходя от темы, хочется сказать, что наш мир звёзд на небе является обладателем настолько уникальных объектов, что порой их существование кажется выдумкой. Например, чёрные дыры – при ничтожных размерах они обладают настолько колоссальными массами, что самая тяжелая звезда (R136a1) рядом с ними будет обычной «пушинкой». Но об этих объектах поговорим в других статьях.
Химический состав
Химический состав каждой звезды напрямую зависит от термоядерных реакций, проходящих в её ядре. Это одно из главных условий определяющих положение звёзд на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Поэтому, пользуясь этой диаграммой, можно судить о химическом составе звёзд.
Как было сказано выше, основная часть всех звёзд (около 90%) находиться на главной последовательности. Их светимость обусловлена так называемой протон-протонной термоядерной реакцией, превращения водорода в гелий. Т.е. основная химическая составляющая звёзд главной последовательности, это водород. Подтверждением тому служит наше Солнце – явный представитель этого звёздного семейства, которое на 73,46% состоит именно из водорода.
Оставшуюся долю занимает гелий и элементы тяжелее гелия. Содержание последних в каждой звезде определяет её металличность и имеет немаловажное значение, от которого зависят как яркость звезды, так и ей цвет.
Выше главной последовательности находятся ветви гигантов. В них запасы водорода исчерпаны, и в ядре происходит горение гелия. Вследствие этой реакции будут выделяться углерод и кислород.
На самом низу, с левой стороны диаграммы находятся «старожилы» - белые карлики, находящиеся на последнем этапе своей эволюции. Ними не очень богат мир звёзд на небе. Объясняется это их малыми первоначальными массами, не дающими им «красиво умереть» - взорваться как сверхновая.
Расстояние
Для определения расстояния до звезды существует много разных способов. Самый популярный из них – это измерение параллакса (см. терминологию сайта) звезды. Впервые этот способ был испробован в 1837 году, для определения расстояния до Веги. Используя современные методы наблюдения, этим способом можно определить расстояние до 1000 пк.
Для определения расстояния до пульсирующих звёзд используют зависимость «период пульсации – абсолютная звёздная величина».
Структура звёзд
Структура звезды напрямую зависит от её массы. Исключение составляют белые карлики и нейтронные звёзды. И те и те представляют собой ядра звёзд. Отличие составляет то, как они образовались. Первые родились за счёт того как расширяющаяся звезда просто сбросила свою внешнюю оболочку. Нейтронные звёзды образовались после взрыва сжимающейся звезды.
В остальных случаях для звезды можно выделить такие зоны:
- ядро;
- конвективная зона;
- зона лучистого переноса;
- атмосфера.
Как было сказано, что масса основная составляющая, которая определяет её структуру. Различие состоит лишь в разных размерах каждой из зон (см. рисунок выше).
Ядро
Ядро находится в самом центре звезды. Оно представляет собой очень горячую и плотную область, где происходят все ядерные реакции.
Конвективная зона
Или зона конвекции, служит для переноса энергии из ядра до фотосферы, за счёт явления называемого конвекцией (см. терминологию сайта).
Расположение этой области и её размеры зависят от массы звезды (см. рисунок выше).
Зона лучистого переноса
Называемая ещё лучистой зоной – область внутри звезды, в которой передача энергии происходит под средством излучения фотонов. Как и конвективная зона, существование и расположение лучистой зоны зависит от массы звезды.
На более поздних стадиях эволюции звезды могут добавляться ещё несколько зон, в которых происходит горение водорода, когда в ядре звезды горит углерод и более тяжелые элементы.
Атмосфера
Самая верхняя (видимая) часть звезды. Атмосфера звезды в свою очередь состоит ещё из трёх частей:
- фотосфера;
- хромосфера;
- корона.
Мир звёзд на небе богат и разнообразен, требующий больших затрат на своё изучение. Но, несмотря на всё, на сегодняшний день, мы знаем о нём достаточно много и в будущем узнаем ещё больше!
