Звёзды нашей Вселенной

 

В нашей Галактике  можно выделить две группы новых: новые диска (в среднем они  ярче и быстрее), и новые балджа, которые немного медленнее и, соответственно, немного слабее.

Сверхновые

Основная статья: Сверхновая звезда

 

Сверхно́вые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет — то I типа

Гиперновые

Основная статья: Гиперновая звезда

 

Гиперновая — коллапс исключительно тяжёлой звезды после того, как в ней больше не осталось источников для поддержания термоядерных реакций; другими словами, это очень большая сверхновая. С начала 1990-х годов были замечены столь мощные взрывы звёзд, что сила взрыва превышала мощность взрыва обычной сверхновой примерно в 100 раз, а энергия взрыва превышала 1046 джоулей. К тому же многие из этих взрывов сопровождались очень сильными гамма-всплесками. Интенсивное исследование неба нашло несколько аргументов в пользу существования гиперновых, но пока что гиперновые являются гипотетическими объектами. Сегодня термин используется для описания взрывов звёзд с массой от 100 до 150 и более масс Солнца. Гиперновые теоретически могли бы создать серьёзную угрозу Земле вследствие сильной радиоактивной вспышки, но в настоящее время вблизи Земли нет звёзд, которые могли бы представлять такую опасность. По некоторым данным, 440 миллионов лет назад имел место взрыв гиперновой звезды вблизи Земли. Вероятно, короткоживущий изотоп никеля 56Ni попал на Землю в результате этого взрыва.

LBV

 

Яркие голубые переменные (ЯГП), также известные как переменные типа S Золотой Рыбы (SDOR), это очень  яркие голубые пульсирующие гипергиганты, названные по звезде S Золотой Рыбы (S Dor) в БМО. Они показывают неправильные (иногда циклические) изменения блеска с амплитудой от 1m до 7m. Обычно самые яркие голубые звёзды галактик, в которых они наблюдаются. Как правило, связаны с диффузными туманностями и окружены расширяющимися оболочками. Встречаются исключительно редко.

 

Яркие голубые переменные могут сиять в миллион раз  сильнее, чем Солнце и их масса  может быть 150 солнечных, подходя  к теоретическому пределу на массу  звезды, что делает их самыми яркими, горячими и мощными звёздами во Вселенной. Звёзды этого типа всегда находятся  в состоянии неустойчивого гидростатического  равновесия, поскольку с их поверхности  постоянно истекает мощнейший звёздный ветер, который всё время снижает  их массу. По этой причине они всегда окружены туманностями (см. Эта Киля которая является наиболее близкой и наиболее изученной ЯГП). Из-за их огромной массы время жизни таких звёзд очень мало: всего несколько миллионов лет.

 

Современные теории считают, что ЯГП это только стадия эволюции очень массивных звёзд, которая  позволяет им сбросить часть массы. Они могут эволюционировать в  звёзду Вольфа — Райе, перед тем как взорваться как сверхновая или даже как гиперновая, если они не потеряют достаточно массы

Нейтронные  звёзды

 

У звёзд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных  электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех  пор, пока большинство частиц не превратится  в нейтроны, упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 280 трлн раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.

Уникальные  звезды

 

Звездные системы

 

Звёздные системы  могут быть одиночными и кратными: двойными, тройными и большей кратности. В случае если в систему входит более десяти звёзд то принято её называть звёздным скоплением. Двойные (кратные) звёзды очень распространены. По некоторым оценкам более 70 % звёзд в галактике кратные[11]. Так среди 32 ближайших к Земле звёзд 12 кратных из которых 10 двойных в том числе и самая яркая из визуально наблюдаемых звёзд Сириус. В окрестностях 20 парсек от Солнечной системы из более 3000 звёзд, около половины — двойные звёзды всех типов[12].

Двойные звёзды

 

Двойная звезда, или двойная  система — две гравитационно-связанные  звезды, обращающиеся по замкнутым  орбитам вокруг общего центра масс. C помощью двойных звёзд существует возможность узнать массы звёзд  и построить различные зависимости. А не зная зависимости масса — радиус, масса — светимость и масса — спектральный класс, практически ничего невозможно сказать ни о внутреннем строении звёзд, ни об их эволюции.

 

Но двойные звёзды не изучались бы столь серьёзно, если бы все их значение сводилось  к информации о массе. Несмотря на многократные попытки поиска одиночных  чёрных дыр, все кандидаты в черные дыры находятся в двойных системах. Звёзды Вольфа — Райе были изучены  именно благодаря двойным звёздам.

Тесные двойные звёзды (ТДС)

 

Среди двойных звезд  выделяют так называемые тесные двойные  системы (ТДС): двойные системы, в  которых происходит обмен веществом  между звездами. Расстояние между  звездами в тесной двойной системе  сравнимо с размерами самих звёзд, поэтому в таких системах возникают  более сложные эффекты, чем просто притяжение: приливное искажение  формы, прогрев излучением более  яркого компаньона и другие эффекты.

Звездные  скопления

Галактики

 

Галактика — это крупное  скопление звёзд (чаще всего 10-50 Кпс в диаметре), межзвездного газа и пыли, тёмной материи.

Основные процессы

Зависимости

 

 Соотношение  размеров планет Солнечной системы  и некоторых хорошо известных  звёзд, включая VY Большого Пса: 

1. Меркурий < Марс < Венера < Земля;
2. Земля < Нептун < Уран < Сатурн < Юпитер;
3. Юпитер < Вольф 359 < Солнце < Сириус;
4. Сириус < Поллукс < Арктур < Альдебаран;
5. Альдебаран < Ригель < Антарес < Бетельгейзе;
6. Бетельгейзе < μ Цефея < VV Цефея A < VY Большого Пса.

 

Массы подавляющего большинства  современных звёзд лежат в  пределах от 0,0767[13] масс Солнца (75 масс Юпитера) до 100—150 масс Солнца, возможно, первые звёзды были ещё более массивными. Температура в недрах звёзд достигает 10—12 млн К.

 

Расстояние

 

Существует множество  способов определить расстояние до звезды. Но наиболее точный и основой для  всех остальных методов является метод измерения параллаксов  звёзд. Первым измерил расстояние до звезды Веги российский астроном Василий  Яковлевич Струве в 1837 году. Определение  параллаксов с поверхности Земли  позволяет измерить расстояния до 100 парсек, а со специальных астрометрических спутников, таких как Hipparcos, — до 1000 пк. Если звезда входит в состав звёздного скопления, то мы не сильно ошибёмся, если примем расстояние до звезды равным расстоянию до скопления. Если звезда принадлежит к классу цефеид, то расстояние можно найти из зависимости период пульсации — абсолютная звёздная величина. В основном, для определения расстояния до далёких звёзд используется фотометрия[14][15].

[править]

Масса

 

Достоверно определить массу звезды можно, только если она  является компонентом двойной звезды. В этом случае массу можно вычислить, используя обобщённый третий закон  Кеплера. Но даже при этом оценка погрешности  составляет от 20 % до 60 % и в значительной степени зависит от погрешности  определения расстояния до звезды. Во всех прочих случаях приходится определять массу по косвенным признакам, например, зависимости светимости и  массы звезды[16].

 

В октябре 2010 года был  предложен ещё один способ измерения  массы звезды: он базируется на наблюдении за прохождением по диску звезды планеты  со спутником. Проанализировав полученные данные и применив законы Кеплера, можно  определить массу и плотность  звезды и планеты, период вращения планеты  и её спутника, их размеры относительно размеров звезды и некоторые другие их характеристики. На настоящий момент (18 октября 2010 г.) метод пока не был  использован на практике[17].

Химический  состав

 

Несмотря на то, что  доля элементов тяжелее гелия  в химическом составе звёзд исчисляется  не более чем несколькими процентами, они играют важную роль в жизни  звезды. Благодаря им ядерные реакции могут замедляться или ускоряться, а это отражается как на яркости звезды, так и на цвете и на продолжительности её жизни. Так, чем больше металличность массивной звезды, тем меньше будет остаток при взрыве сверхновой.

 

Наблюдатель, зная химический состав звезды, может довольно уверенно судить о времени образования  звезды.

 

Химический состав звёзд  очень сильно зависит от типа звёздного  населения и отчасти от массы  — у массивных звёзд в недрах полностью отсутствуют элементы тяжелее гелия (в молодом возрасте этих звёзд), жёлтые и красные карлики  сравнительно богаты тяжёлыми элементами — они помогают зажечься звёздам  при небольшой массе газопылевого облака.[источник не указан 791 день]

Звездная эволюция

 

Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное  облако межзвёздного газа, сжимающееся  под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит  в тепло, и температура газовой  глобулы возрастает. Когда температура  в ядре достигает нескольких миллионов  Кельвинов, начинаются реакции нуклеосинтеза, и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.

 

В этот период структура  звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а внутренние, наоборот, сжимаются. И до поры до времени яркость  звезды тоже понижается. Температура  поверхности снижается — звезда становится красным гигантом. На ветви  гигантов звезда проводит значительно  меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса её изотермического  гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует  термоядерное превращение гелия  в более тяжёлые элементы.

Чёрные  дыры

У звёзд более массивных, чем предшественники нейтронных звёзд, ядра испытывают полный гравитационный коллапс. По мере сжатия такого объекта  сила тяжести на его поверхности  возрастает настолько, что никакие  частицы и даже свет не могут её покинуть, — объект становится невидимым. В его окрестности существенно  изменяются свойства пространства-времени; их может описать только общая  теория относительности. Такие объекты  называют чёрными дырами.

Звездные каталоги и Обозначения  звёзд

 

 Обозначения  звёзд на карте созвездий неба  северного полушария — Дракона  и Малой медведицы. Наиболее  яркие и известные звёзды имеют  собственные имена.

 

В нашей галактике  более 100 млрд звёзд. На фотографиях неба, полученных крупными телескопами, видно такое множество звёзд, что бессмысленно даже пытаться дать им всем имена или хотя бы сосчитать их. Около 0,01 % всех звёзд Галактики занесено в каталоги. Таким образом, подавляющее большинство звёзд, наблюдаемых в крупные телескопы, пока не обозначено и не сосчитано.

 

Самые яркие звёзды у  каждого народа получили свои имена. Многие из ныне употребляющихся, например, Альдебаран, Алголь, Денеб, Ригель и др., имеют арабское происхождение; культура арабов послужила мостом через интеллектуальную пропасть, отделяющую падение Рима от эпохи Возрождения.

 

В прекрасно иллюстрированной Уранометрии (Uranometria, 1603) немецкого астронома И. Байера (1572—1625), где изображены созвездия и связанные с их названиями легендарные фигуры, звёзды были впервые обозначены буквами греческого алфавита приблизительно в порядке убывания их блеска: α — ярчайшая звезда созвездия, β — вторая по блеску, и т. д. Когда не хватало букв греческого алфавита, Байер использовал латинский. Полное обозначение звезды состояло из упомянутой буквы и латинского названия созвездия. Например, Сириус — ярчайшая звезда в созвездии Большого Пса (Canis Major), поэтому его обозначают как α Canis Majoris, или сокращённо α CMa; Алголь — вторая по яркости звезда в Персее обозначается как β Persei, или β Per. Байер, однако, не всегда следовал введённому им правилу, и в байеровских обозначениях есть большое количество исключений.

 

Джон Флемстид (1646—1719), первый Королевский астроном Англии, ввёл систему обозначения звёзд, не связанную с их блеском. В каждом созвездии он обозначил звёзды номерами в порядке увеличения их прямого восхождения, то есть в том порядке, в котором они пересекают меридиан. Так, Арктур, он же α Волопаса (α Bootes), обозначен как 16 Bootes.

 

Некоторые необычные  звёзды иногда называют именами астрономов, впервые описавших их уникальные свойства. Например, звезда Барнарда названа в честь американского астронома Э. Барнарда (1857—1923), а звезда Каптейна — в честь нидерландского астронома Я. Каптейна (1851—1922). На современных картах звёздного неба обычно нанесены древние собственные имена ярких звёзд и греческие буквы в системе обозначений Байера (его латинские буквы используют редко); остальные звёзды обозначают согласно Флемстиду. Но не всегда на картах хватает места для этих обозначений, поэтому обозначения остальных звёзд нужно искать в звёздных каталогах.