РЕФЕРАТ
На тему: "Еволюція зірок"
Зірки
Є велика кількість аргументів, що зірки утворюються шляхом конденсації міжзоряного середовища. Шляхом спостережень вдалося визначити, що зірки виникали в різний час і виникають з цього дня.
Головною проблемою в еволюції зірок є питання про виникнення їх енергії, завдяки якій вони світяться і випромінюють величезну кількість енергії. Раніше висувалося багато теорій, які були покликані виявити джерела енергії зірок. Вважали, що безперервним джерелом зоряної енергії є безперервне стиснення. Це джерело звичайно хороший, але не може підтримувати відповідне випромінювання на протязі довгого часу. У середині XX століття було знайдено відповідь на це питання. Джерелом випромінювання є термоядерні реакції синтезу. У результаті цих реакцій водень перетворюється в гелій, а звільняється енергія проходить крізь надра зірки, трансформується і випромінюється у світовий простір (варто відзначити, що чим більше температура, тим швидше йдуть ці реакції; саме тому гарячі масивні зірки швидше сходять з головної послідовності).
Тепер уявімо виникнення зірки ...
Початок конденсуватися хмара міжзоряного газопилової середовища. З цієї хмари утворюється досить щільний газова куля. Тиск всередині кулі поки не в силах врівноважити сили тяжіння, тому він буде стискатися (можливо в цей час навколо зірки утворюються згустки з меншою масою, які в підсумку перетворюються на планети). При стисненні температура підвищується. Таким чином, зірка поступово сідає на головну послідовність. Потім тиск газу усередині зірки врівноважує тяжіння і протозірка перетворюється на зірку.
Рання стадія еволюції зірки дуже не велика і зірка в цей час занурена в туманність, тому протозірку дуже важко виявити.
Перетворення водню в гелій відбувається тільки в центральних областях зірки. У зовнішніх шарах вміст водню залишається практично незмінним. Так як кількість водню обмежена, рано чи пізно він вигорає. Виділення енергії в центрі зірки припиняється і ядро зірки починає стискатися, а оболонка розбухати. Далі якщо зірка менша 1,2 маси сонця, вона скидає зовнішній шар (освіта планетарної туманності).
Після того, як від зірки відокремлюється оболонка, відкриваються її внутрішні дуже гарячі шари, а оболонка тим часом відходить все далі. Через кілька десятків тисяч років оболонка розпадеться і залишиться тільки дуже гаряча і щільна зоря, поступово остигаючи вона перетвориться на білий карлик. Поступово остигаючи вони перетворюються в невидимі чорні карлики. Чорні карлики - це дуже щільні й холодні зірки, розміром трохи більше за Землю, але мають масу порівнянну з масою сонця. Процес остигання білих карликів триває кілька сотень мільйонів років.
Якщо маса зірки від 1,2 до 2,5 сонячною, то така зірка вибухне. Цей вибух називається спалахом наднової. Спалахнула зірка за кілька секунд збільшує свою світність в сотні мільйонів разів. Такі спалахи відбуваються вкрай рідко. У нашій Галактиці вибух наднової відбувається, приблизно, раз на сто років. Після подібної спалаху залишається туманність, яка має велике радіовипромінювання, а також дуже швидко розлітається, і так звана нейтронна зірка (про це трохи пізніше). Крім величезного радіовипромінювання така туманність буде ще джерелом рентгенівського випромінювання, але це випромінювання поглинається атмосферою землі, тому може спостерігатися лише з космосу.
Існує кілька гіпотез про причини вибухів зірок (наднових), однак загальновизнаної теорії поки немає. Є припущення, що це відбувається через занадто швидкого спаду внутрішніх шарів зірки до центру. Зірка швидко стискається до катастрофічно маленького розміру близько 10 км, а щільність її в такому стані становить 1017 кг/м3, що близько до щільності атомного ядра. Ця зірка складається з нейтронів (при цьому електрони, як би вдавлюються в протони), саме тому вона називається «нейтрон». Її початкова температура близько мільярда кельвінів, але надалі вона буде швидко остигати.
Ця зірка з-за її маленького розміру і швидкого охолодження довгий час вважалася неможливою для спостереження. Але через деякий час були виявлені пульсари. Ці пульсари і виявилися нейтронними зірками. Названі вони так через короткочасного випромінювання радіоімпульсів. Тобто зірка як би «мигає». Це відкриття було зроблено цілком випадково і не так давно, а саме в 1967 році. Ці Періодичні імпульси обумовлені тим, що при дуже швидкому обертанні повз нашого погляду постійно мелькає конус магнітної осі, яка утворює кут з віссю обертання.
Пульсар може бути виявлений лише для нас умовах орієнтування магнітної осі, а це приблизно 5% з їхньої загальної кількості. Частина пульсарів не знаходиться в радіо туманностях, так як туманності порівняно швидко розвіюються. Через сотню тисяч років ці туманності перестають бути видимими, а вік пульсарів обчислюється десятками мільйонів років.
Якщо маса зірки перевищує 2,5 сонячні, то в кінці свого існування вона як би обрушиться в себе і буде роздавлена власною вагою. У лічені секунди вона перетвориться на точку. Це явище отримало назву «гравітаційний колапс», а також цей об'єкт стали називати «чорною дірою».
З усього вище сказаного видно, що фінальна стадія еволюції зірки залежить від її маси, але при цьому необхідно ще враховувати неминучу нею втрату цієї самої маси і обертання.
Види зірочок
У Всесвіті існуємо безліч різних зірок. Великі і маленьке, гарячі і холодні, заряджені і не зарядженими. Спробуємо дати в цій статті класифікацію основних видів зірок.
Однією з класифікацій зірок є спектральна класифікація. Відповідно до цієї класифікації зірки відносять в той чи інший клас згідно з їх спектру. Спектральна класифікація зірок служить багатьом завданням зоряної астрономії та астрофізики. Якісне опис спостережуваного спектру дозволяє оцінити важливі астрофізичні характеристики зірки, такі як ефективна температура її поверхні, світність і, в окремих випадках, особливості хімічного складу.
Деякі зірки не потрапляють не до одного з класів цієї таблиці. Такі зірки називають пекулярними. Їх спектри не вкладаються в температурну послідовність O-B-A-F-G-K-M. Хоча, часто такі зірки представляють собою певні еволюційні стадії цілком нормальних зірок, або представляють зірки, не зовсім характерні для найближчих околиць Сонця (бідні металами зірки, такі як зірки кульових скупчень і гало Галактики). Зокрема до зірок із пекулярними спектрами відносяться зірки з різними особливостями хімічного складу, що проявляється в посиленні або ослабленні спектральних ліній деяких елементів. Види зірочок
Добре розібратися в класифікації зірок дозволяє діаграма Герцшпрунга - Рассела. Вона показує залежність між абсолютною зоряною величиною, світністю, спектральним класом і температурою поверхні зірки. Несподіваним є той факт, що зірки на цій діаграмі розташовуються не випадково, а утворюють добре помітні ділянки. Діаграма запропонована в 1910 незалежно Е. Герцшпрунгом і Г. Расселом. Вона використовується для класифікації зірок і відповідає сучасним уявленням про зоряної еволюції.
Велика частина зірок знаходиться на так званої головної послідовності. Існування головної послідовності пов'язано з тим, що стадія горіння водню складає ~ 90% часу еволюції більшості зірок: вигоряння водню в центральних областях зірки призводить до утворення ізотермічного гелієвого ядра, переходу до стадії червоного гіганта і догляду зірки з головної послідовності. Щодо коротка еволюція червоних гігантів приводить, в залежності від їх маси, до утворення білих карликів, нейтронних зірок або чорних дір.
Перебуваючи на різних стадіях свого еволюційного розвитку зірки поділяються на нормальні зірки, зірки карлики, зірки гіганти. Нормальні зірки, це і є зірки головної послідовності. До таких, наприклад, відноситься наше Сонце. Іноді такі нормальні зірки називаються жовтими карликами.
Зірка можуть спостерігатися червоним гігантом в момент зореутворення і на пізніх стадіях розвитку. На ранній стадії розвитку зірка випромінює за рахунок гравітаційної енергії, що виділяється при стиску, до того моменту поки стиск не буде зупинено почалася термоядерної реакцією. На пізніх стадіях еволюції зірок, після вигорання водню в їх надрах, зірки сходять з головної послідовності й переміщаються в область червоних гігантів і надгігантів діаграми Герцшпрунга - Рассела: цей етап триває ~ 10% від часу «активної» життя зірок, то є етапів їх еволюції , в ході яких в зоряних надрах йдуть реакції нуклеосинтезу.
Зірка гігант має порівняно низьку температура поверхні, близько 5000 градусів. Величезний радіус, що досягає 800 сонячних і за рахунок таких великих розмірів величезну світність. Максимум випромінювання припадає на червону та інфрачервону область спектра, тому їх і називають червоними гігантами.
Зірки карлики є протилежністю гігантів і включають в себе декілька різних підвидів:
* Білий карлик - проеволюціонувати зірки з масою не перевищує 1,4 сонячних маси, позбавлені джерела термоядерної енергії. Діаметр таких зірок може бути в сотні разів менше сонячного, а тому щільність може бути в 1 000 000 разів більше щільності води.
* Червоний карлик - маленька і відносно холодна зірка головної послідовності, що має спектральний клас М або верхній К. Вони досить сильно відрізняються від інших зірок. Діаметр і маса червоних карликів не перевищує третини сонячної (нижня межа маси - 0,08 сонячної, за цим йдуть коричневі карлики).
* Коричневий карлик - субзвездние об'єкти з масами в діапазоні 5-75 мас Юпітера (і діаметром приблизно рівним діаметру Юпітера), в надрах яких, на відміну від зірок головної послідовності, не відбувається реакції термоядерного синтезу c перетворенням водню в гелій.
* Субкорічневие карлики або коричневі субкарлики - холодні формування, за масою лежать нижче межі коричневих карликів. Їх в більшій мірі прийнято вважати планетами.
* Чорний карлик - остиглі і внаслідок цього не випромінюють у видимому діапазоні білі карлики. Являє собою кінцеву стадію еволюції білих карликів. Маси чорних карликів, подібно масам білих карликів, обмежуються зверху 1,4 масами Сонця.
Крім перерахованих, існує ще кілька продуктів еволюції зірок:
* Нейтронна зірка. Зоряні освіти з масами порядку 1,5 сонячних і розмірами, помітно меншими білих карликів, порядку 10-20 км у діаметрі. Щільність таких зірки може досягати 1000 000 000 000 густин води. А магнітне поле в стільки ж разів більше магнітного поля землі. Такі зірки складаються в основному з нейтронів, щільно стиснутих гравітаційними силами. Часто такі зірки представляють собою пульсари.
* Нова зірка. Зірки, світність яких раптово збільшується в 10000 разів. Нова зірка є подвійною системою, що складається з білого карлика і зірки-компаньйона, що знаходиться на головній послідовності. У таких системах газ із зірки поступово перетікає на білий карлик і періодично там вибухає, викликаю спалах світності.
* Супернова зірка це зірка, що закінчують свою еволюцію в катастрофічному вибуховому процесі. Спалах при цьому може бути на кілька порядків більше ніж у разі нової зірки. Настільки потужний вибух є наслідок процесів, що протікають в зірці на останній стадії еволюції.
* Подвійна зірка - це дві гравітаційно пов'язані зірки, які обертаються навколо загального центру мас. Іноді зустрічаються системи з трьох і більше зірок, в такому загальному випадку система називається кратною зіркою. У тих випадках, коли така зоряна система не надто далеко віддалена від Землі, в телескоп вдається розрізнити окремі зірки. Якщо ж відстань значне, то зрозуміти, що перед астрономами подвійна зірка вдається тільки за непрямими ознаками - коливань блиску, що викликається періодичними затемненнями однієї зірки другою і деяким іншим.
Різноманіття зірок у Всесвіті невичерпний, і можливо існують ще зірки або продукти їх еволюції, які не увійшли в цю класифікацію.
Було встановлено, що швидкості обертання зірок закономірно пов'язані з їх спектральним класом. Швидше за все обертаються масивні і гарячі зірки класу О і В, у той час, як карлики класу М майже не обертаються. (Види зірок.) Зауважу, що десь поблизу класу F5 швидкість обертання дуже різко зменшується.
Що ж так впливає на втрату моменту кількості руху у більш холодних зірок? Розглянемо приклад. Сонце ставитися до класу G2, має швидкість обертання 2 км / с і систему з 8 планет. Що буде з Сонцем, якщо всі його планети з ним зіллються? Момент кількості руху всіх тіл повинен буде зберегтися, а маса всіх планет дуже мала в порівнянні з Сонцем. Воно стало б обертатися в 50 разів швидше, ніж зараз. Отже, екваторіальна швидкість обертання Сонця стала б майже 100 км / с. Але це вже нормальна швидкість обертання масивних зірок. Можна зробити висновок, що більша частина швидкості обертання Сонця була колись передана планет. Можна припустити що у більшості повільно обертових зірок є планети. Передача руху від зірки до планет може здійснюватися за рахунок магнітного поля цієї самої зірки
У міру стиснення туманність (протозірка) буде обертатися навколо своєї осі все швидше і швидше. Настає стан нестійкості, і частина речовини відокремлюється від протозірки утворюючи екваторіальний диск. Однак, силові лінії протозірки проходять через цей диск.
При наявності такого зв'язку, через натягу силових ліній, обертання зірки буде гальмуватися, а диск все далі буде відходити і поступово розмажеться, і частина його речовини перетвориться в планети несучи з собою частину моменту. У більш гарячих зірок такий процес не відбувається через те, що маса відокремилася від зірки диска не дуже велика і він не так гальмує обертання.
У 1962 році астрофізик Шацман звернув увагу на те, що зірка може втрачати свій момент і без утворення планет. За рахунок виділення величезної кількості заряджених частинок (корпускул).
Характеристики зірочок
Завдяки роботі астрономів різних країн, за останні десятиліття ми багато дізналися про розвиток зірок і їх еволюції. Всі дані отримані завдяки спостереженню безлічі зірок, що знаходяться на різних етапах еволюції.
Основними властивостями зірок є:
* Маса,
* Світність (повна кількість енергії випромінюється зіркою в одиницю часу L),
* Радіус,
* Температура поверхні.
Якщо температура поверхні 3 - 4 тис. К, то її колір червонуватий, 6 - 7 тис. К - жовтий, 10 - 12 тис. К - білий і блакитний. Послідовність спектрів зірок, які утворюються при безперервному зміну їх поверхневих шарів, позначається наступними літерами: O, B, A, F, G, K, M (від гарячих до холодних). Кожен з цих класів підрозділяється ще на 10 підкласів (приклад B1, B2, B3 ...). Світність зірок (L) частіше виражається в одиницях світності Сонця (4x ерг / с). За світності зірки розрізняються в дуже широких межах. Більшість зірок становлять «карлики», їх світність незначна іноді навіть у порівнянні із Сонцем. Характеристикою світності є «абсолютна величина» зірки. Є ще поняття «видима зоряна величина», яка залежить від світності зірки, кольору і відстані до неї. У більшості випадків використовують «абсолютну величину», щоб реально оцінити розміри зірок, незалежно як далеко вони перебувають. Щоб дізнатися справжню величину, просто потрібно зірки віднести на якийсь умовне відстань (допустимо на 10ПК). Зірки високої світності мають негативні значення. На приклад видима величина сонця -26,8. На відстані в 10ПК ця величина буде вже +5 (найслабші зірки видимі неозброєним оком мають величину +6).
Ще зірки поділяються за масою, але в більш вузьких межах на відміну від світності (яка може відрізнятися і в 1000 разів). Дуже мало зірок мають масу в 10 разів більше, або менше Сонячної.
Радіус зірок може дуже сильно відрізнятися, а також мінятися ... З появою можливості проводити спектральний аналіз, з'явилися відомості про хімічний склад зірки. За хімічним складом зірки представляють собою водневі і гелієві плазми, інших елементів набагато менше. На 10 тис. атомів водню припадає 1000 атомів гелію, 5 атомів кисню, 2 атоми азоту, 1 вуглецю і 0,5 заліза. Інших елементів ще менше ....
Між всіма цими характеристиками існує зв'язок. Цей зв'язок відображена на діаграмі Герцшпрунга - Рассела (Спектр - Світність):
З цієї діаграми видно, що зірки створюють певну послідовність. Смуга що йде з лівого верхнього кута в правий нижній називається «головна послідовність» У верхньому правому куті знаходяться холодні, але в той же час величезні зірки звані червоними гігантами. У лівому нижньому куті «білі карлики». Дуже гарячі зірки, але і дуже маленькі. Сонце має спектральний клас G2.
Робилися спроби побудувати теоретичну еволюцію зірок уздовж головної послідовності на основі уявлень про втрати мас цими зірками, але ці спроби виявилися невдалими.
Час перебування зірок на головній послідовності залежить від їх початкової маси. Чим більше випромінювання і маса зірки, тим швидше вона витратить свій водень.
Останні новини про зірок
Група астрономів з Франції, США, Австралії та Великобританії провела спостереження червоного гіганта χ Лебедя, розташованого на відстані близько 550 світлових років від Землі.
Червоними гігантами називають зірки невисокою маси і великої світності, які вступили у завершальну стадію еволюції; за розрахунками фахівців, наше Сонце перейде в цю категорію небесних тіл через п'ять мільярдів років. χ Лебедя відноситься до одного з підтипів червоних гігантів - міріди, пульсуючим змінним зіркам з низькою температурою і величезним радіусом випромінюючої поверхні (фотосфери). Період пульсації χ Лебедя становить 408 днів.
Міріди залишаються маловивченими об'єктами, оскільки вони оточені щільною пилової оболонкою і знаходяться на значній відстані від Землі. Для того щоб отримати знімки потрібної якості, авторам довелося проводити спостереження в ІК-діапазоні по інтерферометричної методикою і використовувати масив телескопів IOTA, розташований в Арізоні. «Дозвіл зображень, переданих IOTA, приблизно в 15 разів перевищує дозвіл фотографій, зроблених космічним телескопом" Хаббл "», - розповідає учасник дослідження Марк Лакасс (Marc Lacasse) з Гарвард-Смітсонівського центру астрофізики (США).
Обробивши зібрані дані, астрономи визначили діапазон зміни параметрів χ Лебедя. Як виявилося, мінімальний діаметр фотосфери зірки становить 483 млн, а максимальний - 772 млн км; у своєму «розширеному» стані зірка, таким чином, могла б поглинути навіть головний пояс астероїдів Сонячної системи. Ученим також вдалося оцінити масу χ Лебедя: на їхню думку, вона становить 2,1 сонячної.
На тему: "Еволюція зірок"
Зірки
Є велика кількість аргументів, що зірки утворюються шляхом конденсації міжзоряного середовища. Шляхом спостережень вдалося визначити, що зірки виникали в різний час і виникають з цього дня.
Головною проблемою в еволюції зірок є питання про виникнення їх енергії, завдяки якій вони світяться і випромінюють величезну кількість енергії. Раніше висувалося багато теорій, які були покликані виявити джерела енергії зірок. Вважали, що безперервним джерелом зоряної енергії є безперервне стиснення. Це джерело звичайно хороший, але не може підтримувати відповідне випромінювання на протязі довгого часу. У середині XX століття було знайдено відповідь на це питання. Джерелом випромінювання є термоядерні реакції синтезу. У результаті цих реакцій водень перетворюється в гелій, а звільняється енергія проходить крізь надра зірки, трансформується і випромінюється у світовий простір (варто відзначити, що чим більше температура, тим швидше йдуть ці реакції; саме тому гарячі масивні зірки швидше сходять з головної послідовності).
Тепер уявімо виникнення зірки ...
Початок конденсуватися хмара міжзоряного газопилової середовища. З цієї хмари утворюється досить щільний газова куля. Тиск всередині кулі поки не в силах врівноважити сили тяжіння, тому він буде стискатися (можливо в цей час навколо зірки утворюються згустки з меншою масою, які в підсумку перетворюються на планети). При стисненні температура підвищується. Таким чином, зірка поступово сідає на головну послідовність. Потім тиск газу усередині зірки врівноважує тяжіння і протозірка перетворюється на зірку.
Рання стадія еволюції зірки дуже не велика і зірка в цей час занурена в туманність, тому протозірку дуже важко виявити.
Перетворення водню в гелій відбувається тільки в центральних областях зірки. У зовнішніх шарах вміст водню залишається практично незмінним. Так як кількість водню обмежена, рано чи пізно він вигорає. Виділення енергії в центрі зірки припиняється і ядро зірки починає стискатися, а оболонка розбухати. Далі якщо зірка менша 1,2 маси сонця, вона скидає зовнішній шар (освіта планетарної туманності).
Після того, як від зірки відокремлюється оболонка, відкриваються її внутрішні дуже гарячі шари, а оболонка тим часом відходить все далі. Через кілька десятків тисяч років оболонка розпадеться і залишиться тільки дуже гаряча і щільна зоря, поступово остигаючи вона перетвориться на білий карлик. Поступово остигаючи вони перетворюються в невидимі чорні карлики. Чорні карлики - це дуже щільні й холодні зірки, розміром трохи більше за Землю, але мають масу порівнянну з масою сонця. Процес остигання білих карликів триває кілька сотень мільйонів років.
Якщо маса зірки від 1,2 до 2,5 сонячною, то така зірка вибухне. Цей вибух називається спалахом наднової. Спалахнула зірка за кілька секунд збільшує свою світність в сотні мільйонів разів. Такі спалахи відбуваються вкрай рідко. У нашій Галактиці вибух наднової відбувається, приблизно, раз на сто років. Після подібної спалаху залишається туманність, яка має велике радіовипромінювання, а також дуже швидко розлітається, і так звана нейтронна зірка (про це трохи пізніше). Крім величезного радіовипромінювання така туманність буде ще джерелом рентгенівського випромінювання, але це випромінювання поглинається атмосферою землі, тому може спостерігатися лише з космосу.
Існує кілька гіпотез про причини вибухів зірок (наднових), однак загальновизнаної теорії поки немає. Є припущення, що це відбувається через занадто швидкого спаду внутрішніх шарів зірки до центру. Зірка швидко стискається до катастрофічно маленького розміру близько 10 км, а щільність її в такому стані становить 1017 кг/м3, що близько до щільності атомного ядра. Ця зірка складається з нейтронів (при цьому електрони, як би вдавлюються в протони), саме тому вона називається «нейтрон». Її початкова температура близько мільярда кельвінів, але надалі вона буде швидко остигати.
Ця зірка з-за її маленького розміру і швидкого охолодження довгий час вважалася неможливою для спостереження. Але через деякий час були виявлені пульсари. Ці пульсари і виявилися нейтронними зірками. Названі вони так через короткочасного випромінювання радіоімпульсів. Тобто зірка як би «мигає». Це відкриття було зроблено цілком випадково і не так давно, а саме в 1967 році. Ці Періодичні імпульси обумовлені тим, що при дуже швидкому обертанні повз нашого погляду постійно мелькає конус магнітної осі, яка утворює кут з віссю обертання.
Пульсар може бути виявлений лише для нас умовах орієнтування магнітної осі, а це приблизно 5% з їхньої загальної кількості. Частина пульсарів не знаходиться в радіо туманностях, так як туманності порівняно швидко розвіюються. Через сотню тисяч років ці туманності перестають бути видимими, а вік пульсарів обчислюється десятками мільйонів років.
Якщо маса зірки перевищує 2,5 сонячні, то в кінці свого існування вона як би обрушиться в себе і буде роздавлена власною вагою. У лічені секунди вона перетвориться на точку. Це явище отримало назву «гравітаційний колапс», а також цей об'єкт стали називати «чорною дірою».
З усього вище сказаного видно, що фінальна стадія еволюції зірки залежить від її маси, але при цьому необхідно ще враховувати неминучу нею втрату цієї самої маси і обертання.
Види зірочок
У Всесвіті існуємо безліч різних зірок. Великі і маленьке, гарячі і холодні, заряджені і не зарядженими. Спробуємо дати в цій статті класифікацію основних видів зірок.
Однією з класифікацій зірок є спектральна класифікація. Відповідно до цієї класифікації зірки відносять в той чи інший клас згідно з їх спектру. Спектральна класифікація зірок служить багатьом завданням зоряної астрономії та астрофізики. Якісне опис спостережуваного спектру дозволяє оцінити важливі астрофізичні характеристики зірки, такі як ефективна температура її поверхні, світність і, в окремих випадках, особливості хімічного складу.
Деякі зірки не потрапляють не до одного з класів цієї таблиці. Такі зірки називають пекулярними. Їх спектри не вкладаються в температурну послідовність O-B-A-F-G-K-M. Хоча, часто такі зірки представляють собою певні еволюційні стадії цілком нормальних зірок, або представляють зірки, не зовсім характерні для найближчих околиць Сонця (бідні металами зірки, такі як зірки кульових скупчень і гало Галактики). Зокрема до зірок із пекулярними спектрами відносяться зірки з різними особливостями хімічного складу, що проявляється в посиленні або ослабленні спектральних ліній деяких елементів. Види зірочок
Добре розібратися в класифікації зірок дозволяє діаграма Герцшпрунга - Рассела. Вона показує залежність між абсолютною зоряною величиною, світністю, спектральним класом і температурою поверхні зірки. Несподіваним є той факт, що зірки на цій діаграмі розташовуються не випадково, а утворюють добре помітні ділянки. Діаграма запропонована в 1910 незалежно Е. Герцшпрунгом і Г. Расселом. Вона використовується для класифікації зірок і відповідає сучасним уявленням про зоряної еволюції.
Велика частина зірок знаходиться на так званої головної послідовності. Існування головної послідовності пов'язано з тим, що стадія горіння водню складає ~ 90% часу еволюції більшості зірок: вигоряння водню в центральних областях зірки призводить до утворення ізотермічного гелієвого ядра, переходу до стадії червоного гіганта і догляду зірки з головної послідовності. Щодо коротка еволюція червоних гігантів приводить, в залежності від їх маси, до утворення білих карликів, нейтронних зірок або чорних дір.
Перебуваючи на різних стадіях свого еволюційного розвитку зірки поділяються на нормальні зірки, зірки карлики, зірки гіганти. Нормальні зірки, це і є зірки головної послідовності. До таких, наприклад, відноситься наше Сонце. Іноді такі нормальні зірки називаються жовтими карликами.
Зірка можуть спостерігатися червоним гігантом в момент зореутворення і на пізніх стадіях розвитку. На ранній стадії розвитку зірка випромінює за рахунок гравітаційної енергії, що виділяється при стиску, до того моменту поки стиск не буде зупинено почалася термоядерної реакцією. На пізніх стадіях еволюції зірок, після вигорання водню в їх надрах, зірки сходять з головної послідовності й переміщаються в область червоних гігантів і надгігантів діаграми Герцшпрунга - Рассела: цей етап триває ~ 10% від часу «активної» життя зірок, то є етапів їх еволюції , в ході яких в зоряних надрах йдуть реакції нуклеосинтезу.
Зірка гігант має порівняно низьку температура поверхні, близько 5000 градусів. Величезний радіус, що досягає 800 сонячних і за рахунок таких великих розмірів величезну світність. Максимум випромінювання припадає на червону та інфрачервону область спектра, тому їх і називають червоними гігантами.
Зірки карлики є протилежністю гігантів і включають в себе декілька різних підвидів:
* Білий карлик - проеволюціонувати зірки з масою не перевищує 1,4 сонячних маси, позбавлені джерела термоядерної енергії. Діаметр таких зірок може бути в сотні разів менше сонячного, а тому щільність може бути в 1 000 000 разів більше щільності води.
* Червоний карлик - маленька і відносно холодна зірка головної послідовності, що має спектральний клас М або верхній К. Вони досить сильно відрізняються від інших зірок. Діаметр і маса червоних карликів не перевищує третини сонячної (нижня межа маси - 0,08 сонячної, за цим йдуть коричневі карлики).
* Коричневий карлик - субзвездние об'єкти з масами в діапазоні 5-75 мас Юпітера (і діаметром приблизно рівним діаметру Юпітера), в надрах яких, на відміну від зірок головної послідовності, не відбувається реакції термоядерного синтезу c перетворенням водню в гелій.
* Субкорічневие карлики або коричневі субкарлики - холодні формування, за масою лежать нижче межі коричневих карликів. Їх в більшій мірі прийнято вважати планетами.
* Чорний карлик - остиглі і внаслідок цього не випромінюють у видимому діапазоні білі карлики. Являє собою кінцеву стадію еволюції білих карликів. Маси чорних карликів, подібно масам білих карликів, обмежуються зверху 1,4 масами Сонця.
Крім перерахованих, існує ще кілька продуктів еволюції зірок:
* Нейтронна зірка. Зоряні освіти з масами порядку 1,5 сонячних і розмірами, помітно меншими білих карликів, порядку 10-20 км у діаметрі. Щільність таких зірки може досягати 1000 000 000 000 густин води. А магнітне поле в стільки ж разів більше магнітного поля землі. Такі зірки складаються в основному з нейтронів, щільно стиснутих гравітаційними силами. Часто такі зірки представляють собою пульсари.
* Нова зірка. Зірки, світність яких раптово збільшується в 10000 разів. Нова зірка є подвійною системою, що складається з білого карлика і зірки-компаньйона, що знаходиться на головній послідовності. У таких системах газ із зірки поступово перетікає на білий карлик і періодично там вибухає, викликаю спалах світності.
* Супернова зірка це зірка, що закінчують свою еволюцію в катастрофічному вибуховому процесі. Спалах при цьому може бути на кілька порядків більше ніж у разі нової зірки. Настільки потужний вибух є наслідок процесів, що протікають в зірці на останній стадії еволюції.
* Подвійна зірка - це дві гравітаційно пов'язані зірки, які обертаються навколо загального центру мас. Іноді зустрічаються системи з трьох і більше зірок, в такому загальному випадку система називається кратною зіркою. У тих випадках, коли така зоряна система не надто далеко віддалена від Землі, в телескоп вдається розрізнити окремі зірки. Якщо ж відстань значне, то зрозуміти, що перед астрономами подвійна зірка вдається тільки за непрямими ознаками - коливань блиску, що викликається періодичними затемненнями однієї зірки другою і деяким іншим.
Різноманіття зірок у Всесвіті невичерпний, і можливо існують ще зірки або продукти їх еволюції, які не увійшли в цю класифікацію.
Обертання зірок
Зірки обертаються з різними швидкостями (від 2 до 500 км / с). Їх швидкість обертання залежить від багатьох факторів. Обертання зірки можна визначити по чіткості ліній спектру деяких елементів зірки. Екваторіальна швидкість обертання Сонця 2 км / с, хоча багато зірок перевершують її в 200 разів.Було встановлено, що швидкості обертання зірок закономірно пов'язані з їх спектральним класом. Швидше за все обертаються масивні і гарячі зірки класу О і В, у той час, як карлики класу М майже не обертаються. (Види зірок.) Зауважу, що десь поблизу класу F5 швидкість обертання дуже різко зменшується.
Що ж так впливає на втрату моменту кількості руху у більш холодних зірок? Розглянемо приклад. Сонце ставитися до класу G2, має швидкість обертання 2 км / с і систему з 8 планет. Що буде з Сонцем, якщо всі його планети з ним зіллються? Момент кількості руху всіх тіл повинен буде зберегтися, а маса всіх планет дуже мала в порівнянні з Сонцем. Воно стало б обертатися в 50 разів швидше, ніж зараз. Отже, екваторіальна швидкість обертання Сонця стала б майже 100 км / с. Але це вже нормальна швидкість обертання масивних зірок. Можна зробити висновок, що більша частина швидкості обертання Сонця була колись передана планет. Можна припустити що у більшості повільно обертових зірок є планети. Передача руху від зірки до планет може здійснюватися за рахунок магнітного поля цієї самої зірки
У міру стиснення туманність (протозірка) буде обертатися навколо своєї осі все швидше і швидше. Настає стан нестійкості, і частина речовини відокремлюється від протозірки утворюючи екваторіальний диск. Однак, силові лінії протозірки проходять через цей диск.
При наявності такого зв'язку, через натягу силових ліній, обертання зірки буде гальмуватися, а диск все далі буде відходити і поступово розмажеться, і частина його речовини перетвориться в планети несучи з собою частину моменту. У більш гарячих зірок такий процес не відбувається через те, що маса відокремилася від зірки диска не дуже велика і він не так гальмує обертання.
У 1962 році астрофізик Шацман звернув увагу на те, що зірка може втрачати свій момент і без утворення планет. За рахунок виділення величезної кількості заряджених частинок (корпускул).
Характеристики зірочок
Завдяки роботі астрономів різних країн, за останні десятиліття ми багато дізналися про розвиток зірок і їх еволюції. Всі дані отримані завдяки спостереженню безлічі зірок, що знаходяться на різних етапах еволюції.
Основними властивостями зірок є:
* Маса,
* Світність (повна кількість енергії випромінюється зіркою в одиницю часу L),
* Радіус,
* Температура поверхні.
Якщо температура поверхні 3 - 4 тис. К, то її колір червонуватий, 6 - 7 тис. К - жовтий, 10 - 12 тис. К - білий і блакитний. Послідовність спектрів зірок, які утворюються при безперервному зміну їх поверхневих шарів, позначається наступними літерами: O, B, A, F, G, K, M (від гарячих до холодних). Кожен з цих класів підрозділяється ще на 10 підкласів (приклад B1, B2, B3 ...). Світність зірок (L) частіше виражається в одиницях світності Сонця (4x ерг / с). За світності зірки розрізняються в дуже широких межах. Більшість зірок становлять «карлики», їх світність незначна іноді навіть у порівнянні із Сонцем. Характеристикою світності є «абсолютна величина» зірки. Є ще поняття «видима зоряна величина», яка залежить від світності зірки, кольору і відстані до неї. У більшості випадків використовують «абсолютну величину», щоб реально оцінити розміри зірок, незалежно як далеко вони перебувають. Щоб дізнатися справжню величину, просто потрібно зірки віднести на якийсь умовне відстань (допустимо на 10ПК). Зірки високої світності мають негативні значення. На приклад видима величина сонця -26,8. На відстані в 10ПК ця величина буде вже +5 (найслабші зірки видимі неозброєним оком мають величину +6).
Ще зірки поділяються за масою, але в більш вузьких межах на відміну від світності (яка може відрізнятися і в 1000 разів). Дуже мало зірок мають масу в 10 разів більше, або менше Сонячної.
Радіус зірок може дуже сильно відрізнятися, а також мінятися ... З появою можливості проводити спектральний аналіз, з'явилися відомості про хімічний склад зірки. За хімічним складом зірки представляють собою водневі і гелієві плазми, інших елементів набагато менше. На 10 тис. атомів водню припадає 1000 атомів гелію, 5 атомів кисню, 2 атоми азоту, 1 вуглецю і 0,5 заліза. Інших елементів ще менше ....
Між всіма цими характеристиками існує зв'язок. Цей зв'язок відображена на діаграмі Герцшпрунга - Рассела (Спектр - Світність):
З цієї діаграми видно, що зірки створюють певну послідовність. Смуга що йде з лівого верхнього кута в правий нижній називається «головна послідовність» У верхньому правому куті знаходяться холодні, але в той же час величезні зірки звані червоними гігантами. У лівому нижньому куті «білі карлики». Дуже гарячі зірки, але і дуже маленькі. Сонце має спектральний клас G2.
Робилися спроби побудувати теоретичну еволюцію зірок уздовж головної послідовності на основі уявлень про втрати мас цими зірками, але ці спроби виявилися невдалими.
Час перебування зірок на головній послідовності залежить від їх початкової маси. Чим більше випромінювання і маса зірки, тим швидше вона витратить свій водень.
Останні новини про зірок
Отримано зображення зірки сонячного типу на кінцевому етапі її еволюції
16 грудня 2009, 02:52Група астрономів з Франції, США, Австралії та Великобританії провела спостереження червоного гіганта χ Лебедя, розташованого на відстані близько 550 світлових років від Землі.
Червоними гігантами називають зірки невисокою маси і великої світності, які вступили у завершальну стадію еволюції; за розрахунками фахівців, наше Сонце перейде в цю категорію небесних тіл через п'ять мільярдів років. χ Лебедя відноситься до одного з підтипів червоних гігантів - міріди, пульсуючим змінним зіркам з низькою температурою і величезним радіусом випромінюючої поверхні (фотосфери). Період пульсації χ Лебедя становить 408 днів.
Міріди залишаються маловивченими об'єктами, оскільки вони оточені щільною пилової оболонкою і знаходяться на значній відстані від Землі. Для того щоб отримати знімки потрібної якості, авторам довелося проводити спостереження в ІК-діапазоні по інтерферометричної методикою і використовувати масив телескопів IOTA, розташований в Арізоні. «Дозвіл зображень, переданих IOTA, приблизно в 15 разів перевищує дозвіл фотографій, зроблених космічним телескопом" Хаббл "», - розповідає учасник дослідження Марк Лакасс (Marc Lacasse) з Гарвард-Смітсонівського центру астрофізики (США).
Обробивши зібрані дані, астрономи визначили діапазон зміни параметрів χ Лебедя. Як виявилося, мінімальний діаметр фотосфери зірки становить 483 млн, а максимальний - 772 млн км; у своєму «розширеному» стані зірка, таким чином, могла б поглинути навіть головний пояс астероїдів Сонячної системи. Ученим також вдалося оцінити масу χ Лебедя: на їхню думку, вона становить 2,1 сонячної.