Звезда

Изображение Солнца , звезды главной последовательности G-типа , ближайшей к Земле в ложных цветах

Созвездие Льва, видимое невооруженным глазом. Добавлены строки.

Звезда представляет собой астрономический объект , состоящий из светящегося сфероида из плазмы скрепляется собственной тяжесть . Ближайшая звезда к Земле является Солнце . Многие другие звезды видны невооруженным глазом ночью , но из-за огромного расстояния от Земли они кажутся неподвижными точками света на небе. Самые известные звезды сгруппированы в созвездия и астеризмы , а многие из самых ярких звезд имеют собственные имена. Астрономы собрали звездные каталогикоторые идентифицируют известные звезды и предоставляют стандартизированные звездные обозначения . Наблюдаемая Вселенная содержит , по оценкам ,10 ²² к10 ²⁴ звезды, но большинство из них невидимы невооруженным глазом с Земли, включая все отдельные звезды за пределами нашей галактики , Млечного Пути .

Жизнь звезды начинается с гравитационного коллапса газовой туманности, состоящей в основном из водорода, гелия и следовых количеств более тяжелых элементов. Общая масса звезды является основным фактором, определяющим его эволюцию и в конечном итоге судьбу. Для большей части своей активной жизни , звезда светит за счет термоядерного синтеза из водорода в гелий в его ядре, высвобождая энергию , которая пересекает звезды интерьера , а затем излучает в космическое пространство . В конце жизни звезды ее ядро ​​становится звездным остатком :белый карлик , нейтронная звезда или, если она достаточно массивная, черная дыра .

Почти все встречающиеся в природе элементы тяжелее гелия создаются звездным нуклеосинтезом в звездах или их остатках. Химически обогащенный материал возвращается в межзвездную среду в результате потери звездной массы или взрыва сверхновой, а затем перерабатывается в новые звезды. Астрономы могут определять звездные свойства, включая массу, возраст, металличность (химический состав), изменчивость , расстояние и движение в пространстве , проводя наблюдения за видимой яркостью , спектром звезды и изменениями ее положения на небе. через некоторое время.

Звезды могут образовывать орбитальные системы с другими астрономическими объектами, как в случае планетных систем и звездных систем с двумя или более звездами. Когда две такие звезды имеют относительно близкую орбиту, их гравитационное взаимодействие может оказать значительное влияние на их эволюцию. Звезды могут составлять часть гораздо более крупной гравитационно связанной структуры, такой как звездное скопление или галактика.

История наблюдений

Исторически звезды были важны для цивилизаций по всему миру. Они были частью религиозных обрядов, использовались для навигации по небесам и ориентации, чтобы отмечать смену времен года и определять календари.

Ранние астрономы признали разницу между « неподвижными звездами », положение которых на небесной сфере не меняется, и «блуждающими звездами» ( планетами ), которые заметно перемещаются относительно неподвижных звезд в течение нескольких дней или недель. ^[3] Многие древние астрономы считали, что звезды постоянно прикреплены к небесной сфере и неизменны. По соглашению астрономы сгруппировали известные звезды в астеризмы и созвездия и использовали их для отслеживания движения планет и предполагаемого положения Солнца. ^[1] Движение Солнца на фоне звезд (и горизонта) использовалось для создания календарей., которые можно использовать для регулирования методов ведения сельского хозяйства. ^[4] григорианский календарь , в настоящее время используется почти везде в мире, это солнечный календарь , основанный на угле оси вращения Земли относительно ее местной звезды, Солнце

Самая старая точно датированная карта звездного неба была создана древнеегипетской астрономией в 1534 году до нашей эры. ^[5] В ранние известные звездные каталоги были собраны древними вавилонскими астрономами из Месопотамии в конце 2 - го тысячелетия до н.э., во время касситов периода (ок. 1531-1155 до н.э.). ^[6]

Первый звездный каталог в греческой астрономии был создан Аристиллом примерно в 300 г. до н.э. с помощью Тимохариса . ^[7] Звездный каталог Гиппарха (2 век до н.э.) включал 1020 звезд и использовался для составления звездного каталога Птолемея . ^[8] Гиппарх известен за открытие первого записанного Нова (новая звезда). ^[9] Многие из названий созвездий и звезд, которые используются сегодня, взяты из греческой астрономии.

Несмотря на очевидную неизменность небес, китайские астрономы знали, что могут появиться новые звезды. ^[10] В 185 году нашей эры они первыми наблюдали и писали о сверхновой , которая сейчас известна как SN 185 . ^[11] Самым ярким звездным событием в зарегистрированной истории была сверхновая SN 1006 , которая наблюдалась в 1006 году и о которой писали египетский астроном Али ибн Ридван и несколько китайских астрономов. ^[12] SN 1054 сверхновой, которая родила Крабовидной туманности , также наблюдалось китайцами и исламских астрономов. ^{[13] [14] [15]}

Средневековые исламские астрономы дали арабские имена многим звездам , которые все еще используются сегодня, и изобрели множество астрономических инструментов, которые могли вычислять положение звезд. Они построили первые крупные исследовательские институты обсерваторий , в основном с целью создания звездных каталогов Зидж . ^[16] Среди них Книга неподвижных звезд (964) была написана персидским астрономом Абд ар-Рахманом ас-Суфи , который наблюдал ряд звезд, звездных скоплений (включая Омикрон Велорум и скопления Брокки ) и галактик.(включая Галактику Андромеды ). ^[17] Согласно А. Захуру, в XI веке персидский ученый- эрудит Абу Райхан Бируни описал галактику Млечный Путь как множество фрагментов, обладающих свойствами туманных звезд, а также дал широты различных звезд во время лунного затмения. в 1019 г. ^[18]

По Хосеп Пуч Андалузский астроном Ибн Bajjah предложил Млечный Путь состоит из множества звезд , которые почти касались друг друга и , казалось, непрерывным образом из - за эффекта преломления от подлунном материала, ссылаясь на свое наблюдение совместно с Юпитер и Марс в 500 г. хиджры (1106/1107 г. н.э.) в качестве доказательства. ^[19] Ранние европейские астрономы, такие как Тихо Браге, идентифицировали новые звезды в ночном небе (позже названные новыми ), предполагая, что небеса не были неизменными. В 1584 году Джордано Бруно предположил, что звезды похожи на Солнце и, возможно, имеютдругие планеты , возможно , даже похожие на Землю, на орбите вокруг них, ^[20] идея , которая была предложена ранее древних греческих философов , Демокрит и Эпикур , ^[21] и средневековых исламских космологов ^[22] , такие как Фахр аль- Дин ар-Рази . ^[23] К следующему столетию идея о том, что звезды - это то же самое, что Солнце, достигла консенсуса среди астрономов. Чтобы объяснить, почему эти звезды не оказывают чистого гравитационного притяжения на Солнечную систему, Исаак Ньютон предположил, что звезды были равномерно распределены во всех направлениях, идея, предложенная теологом.Ричард Бентли . ^[24]

Итальянский астроном Джеминиано Монтанари записал изменения светимости звезды Алгол в 1667 году. Эдмон Галлей опубликовал первые измерения собственного движения пары близлежащих «неподвижных» звезд, демонстрируя, что они изменили свое положение со времен древнегреческих астрономы Птолемей и Гиппарх. ^[20]

Уильям Гершель был первым астрономом, который попытался определить распределение звезд на небе. В 1780-х годах он установил серию датчиков в 600 направлениях и подсчитал звезды, наблюдаемые на каждом луче зрения. Из этого он сделал вывод, что количество звезд неуклонно увеличивалось по направлению к одной стороне неба, в направлении ядра Млечного Пути . Его сын Джон Гершель повторил это исследование в южном полушарии и обнаружил соответствующее увеличение в том же направлении. ^[25] В дополнение к другим своим достижениям, Уильям Гершель также известен своим открытием, что некоторые звезды не просто лежат на одном луче зрения, но также являются физическими спутниками, которые образуют двойные звездные системы. ^[26]

Наука звездной спектроскопии была основана Йозефом фон Фраунгофер и Анджело Секки . Сравнивая спектры звезд, таких как Сириус, и Солнца, они обнаружили различия в силе и количестве их линий поглощения - темных линий в звездных спектрах, вызванных поглощением атмосферой определенных частот. В 1865 году Секки начал классифицировать звезды по спектральным классам . ^[27] Однако современная версия схемы классификации звезд была разработана Энни Дж. Кэннон в начале 1900-х годов. ^[28]

Первое прямое измерение расстояния до звезды ( 61 Лебедя на расстоянии 11,4 светового года ) было сделано в 1838 году Фридрихом Бесселем с использованием метода параллакса . Измерения параллакса продемонстрировали огромное разделение звезд на небе. ^[20] Наблюдение за двойными звездами приобрело все большее значение в 19 веке. В 1834 году Фридрих Бессель заметил изменения в собственном движении звезды Сириус и сделал вывод о скрытом спутнике. Эдвард Пикеринг открыл первую спектроскопическую двойную систему в 1899 году, когда он наблюдал периодическое расщепление спектральных линий звезды Мицар.в 104-дневный период. Подробные наблюдения многих двойных звездных систем были собраны такими астрономами, как Фридрих Георг Вильгельм фон Струве и С.В. Бернем , что позволило определить массы звезд путем вычисления элементов орбиты . Первое решение проблемы определения орбиты двойных звезд на основе наблюдений с помощью телескопа было сделано Феликсом Савари в 1827 году. ^[29] В двадцатом веке научные исследования звезд прогрессировали все быстрее. Фотография стала ценным астрономическим инструментом. Карл Шварцшильд обнаружил, что цвет звезды и, следовательно, ее температура могут быть определены путем сравнения визуальной величины.против фотографической величины . Разработка фотоэлектрического фотометра позволила точно измерить величину в нескольких интервалах длин волн. В 1921 году Альберт А. Майкельсон провел первые измерения диаметра звезды с помощью интерферометра на телескопе Хукера в обсерватории Маунт-Вилсон . ^[30]

Важная теоретическая работа по физическому строению звезд была проведена в первые десятилетия двадцатого века. В 1913 году была разработана диаграмма Герцшпрунга-Рассела , положившая начало астрофизическим исследованиям звезд. Были разработаны успешные модели , объясняющие внутреннее строение звезд и звездную эволюцию. Сесилия Пейн-Гапошкин впервые предположила, что звезды состоят в основном из водорода и гелия в своей докторской диссертации 1925 года. ^[31] Спектры звезд были дополнительно изучены благодаря достижениям в квантовой физике . Это позволило определить химический состав звездной атмосферы. ^[32]

За исключением редких случаев , таких как сверхновые и сверхновых самозванцев , отдельные звезды в основном наблюдались в Местной группе , ^[33] и особенно в видимой части Млечного Пути (по результатам детальных звездных каталогов , доступных для нашей Галактики) и его спутники. ^[34] отдельные звезды , такие как цефеиды переменные наблюдались в M87 ^[35] и М100 галактик Дева кластера , ^[36] , а также светящихся звезд в некоторых других относительно близких галактик. ^[37] С помощью гравитационного линзирования одиночная звезда (названная Икар) наблюдался на расстоянии 9 миллиардов световых лет от нас. ^{[38] [39]}

Обозначения

Понятие созвездия существовало еще в вавилонский период. Древние наблюдатели за небом воображали, что выдающиеся расположения звезд образуют узоры, и связывали их с определенными аспектами природы или своими мифами. Двенадцать из этих образований лежали вдоль полосы эклиптики, и они стали основой астрологии . ^[40] Многие из наиболее выдающихся отдельных звезд также получили имена, в частности, с арабскими или латинскими обозначениями.

Помимо некоторых созвездий и самого Солнца, у отдельных звезд есть свои мифы . ^[41] Для древних греков некоторые «звезды», известные как планеты (греч. Πλανήτης (planētēs), что означает «странник»), представляли различные важные божества, от которых и были названы планеты Меркурий , Венера , Марс , Юпитер и Сатурн. были приняты. ^[41] ( Уран и Нептун также были греческими и римскими богами, но ни одна из планет не была известна в древности из-за их низкой яркости. Их имена были присвоены более поздними астрономами.)

Около 1600 года названия созвездий использовались для обозначения звезд в соответствующих областях неба. Немецкий астроном Иоганн Байер создал серию звездных карт и применил греческие буквы в качестве обозначений звезд в каждом созвездии. Позже система нумерации, основанная на прямом восхождении звезды, была изобретена и добавлена ​​в звездный каталог Джона Флэмстида в его книге «Historia coelestis Britannica» (издание 1712 года), в результате чего эта система нумерации стала называться обозначением Флемстида или нумерацией Флемстида . ^{[42] [43]}

Международно признанным органом по присвоению имен небесным телам является Международный астрономический союз (МАС). ^[44] Международный астрономический союз поддерживает Рабочую группу по именам звезд (WGSN) ^[45], которая каталогизирует и стандартизирует имена собственные для звезд. ^[46] Ряд частных компаний продают названия звезд, которые не признаются МАС, профессиональными астрономами или сообществом любителей. ^[47] Британская библиотека называет это нерегулируемый коммерческое предприятие , ^{[48] [49]} и городской департамент Нью - Йорк Потребителей и защиты работниковобъявил о нарушении в отношении одной из таких звездных компаний за участие в мошеннической торговой практике. ^{[50] [51]}

Меры измерения

Хотя звездные параметры могут быть выражены в единицах СИ или гауссовых единицах , часто удобнее всего выражать массу , светимость и радиусы в солнечных единицах, основываясь на характеристиках Солнца. В 2015 году МАС определил набор номинальных значений солнечной активности (определяемых как константы системы СИ, без неопределенностей), которые можно использовать для определения звездных параметров:

номинальная светимость Солнца :	L ⊙ = 3,828 × 10 26 Вт [52]
номинальный солнечный радиус	R ⊙ = 6,957 × 10 8 м [52]

Масса Солнца M _⊙ не была явно определена МАС из-за большой относительной неопределенности (10 ⁻⁴ ) ньютоновской гравитационной постоянной G. Однако, поскольку произведение ньютоновской гравитационной постоянной и солнечной массы вместе (GM _⊙ ) было Определенный с гораздо большей точностью, IAU определил номинальный параметр солнечной массы следующим образом:

номинальный параметр солнечной массы:

GM ⊙ = 1,3271244 × 10 20 м 3 с −2 [52]

Параметр номинальной массы Солнца можно объединить с самой последней оценкой Ньютоновской гравитационной постоянной G (2014 г.) CODATA, чтобы получить массу Солнца примерно 1,9885 × 10 ³⁰ кг. Хотя точные значения светимости, радиуса, параметра массы и массы могут немного отличаться в будущем из-за неопределенностей наблюдений, номинальные константы IAU 2015 года останутся теми же значениями SI, поскольку они остаются полезными мерами для определения параметров звезд.

Большие длины, такие как радиус гигантской звезды или большая полуось двойной звездной системы, часто выражаются в астрономических единицах, примерно равных среднему расстоянию между Землей и Солнцем (150 миллионов км или примерно 93 миллиона миль). В 2012 году МАС определил астрономическую постоянную как точную длину в метрах: 149 597 870 700 м. ^[52]

Становление и эволюция

Звезды конденсируются из областей пространства с более высокой плотностью материи, но эти области менее плотны, чем в вакуумной камере . Эти области, известные как молекулярные облака, состоят в основном из водорода, примерно от 23 до 28 процентов гелия и нескольких процентов более тяжелых элементов. Одним из примеров такой области звездообразования является туманность Ориона . ^[53] Большинство звезд образуют группы от десятков до сотен тысяч звезд. ^[54] Массивные звезды в этих группах могут сильно освещать эти облака, ионизируя водород и создавая области H II.. Такие эффекты обратной связи от звездообразования могут в конечном итоге разрушить облако и предотвратить дальнейшее звездообразование. ^[55]

Все звезды проводят большую часть своего существования как звезды главной последовательности , питаемые в основном ядерным синтезом водорода в гелий в их ядрах. Однако звезды разной массы на разных этапах своего развития обладают заметно разными свойствами. Конечная судьба более массивных звезд отличается от судьбы менее массивных звезд, равно как и их светимость и влияние, которое они оказывают на окружающую среду. Соответственно, астрономы часто группируют звезды по их массе: ^[56]

• Звезды очень малой массы , с массой ниже 0,5 M ☉ , полностью конвективны и равномерно распределяют гелий по всей звезде на главной последовательности. Следовательно, они никогда не горят оболочкой и никогда не становятся красными гигантами . После исчерпания своего водорода они становятся гелиевыми белыми карликами и медленно остывают. ^[57] Однако, поскольку время жизни 0,5  M _☉ звезд больше возраста Вселенной , ни одна такая звезда еще не достигла стадии белого карлика.
• Низкая масса звезда (включая Солнце), с массой от 0,5  М _☉ и 1.8-2.5  М _☉ в зависимости от состава, не станут красными гигантами , как их основной водород истощен , и они начинают гореть гелий в ядре в гелиевой вспышке ; они развивают вырожденное углеродно-кислородное ядро ​​позже на асимптотической гигантской ветви ; в конце концов они сдувают свою внешнюю оболочку как планетарную туманность и оставляют после себя свое ядро ​​в виде белого карлика.
• Промежуточная-массовые звезды , между 1.8-2.5  М _☉ и 5-10  М _☉ , проходят через стадию эволюции , похожую на низкие массовые звезда, но после относительно короткий периода времени на красной гигантской ветви воспламенению гелия без вспышки и провести длительный период в красном сгустке до образования вырожденного углеродно-кислородного ядра.
• Массивные звезды обычно имеют минимальную массу 7-10  M _☉ (возможно , как низко как 5-6  М _☉ ). После истощения водорода в ядре эти звезды становятся сверхгигантами и продолжают плавить элементы тяжелее гелия. Они заканчивают свою жизнь, когда их ядра разрушаются, и они взрываются как сверхновые.

Звездообразование

Формирование звезды начинается с гравитационной нестабильности в молекулярном облаке, вызванной областями с более высокой плотностью, часто вызываемой сжатием облаков излучением массивных звезд, расширяющимися пузырями в межзвездной среде, столкновением различных молекулярных облаков или столкновением. галактик (как в галактике со вспышкой звездообразования ). ^{[58] [59]} Когда область достигает плотности материи, достаточной для удовлетворения критериев джинсовой нестабильности , она начинает коллапсировать под действием собственной гравитационной силы. ^[60]

Когда облако схлопывается, отдельные скопления плотной пыли и газа образуют « глобулы Бока ». Когда глобула схлопывается и плотность увеличивается, гравитационная энергия превращается в тепло, и температура повышается. Когда протозвездное облако приблизительно достигает стабильного состояния гидростатического равновесия , в ядре образуется протозвезда . ^[61] Эти звезды до главной последовательности часто окружены протопланетным диском и питаются в основном за счет преобразования гравитационной энергии. Период гравитационного сжатия длится около 10 миллионов лет для звезды, подобной Солнцу, и до 100 миллионов лет для красного карлика. ^[62]

Ранние звезды с размером менее 2 M _☉ называются звездами Т Тельца , а звезды с большей массой - звездами Хербига Ae / Be . Эти новообразованные звезды испускают струи газа вдоль своей оси вращения, что может уменьшить угловой момент коллапсирующей звезды и привести к появлению небольших пятен туманности, известных как объекты Хербига – Аро . ^{[63] [64]} Эти струи в сочетании с излучением близлежащих массивных звезд могут помочь отогнать окружающее облако, из которого образовалась звезда. ^[65]

В начале своего развития звезды Т Тельца следуют по траектории Хаяши - они сжимаются и уменьшаются в яркости, оставаясь примерно при той же температуре. Менее массивные звезды типа Т Тельца следуют по этой дорожке до главной последовательности, в то время как более массивные звезды переходят на дорожку Хеньи . ^[66]

Наблюдается, что большинство звезд являются членами двойных звездных систем, и свойства этих двойных систем являются результатом условий, в которых они образовались. ^[67] Облако газа должно потерять свой угловой момент, чтобы коллапсировать и образовывать звезду. Распад облака на несколько звезд распределяет часть этого углового момента. Первичные двойные системы передают некоторый угловой момент за счет гравитационного взаимодействия во время близких столкновений с другими звездами в молодых звездных скоплениях. Эти взаимодействия имеют тенденцию разделять более широко разделенные (мягкие) двоичные файлы, в то время как жесткие двоичные файлы становятся более тесно связанными. Это приводит к разделению двойных систем на два наблюдаемых распределения популяций. ^[68]

Основная последовательность

Звезды проводят около 90% своего существования, превращая водород в гелий в высокотемпературных реакциях и реакциях высокого давления в области ядра. Такие звезды, как говорят, находятся на главной последовательности , и называются карликовыми звездами. Начиная с нулевого возраста на главной последовательности, доля гелия в ядре звезды будет неуклонно увеличиваться, скорость ядерного синтеза в ядре будет медленно увеличиваться, как и температура и светимость звезды. ^[69] Солнце, например, по оценкам, увеличило светимость примерно на 40% с тех пор, как оно достигло главной последовательности 4,6 миллиарда (4,6 × 10 ⁹ ) лет назад. ^[70]

Каждая звезда генерирует звездный ветер из частиц, который вызывает постоянный отток газа в космос. Для большинства звезд потеря массы незначительна. Солнце теряет 10 ⁻¹⁴ M _☉ каждый год ^[71] или около 0,01% своей общей массы за всю свою жизнь. Однако очень массивные звезды могут терять от 10 ⁻⁷ до 10 ⁻⁵ M _☉ каждый год, что существенно влияет на их эволюцию. ^[72] Звезды, начинающиеся с более чем 50 M _☉, могут потерять более половины своей общей массы на главной последовательности. ^[73]

Время, которое звезда тратит на главную последовательность, зависит в первую очередь от количества топлива, которое у нее есть, и скорости, с которой она его плавит. Ожидается, что Солнце проживет 10 миллиардов (10 ¹⁰ ) лет. Массивные звезды потребляют свое топливо очень быстро и недолговечны. Звезды с малой массой расходуют топливо очень медленно. Звезды менее массивные , чем 0,25 М _☉ , называемые красные карлики , способны плавить почти все из их масс в то время как звезды около 1 М _☉ может только предохранитель около 10% от их массы. Сочетание их медленного расхода топлива и относительно большого запаса топлива позволяет звездам с малой массой существовать около одного триллиона (10 ¹² ) лет; самый крайний из 0,08 M _☉прослужит около 12 триллионов лет. Красные карлики становятся горячее и ярче по мере накопления гелия. Когда в конце концов у них заканчивается водород, они сжимаются, превращаясь в белого карлика, и температура падает. ^[57] Однако, поскольку продолжительность жизни таких звезд больше, чем нынешний возраст Вселенной (13,8 миллиарда лет), ожидается , что звезды ниже 0,85 M _☉ ^[74] не сдвинутся с главной последовательности.

Помимо массы, элементы тяжелее гелия могут играть значительную роль в эволюции звезд. Астрономы называют все элементы тяжелее гелия «металлами» и называют химическую концентрацию этих элементов в звезде ее металличностью . Металличность звезды может влиять на время, необходимое звезде, чтобы сжечь свое топливо, и управлять формированием ее магнитных полей ^[75], что влияет на силу звездного ветра. ^[76] Пожилые, популяция IIЗвезды имеют значительно меньшую металличность, чем более молодые звезды населения I, из-за состава молекулярных облаков, из которых они сформировались. Со временем такие облака становятся все более обогащенными более тяжелыми элементами, поскольку более старые звезды умирают и теряют часть своей атмосферы . ^[77]

Пост – главная последовательность

Когда звезды с размером не менее 0,4 M _☉ ^[78] истощают запас водорода в своем ядре, они начинают плавить водород в оболочке, окружающей гелиевое ядро. Внешние слои звезды расширяются и сильно охлаждаются, когда они превращаются в красного гиганта . В некоторых случаях они будут плавить более тяжелые элементы в сердечнике или в оболочках вокруг сердечника. По мере того, как звезды расширяются, они выбрасывают часть своей массы, обогащенную этими более тяжелыми элементами, в межзвездную среду, чтобы позже переработать ее в новые звезды. ^[79] Примерно через 5 миллиардов лет, когда Солнце войдет в фазу горения гелия, оно расширится до максимального радиуса примерно в 1 астрономическую единицу.(150 миллионов километров), что в 250 раз больше нынешнего размера, и теряет 30% своей нынешней массы. ^{[70] [80]}

Поскольку горящая водород оболочка производит больше гелия, масса и температура ядра увеличивается. В красном гиганте с размерами до 2,25 M _☉ масса гелиевого ядра становится вырожденной до термоядерного синтеза гелия . Наконец, когда температура увеличивается в достаточной степени, термоядерный синтез гелия в ядре начинается взрывным образом в так называемой гелиевой вспышке , и звезда быстро сжимается по радиусу, увеличивает температуру своей поверхности и перемещается к горизонтальной ветви диаграммы HR. Для более массивных звезд синтез ядра с гелием начинается до того, как ядро ​​вырождается, и звезда проводит некоторое время в красном сгустке., медленно горящий гелий, прежде чем внешняя конвективная оболочка схлопнется, а затем звезда перейдет в горизонтальную ветвь. ^[81]

После того, как звезда сплавила гелий своего ядра, она начинает плавить гелий вдоль оболочки, окружающей горячее углеродное ядро. Затем звезда следует эволюционному пути, называемому асимптотической ветвью гигантов (AGB), который параллелен другой описанной фазе красного гиганта, но с более высокой светимостью. Более массивные звезды AGB могут претерпеть короткий период слияния углерода, прежде чем ядро ​​станет вырожденным. Во время фазы AGB звезды испытывают тепловые импульсы из-за нестабильности в ядре звезды. В этих тепловых импульсах яркость звезды меняется, и вещество выбрасывается из атмосферы звезды, образуя в конечном итоге планетарную туманность . При этой потере массы может быть выброшено от 50 до 70% массы звезды.процесс. Поскольку перенос энергии в звезде AGB происходит в основном за счет конвекции , этот выброшенный материал обогащается продуктами термоядерного синтеза, извлеченными из ядра. Таким образом, планетарная туманность обогащена такими элементами, как углерод и кислород. В конечном итоге планетарная туманность рассеивается, обогащая общую межзвездную среду. ^[82] Следовательно, будущие поколения звезд состоят из «звездного материала» прошлых звезд. ^[83]

Массивные звезды

Во время фазы горения гелия звезда с массой более 9 солнечных масс расширяется, образуя сначала синий, а затем красный сверхгигант . В частности, массивные звезды могут эволюционировать в звезду Вольфа-Райе , характеризуемую спектрами, в которых преобладают линии излучения элементов тяжелее водорода, которые достигли поверхности из-за сильной конвекции и интенсивной потери массы или из-за разрыва внешних слоев. ^[84]

Когда гелий истощается в ядре массивной звезды, ядро ​​сжимается, а температура и давление повышаются достаточно, чтобы сплавить углерод (см. Процесс горения углерода ). Этот процесс продолжается, последовательные стадии подпитываются неоном (см. Процесс горения неона ), кислородом (см. Процесс сжигания кислорода ) и кремнием (см. Процесс горения кремния ). Ближе к концу жизни звезды термоядерный синтез продолжается в серии оболочек из луковичного слоя внутри массивной звезды. Каждая оболочка сплавляет отдельный элемент, а самая внешняя оболочка сплавляет водород; следующая оболочка, сплавляющая гелий, и так далее. ^[85]

Заключительная стадия наступает, когда массивная звезда начинает производить железо . Поскольку ядра железа связаны более прочно, чем любые более тяжелые ядра, любой синтез, помимо железа, не приводит к чистому высвобождению энергии. ^[86]

Крах

По мере того как ядро ​​звезды сжимается, интенсивность излучения с этой поверхности увеличивается, создавая такое радиационное давление на внешнюю оболочку газа, что оно отталкивает эти слои, образуя планетарную туманность . Если то, что остается после разлета внешней атмосферы, меньше 1,4 M _☉ , оно сжимается до относительно крошечного объекта размером с Землю, известного как белый карлик . Белым карликам не хватает массы для дальнейшего гравитационного сжатия. ^{[87 нет]} электрон-вырожденного вещества внутри белого карлика больше не плазма. В конце концов, белые карлики превращаются в черных карликов за очень долгий период времени. ^[88]

В массивных звездах, слитый продолжаются до тех пор , пока железный сердечник стал настолько большим (более 1,4 М _☉ ) , что она больше не может поддерживать свою собственную массу. Это ядро ​​внезапно схлопнется, поскольку его электроны перейдут в протоны, образуя нейтроны, нейтрино и гамма-лучи в результате взрыва электронного захвата и обратного бета-распада . Ударноволновая , образованный этим внезапным коллапс приводит к тому , остальная часть звезды взрываться в сверхновой. Сверхновые становятся настолько яркими, что могут ненадолго затмить всю родную галактику звезды. Когда они происходят в пределах Млечного Пути, сверхновые исторически наблюдались невооруженным глазом как «новые звезды» там, где, казалось бы, их раньше не было. ^[89]

Взрыв сверхновой звезды сдувает внешние слои звезды, оставляя такой остаток , как Крабовидная туманность. ^[89] Ядро сжато в нейтронную звезду , которая иногда проявляется в виде пульсара или рентгеновского всплеска . В случае самых больших звезд остатком является черная дыра с размерами более 4 M _☉ . ^[90] В нейтронной звезде материя находится в состоянии, известном как нейтронно-вырожденная материя , с более экзотической формой вырожденной материи, материей КХД , возможно, присутствующей в ядре. ^[91]

Сдутые внешние слои умирающих звезд содержат тяжелые элементы, которые могут быть переработаны при образовании новых звезд. Эти тяжелые элементы позволяют образовывать каменистые планеты. Истечение сверхновых и звездный ветер крупных звезд играют важную роль в формировании межзвездной среды. ^[89]

Бинарные звезды

Эволюция двойных звезд может существенно отличаться от эволюции одиночных звезд той же массы. Если звезды в двойной системе расположены достаточно близко, когда одна из звезд расширяется и становится красным гигантом, она может переполнять ее полость Роша , область вокруг звезды, где материал гравитационно связан с этой звездой, что приводит к передаче материала другой. . Когда лопасть Рош переполнена, разнообразие явлений может привести, в том числе контактных бинарных файлов , общей оболочки бинарных файлов, катаклизмических переменных , голубых отставших , ^[92] и типа Ia сверхновых . Перенос массы приводит к таким случаям, как парадокс Алгола., где наиболее развитая звезда в системе наименее массивна. ^[93]

Эволюция двойных звездных систем и звездных систем более высокого порядка интенсивно исследуется, поскольку было обнаружено, что очень много звезд являются членами двойных систем. Около половины звезд, подобных Солнцу, и еще большее количество более массивных звезд образуются в нескольких системах, и это может сильно влиять на такие явления, как новые и сверхновые, образование определенных типов звезд и обогащение космоса продуктами нуклеосинтеза. . ^[94]

Влияние эволюции двойных звезд на формирование эволюционировавших массивных звезд, таких как светящиеся синие переменные , звезды Вольфа-Райе и предшественники определенных классов сверхновых с коллапсом ядра , все еще обсуждается. Одиночные массивные звезды могут быть не в состоянии вытеснить свои внешние слои достаточно быстро, чтобы сформировать наблюдаемые типы и количество эволюционирующих звезд или произвести прародителей, которые взорвались бы как наблюдаемые сверхновые. Некоторые астрономы считают, что перенос массы посредством гравитационного разрыва в двойных системах является решением этой проблемы. ^{[95] [96] [97]}

Распределение

Звезды не распределены равномерно по Вселенной, но обычно группируются в галактики вместе с межзвездным газом и пылью. Типичная большая галактика, такая как Млечный Путь, содержит сотни миллиардов звезд. Существует более 2 триллионов (10 ¹² ) галактик, хотя большинство из них составляют менее 10% массы Млечного Пути. ^[98] В целом, вероятно, будет между10 ²² и10 ²⁴ звезды ^{[99] [100]} (больше звезд, чем все песчинки на планете Земля ). ^{[101] [102] [103]} Большинство звезд находится внутри галактик, но от 10 до 50% звездного света в больших скоплениях галактик может исходить от звезд за пределами любой галактики. ^{[104] [105] [106]}

Мультизвездная система состоит из двух или более гравитационно связанных звезд, вращающихся вокруг друг друга. Самая простая и самая распространенная система из нескольких звезд - это двойная звезда, но встречаются также системы из трех и более звезд. По причинам орбитальной стабильности такие многозвездные системы часто организованы в иерархические наборы двойных звезд. ^[107] Также существуют более крупные группы, называемые звездными скоплениями. Они варьируются от слабых звездных ассоциаций всего с несколькими звездами до рассеянных скоплений с десятками и тысячами звезд и до огромных шаровых скоплений с сотнями тысяч звезд. Такие системы вращаются вокруг своей родительской галактики. Все звезды в открытом или шаровом скоплении образованы из одного и того же гигантского молекулярного облака., поэтому все участники обычно имеют одинаковый возраст и состав. ^[82]

Наблюдается множество звезд, и большинство из них, возможно, изначально образовались в гравитационно связанных системах из нескольких звезд. Это особенно верно для очень массивных звезд класса O и B, 80% из которых считаются частью кратных звездных систем. Доля одиночных звездных систем увеличивается с уменьшением массы звезды, так что известно, что только 25% красных карликов имеют звездных спутников. Поскольку 85% всех звезд - красные карлики, более двух третей звезд Млечного Пути, вероятно, являются одиночными красными карликами. ^[108] В ходе исследования молекулярного облака Персея в 2017 году астрономы обнаружили, что большинство вновь образованных звезд находятся в двойных системах. В модели, которая лучше всего объясняет данные, все звезды изначально образовывались как двойные, хотя некоторые двойные системы позже распадаются и оставляют одиночные звезды.^{[109] [110]}

Ближайшая к Земле звезда, кроме Солнца, - Проксима Центавра , на расстоянии 4,2465 световых лет (40,175 триллиона километров). Путешествуя с орбитальной скоростью космического корабля "Шаттл" , равной 8 километрам в секунду (29 000 километров в час), потребуется около 150 000 лет, чтобы добраться до него. ^[111] Это типично для звездных разделений в галактических дисках . ^[112] Звезды могут быть намного ближе друг к другу в центрах галактик и в шаровых скоплениях или намного дальше друг от друга в галактических гало .

Из-за относительно больших расстояний между звездами за пределами ядра галактики, столкновения между звездами считаются редкими. В более плотных регионах, таких как ядро ​​шаровых скоплений или центр галактики, столкновения могут быть более частыми. ^[113] Такие столкновения могут привести к появлению так называемых « синих отставших» . Эти аномальные звезды имеют более высокую температуру поверхности и, следовательно, более голубые, чем звезды на повороте главной последовательности в скоплении, к которому они принадлежат; при стандартной звездной эволюции синие отставшие уже эволюционировали бы за пределы главной последовательности и, следовательно, не были бы замечены в скоплении. ^[114]

Характеристики

Почти все в звезде определяется ее начальной массой, включая такие характеристики, как светимость, размер, эволюция, продолжительность жизни и ее окончательная судьба.

Возраст

Возраст большинства звезд составляет от 1 до 10 миллиардов лет. Некоторым звездам может быть даже около 13,8 миллиарда лет - наблюдаемый возраст Вселенной . Возраст самой старой из обнаруженных звезд, HD 140283 , получившей прозвище Мафусаил, оценивается в 14,46 ± 0,8 миллиарда лет. ^[115] (Из-за неопределенности в значении этот возраст звезды не противоречит возрасту Вселенной, определенному спутником Planck как 13,799 ± 0,021). ^{[115] [116]}

Чем массивнее звезда, тем короче ее продолжительность жизни, в первую очередь потому, что массивные звезды оказывают большее давление на свои ядра, заставляя их быстрее сжигать водород. Самые массивные звезды существуют в среднем несколько миллионов лет, в то время как звезды минимальной массы (красные карлики) сжигают свое топливо очень медленно и могут длиться от десятков до сотен миллиардов лет. ^{[117] [118]}

Химический состав

Когда в нынешней галактике Млечный Путь образуются звезды, они состоят из примерно 71% водорода и 27% гелия ^[120], измеряемых по массе, с небольшой долей более тяжелых элементов. Обычно доля тяжелых элементов измеряется содержанием железа в атмосфере звезды, поскольку железо является обычным элементом, и его линии поглощения относительно легко измерить. Часть более тяжелых элементов может быть индикатором вероятности того, что у звезды есть планетная система. ^[121]

Звезда с самым низким содержанием железа из когда-либо измеренных - это карлик HE1327-2326, в котором содержание железа составляет всего 1/200 000 от содержания железа на Солнце. ^[122] Напротив, в богатой суперметаллами звезде µ Леонис почти вдвое больше железа, чем на Солнце, а у звезды 14 Геркулеса, несущей планеты, почти в три раза больше железа. ^[123] Существуют также химически пекулярные звезды, которые показывают необычное содержание определенных элементов в своем спектре; особенно хром и редкоземельные элементы . ^[124] Звезды с более холодной внешней атмосферой, включая Солнце, могут образовывать различные двухатомные и многоатомные молекулы. ^[125]

Диаметр

Из-за большого расстояния от Земли все звезды, за исключением Солнца, кажутся невооруженному глазу сияющими точками на ночном небе, которые мерцают из-за воздействия атмосферы Земли. Солнце также является звездой, но оно достаточно близко к Земле, чтобы появиться в виде диска и обеспечивать дневной свет. Помимо Солнца, звезда с самым большим видимым размером - R Doradus с угловым диаметром всего 0,057 угловой секунды . ^[126]

Диски большинства звезд слишком малы по угловому размеру, чтобы их можно было наблюдать с помощью современных наземных оптических телескопов, поэтому для получения изображений этих объектов требуются телескопы с интерферометрами . Другой метод измерения углового размера звезд - это затмение . Путем точного измерения падения яркости звезды, когда она закрывается Луной (или повышения яркости, когда она появляется снова), можно вычислить угловой диаметр звезды. ^[127]

Размер звезд варьируется от нейтронных звезд , диаметр которых варьируется от 20 до 40 км (25 миль), до таких сверхгигантов, как Бетельгейзе в созвездии Ориона , диаметр которого примерно в 1000 раз больше диаметра нашего Солнца. ^{[128] [129]} Бетельгейзе, однако, имеет гораздо меньшую плотность, чем Солнце. ^[130]

Кинематика

Движение звезды относительно Солнца может предоставить полезную информацию о происхождении и возрасте звезды, а также о структуре и эволюции окружающей галактики. Компоненты движения звезды состоят из лучевой скорости по направлению к Солнцу или от него и поперечного углового движения, которое называется ее собственным движением .

Лучевая скорость измеряется доплеровским смещением спектральных линий звезды и выражается в единицах км / с . Собственное движение звезды, ее параллакс , определяется точными астрометрическими измерениями в милли дуговых секундах ( мсек. Дуги ) в год. Зная параллакс звезды и расстояние до нее, можно вычислить собственную скорость движения. Вместе с лучевой скоростью может быть вычислена полная скорость. Звезды с высокой скоростью собственного движения, вероятно, будут относительно близко к Солнцу, что делает их хорошими кандидатами для измерений параллакса. ^[132]

Когда известны обе скорости движения, можно вычислить пространственную скорость звезды относительно Солнца или галактики. Было обнаружено, что среди близлежащих звезд более молодые звезды населения I обычно имеют более низкие скорости, чем более старые звезды населения II. Последние имеют эллиптические орбиты, наклоненные к плоскости галактики. ^[133] Сравнение кинематики близлежащих звезд позволило астрономам проследить их происхождение до общих точек в гигантских молекулярных облаках, которые называются звездными ассоциациями . ^[134]

Магнитное поле

Магнитное поле звезды генерируется внутри областей интерьера , в котором конвективный происходит циркуляция. Это движение проводящей плазмы действует как динамо-машина , в которой движение электрических зарядов индуцирует магнитные поля, как и механическое динамо. Эти магнитные поля имеют большой диапазон, который простирается по всей звезде и за ее пределами. Сила магнитного поля зависит от массы и состава звезды, а величина поверхностной магнитной активности зависит от скорости вращения звезды. Эта поверхностная активность приводит к образованию звездных пятен , которые представляют собой области сильных магнитных полей и температуры поверхности ниже нормальной. Венечные петлипредставляют собой дугообразные силовые линии магнитного поля, которые поднимаются от поверхности звезды во внешнюю атмосферу звезды, в ее корону. Корональные петли можно увидеть из-за плазмы, которую они проводят по своей длине. Звездные вспышки - это всплески частиц высокой энергии, которые испускаются из-за той же магнитной активности. ^[135]

Молодые, быстро вращающиеся звезды, как правило, имеют высокий уровень поверхностной активности из-за своего магнитного поля. Магнитное поле может воздействовать на звездный ветер звезды, действуя как тормоз, постепенно замедляя скорость вращения со временем. Таким образом, более старые звезды, такие как Солнце, имеют гораздо более медленную скорость вращения и более низкий уровень поверхностной активности. Уровни активности медленно вращающихся звезд имеют тенденцию меняться циклически и могут вообще отключаться на периоды времени. ^[136] Например, во время минимума Маундера Солнце пережило 70-летний период почти без активности солнечных пятен. ^[137]

Масса

Одна из самых массивных звезд является Эта Киля , ^[138] , который, с 100-150 раз больше , чем массы , как Солнце, будет иметь срок службы всего несколько миллионов лет. Исследования самых массивных рассеянных скоплений предполагают, что 150  M _☉ являются приблизительным верхним пределом для звезд в нынешнюю эпоху Вселенной. ^[139] Это представляет собой эмпирическое значение теоретического предела массы формирующихся звезд из-за увеличения радиационного давления на аккрецирующее газовое облако. Было измерено несколько звезд в скоплении R136 в Большом Магеллановом Облаке с большими массами ^[140].но было определено, что они могли образоваться в результате столкновения и слияния массивных звезд в тесных двойных системах, в _обход предела 150 M _☉ для массивного звездообразования. ^[141]

Первые звезды , чтобы сформировать после Большого взрыва , возможно, было больше, до 300 М _☉ , ^[142] в связи с полным отсутствием элементов тяжелее лития в их составе. Это поколение сверхмассивных звезд населения III, вероятно, существовало в очень ранней Вселенной (т. Е. У них наблюдается большое красное смещение), и, возможно, начало производство химических элементов, более тяжелых, чем водород , которые необходимы для более позднего образования звезд. планеты и жизнь . В июне 2015 года астрономы сообщили о наличии звезд населения III в галактике Cosmos Redshift 7 в точке z.= 6,60 . ^{[143] [144]}

С массой всего в 80 раз больше , чем Юпитер ( М _J ), 2MASS J0523-1403 является самой маленькой известной звездой проходит ядерный синтез в ядре. ^[145] Для звезд с металличностью аналогична Солнцу, теоретическая минимальная масса звезды может иметь и по- прежнему подвергается слиянию в ядре, по оценкам, составит около 75 M _J . ^{[146] [147]} Когда Металличность является очень низким, однако, минимальный размер звезды , кажется, около 8,3% от массы Солнца, или около 87 M _J . ^{[147] [148]} Меньшие тела, называемые коричневыми карликами , занимают плохо очерченную серую область между звездами и газовыми гигантами .^{[146] [147]}

Комбинация радиуса и массы звезды определяет силу тяжести на ее поверхности. Гигантские звезды имеют гораздо более низкую поверхностную гравитацию, чем звезды главной последовательности, в то время как обратное верно для вырожденных компактных звезд, таких как белые карлики. Поверхностная гравитация может влиять на внешний вид звездного спектра, при этом более высокая сила тяжести вызывает уширение линий поглощения . ^[32]

Вращение

Скорость вращения звезд можно определить с помощью спектроскопических измерений или, точнее, путем отслеживания их звездных пятен . Молодые звезды могут иметь вращение более 100 км / с на экваторе. Например, звезда класса B Ахернар имеет экваториальную скорость около 225 км / с или больше, из-за чего ее экватор выпячивается наружу и придает ей экваториальный диаметр более чем на 50% больше, чем между полюсами. Эта скорость вращения чуть ниже критической скорости 300 км / с, при которой звезда разорвется на части. ^[149] Напротив, Солнце вращается один раз каждые 25–35 дней в зависимости от широты ^[150] с экваториальной скоростью 1,93 км / с. ^[151]Главная последовательность звезды «S магнитное поле и звездный ветер служат , чтобы замедлить его вращение на значительную величину , как она развивается на главной последовательности. ^[152]

Вырожденные звезды сжались в компактную массу, что привело к высокой скорости вращения. Однако у них относительно низкие скорости вращения по сравнению с тем, что можно было бы ожидать при сохранении углового момента - стремление вращающегося тела компенсировать сокращение размера за счет увеличения скорости вращения. Большая часть углового момента звезды рассеивается в результате потери массы звездным ветром. ^[153] Несмотря на это, пульсар может вращаться очень быстро. Например, пульсар в центре Крабовидной туманности вращается 30 раз в секунду. ^[154] Скорость вращения пульсара будет постепенно замедляться из-за испускания излучения. ^[155]

Температура

Температура поверхности звезды главной последовательности определяется скоростью производства энергии ее ядром и ее радиусом и часто оценивается по показателю цвета звезды . ^[156] Температура обычно дается в терминах эффективной температуры , которая представляет собой температуру идеализированного черного тела, которое излучает свою энергию с такой же яркостью на площадь поверхности, что и звезда. Эффективная температура является репрезентативной только для поверхности, поскольку температура увеличивается по направлению к сердцевине. ^[157] Температура в центральной части звезды составляет несколько миллионов  кельвинов . ^[158]

Температура звезды будет определять скорость ионизации различных элементов, что приводит к появлению характерных линий поглощения в спектре. Температура поверхности звезды, а также ее визуальная абсолютная величина и характеристики поглощения используются для классификации звезды (см. Классификацию ниже). ^[32]

Массивные звезды главной последовательности могут иметь температуру поверхности 50 000 K. У более мелких звезд, таких как Солнце, температура поверхности составляет несколько тысяч K. Красные гиганты имеют относительно низкие температуры поверхности, составляющие около 3600 K; но они также обладают высокой яркостью благодаря большой площади внешней поверхности. ^[159]

Радиация

Энергия, производимая звездами, является продуктом ядерного синтеза, излучается в космос как в виде электромагнитного излучения, так и в виде излучения частиц . Излучение частиц, испускаемое звездой, проявляется в виде звездного ветра ^[160], который течет из внешних слоев в виде электрически заряженных протонов и альфа- и бета-частиц . Несмотря на то, что она почти безмассовая, существует также постоянный поток нейтрино, исходящий из ядра звезды. ^[161]

Производство энергии в ядре - это причина, по которой звезды сияют так ярко: каждый раз, когда два или более атомных ядра сливаются вместе, образуя единое атомное ядро нового более тяжелого элемента, из продукта ядерного синтеза высвобождаются гамма- фотоны . Эта энергия преобразуется в другие формы электромагнитной энергии более низкой частоты, такие как видимый свет, к тому времени, когда она достигает внешних слоев звезды. ^[162]

Цвет звезды, определяемый наиболее интенсивной частотой видимого света, зависит от температуры внешних слоев звезды, включая ее фотосферу . ^[163] Помимо видимого света, звезды также испускают формы электромагнитного излучения, невидимые человеческому глазу . В самом деле, звездные пролеты электромагнитного излучения весь электромагнитный спектр , от самых длинных длин волн от радиоволн через инфракрасный , видимый свет, ультрафиолет , в самое короткие из рентгеновских лучей , а также гамма - лучей. С точки зрения полной энергии, излучаемой звездой, не все компоненты звездного электромагнитного излучения имеют значение, но все частоты дают представление о физике звезды. ^[161]

Используя звездный спектр , астрономы могут также определить температуру поверхности , поверхностную гравитацию , металличность и скорость вращения звезды. Если расстояние до звезды определено, например, путем измерения параллакса, то можно определить светимость звезды. Затем можно оценить массу, радиус, поверхностную гравитацию и период вращения на основе звездных моделей. (Массу звезд в двойных системах можно рассчитать путем измерения их орбитальных скоростей и расстояний. Гравитационное микролинзирование использовалось для измерения массы одиночной звезды. ^[164] ) С помощью этих параметров астрономы также могут оценить возраст звезды. ^[165]

Яркость

Яркость звезды - это количество света и других форм лучистой энергии, которое она излучает в единицу времени. В нем есть единицы мощности . Светимость звезды определяется ее радиусом и температурой поверхности. Многие звезды не излучают равномерно по всей своей поверхности. Например, быстро вращающаяся звезда Вега имеет более высокий поток энергии (мощность на единицу площади) на полюсах, чем вдоль экватора. ^[166]

Участки поверхности звезды с более низкой температурой и яркостью, чем в среднем, известны как звездные пятна . Маленькие карликовые звезды, такие как наше Солнце, обычно имеют практически невыразительные диски с небольшими пятнами. Гигантские звезды имеют гораздо более крупные и очевидные звездные пятна ^[167], и они также демонстрируют сильное потемнение звездного края . То есть яркость уменьшается к краю звездного диска. ^[168] Красный карлик вспыхивающие звезды , такие как УФ - Центавр может также обладать характерными особенностями starspot. ^[169]

Величина

Кажущаяся яркость звезды выражается в ее видимой величине . Это является функцией светимости звезды, ее расстояния от Земли, экстинкция эффекта межзвездной пыли и газа, и изменяющего света звезды , как она проходит через атмосферу Земли. Внутренняя или абсолютная величина напрямую связана со светимостью звезды и представляет собой видимую величину, которой была бы звезда, если бы расстояние между Землей и звездой составляло 10 парсеков (32,6 световых года). ^[170]

И видимая, и абсолютная шкала звездной величины являются логарифмическими единицами : одно целое число разницы в величине равно изменению яркости примерно в 2,5 раза ^[172] ( корень 5-й степени из 100 или приблизительно 2,512). Это означает, что звезда первой величины (+1,00) примерно в 2,5 раза ярче звезды второй величины (+2,00) и примерно в 100 раз ярче звезды шестой величины (+6,00). Самые тусклые звезды, видимые невооруженным глазом в условиях хорошей видимости, имеют звездную величину +6. ^[173]

Как по шкале видимой, так и по абсолютной величине, чем меньше величина, тем ярче звезда; чем больше величина, тем слабее звезда. Самые яркие звезды на любой шкале имеют отрицательную величину. Разница в яркости (Δ L ) между двумя звездами рассчитывается путем вычитания звездной величины более яркой звезды ( m _b ) из величины более слабой звезды ( m _f ), а затем использования разницы в качестве показателя степени для основного числа. 2,512; то есть:

${\displaystyle \Delta {m}=m_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }}$

${\displaystyle 2.512^{\Delta {m}}=\Delta {L}}$

По отношению как к светимости, так и к расстоянию от Земли, абсолютная звездная величина ( M ) и видимая звездная величина ( m ) не эквивалентны; ^[172] например, яркая звезда Сириус имеет видимую величину -1,44, но имеет абсолютную величину +1,41.

Солнце имеет видимую величину -26,7, но его абсолютная величина составляет всего +4,83. Сириус , самая яркая звезда в ночном небе, видимая с Земли, примерно в 23 раза ярче Солнца, а Канопус , вторая по яркости звезда в ночном небе с абсолютной величиной -5,53, примерно в 14000 раз ярче, чем Солнце. солнце. Несмотря на то, что Канопус намного ярче, чем Сириус, Сириус кажется ярче Канопуса. Это связано с тем, что Сириус находится всего в 8,6 световых годах от Земли, в то время как Канопус находится намного дальше, на расстоянии 310 световых лет. ^[174]

В большинстве светящихся известные звезды имеют абсолютные величины примерно -12, что соответствует 6 миллионов раз светимость Солнца ^[175] Теоретически наименее светящиеся звезды находятся на нижнем пределе массы, при котором звезды способны поддерживать ядерный синтез водорода в ядре; звезды чуть выше этого предела были расположены в скоплении NGC 6397 . Самые слабые красные карлики в скоплении имеют абсолютную звездную величину 15, а также был обнаружен белый карлик 17-й абсолютной величины. ^{[176] [177]}

Классификация

Текущая система классификации звезд возникла в начале 20 века, когда звезды были классифицированы от A до Q на основе силы водородной линии . ^[179] Считалось, что сила водородной линии является простой линейной функцией температуры. Вместо этого все было сложнее: оно усиливалось с повышением температуры, достигало максимума около 9000 К, а затем снижалось при более высоких температурах. С тех пор классификации были переупорядочены по температуре, на которой основана современная схема. ^[180]

Звезды получают однобуквенную классификацию в соответствии с их спектрами: от типа O , который очень горячий, до M , который настолько холоден, что в их атмосферах могут образовываться молекулы. Основные классификации в порядке убывания температуры поверхности являются: O, B, A, F, G, К и М . Множеству редких спектральных классов даны специальные классификации. Наиболее распространены типы L и T , к которым относятся самые холодные маломассивные звезды и коричневые карлики. Каждая буква имеет 10 подразделов, пронумерованных от 0 до 9, в порядке убывания температуры. Однако эта система выходит из строя при экстремально высоких температурах как классы O0 и O1.может не существовать. ^[181]

Кроме того, звезды можно классифицировать по эффектам светимости, обнаруженным в их спектральных линиях, которые соответствуют их пространственному размеру и определяются их поверхностной силой тяжести. Они варьируются от 0 ( гипергиганты ) до III ( гиганты ) до V (карлики главной последовательности); некоторые авторы добавляют VII (белые карлики). Звезды главной последовательности падают вдоль узкой диагональной полосы на графике в соответствии с их абсолютной величиной и спектральным классом. ^[181] Солнце является желтым карликом G2V главной последовательности средней температуры и обычного размера. ^[182]

В конце спектрального типа добавлена ​​дополнительная номенклатура в виде строчных букв, указывающая на особенности спектра. Например, буква « е » может указывать на наличие эмиссионных линий; « m » представляет необычно высокие уровни металлов, а « var » может означать вариации в спектральном классе. ^[181]

Белые карлики имеют свой собственный класс , который начинается с буквой D . Далее он подразделяется на классы DA , DB , DC , DO , DZ и DQ , в зависимости от типов заметных линий, обнаруженных в спектре. Далее следует числовое значение, указывающее температуру. ^[183]

Переменные звезды

У переменных звезд есть периодические или случайные изменения светимости из-за внутренних или внешних свойств. Из внутренне переменных звезд основные типы можно разделить на три основные группы.

В процессе звездной эволюции некоторые звезды проходят фазы, в которых они могут стать пульсирующими переменными. Пульсирующие переменные звезды меняются по радиусу и светимости с течением времени, расширяясь и сужаясь с периодами от минут до лет, в зависимости от размера звезды. Эта категория включает цефеиды и цефеидоподобные звезды , а также долгопериодические переменные, такие как Мира . ^[184]

Эруптивные переменные - это звезды, яркость которых внезапно увеличивается из-за вспышек или выбросов массы. ^{[184] В} эту группу входят протозвезды, звезды Вольфа-Райе и вспыхивающие звезды , а также звезды-гиганты и сверхгиганты.

Катаклизмические или взрывные переменные звезды - это звезды, которые претерпевают резкие изменения в своих свойствах. В эту группу входят новые и сверхновые. Двойная звездная система, которая включает соседний белый карлик, может производить определенные типы этих впечатляющих звездных взрывов, включая новую и сверхновую типа 1a. ^[81] Взрыв возникает, когда белый карлик аккрецирует водород от звезды-компаньона, наращивая массу до тех пор, пока водород не подвергнется слиянию. ^[185] Некоторые новые также рекуррентны, с периодическими вспышками умеренной амплитуды. ^[184]

Звезды также могут различаться по светимости из-за внешних факторов, таких как затменные двойные системы, а также вращающиеся звезды, образующие экстремальные звездные пятна. ^[184] Ярким примером затменной двойной системы является Алгол, величина которого регулярно меняется от 2,1 до 3,4 в течение 2,87 дней. ^[186]

Структура

Внутренняя часть стабильной звезды находится в состоянии гидростатического равновесия : силы в любом небольшом объеме почти точно уравновешивают друг друга. Уравновешенные силы представляют собой внутреннюю гравитационную силу и внешнюю силу из-за градиента давления внутри звезды. Градиент давления устанавливается градиент температуры плазмы; внешняя часть звезды холоднее ядра. Температура в ядре звезды главной последовательности или гигантской звезды составляет по крайней мере порядка 10 ⁷ K. Результирующие температура и давление в ядре звезды главной последовательности, сжигающей водород, достаточны для ядерного синтеза и для получения достаточной энергии. производиться для предотвращения дальнейшего коллапса звезды.^{[187] [188]}

Поскольку атомные ядра сливаются в ядре, они излучают энергию в виде гамма-лучей . Эти фотоны взаимодействуют с окружающей плазмой, увеличивая тепловую энергию ядра. Звезды на главной последовательности превращают водород в гелий, создавая медленно, но неуклонно увеличивающуюся долю гелия в ядре. В конце концов содержание гелия становится преобладающим, и производство энергии в активной зоне прекращается. Вместо этого для звезд более 0,4 M _☉ слияние происходит в медленно расширяющейся оболочке вокруг ядра вырожденного гелия. ^[189]

В дополнение к гидростатическому равновесию внутренняя часть стабильной звезды также будет поддерживать энергетический баланс теплового равновесия . Внутри имеется радиальный градиент температуры, который приводит к потоку энергии, текущему наружу. Выходящий поток энергии, покидающий любой слой внутри звезды, будет точно соответствовать входящему потоку снизу. ^[190]

Зона излучения - это область внутри звезды, где поток энергии наружу зависит от радиационной теплопередачи, поскольку конвективная теплопередача в этой зоне неэффективна. В этой области плазма не будет возмущена, и любые массовые движения прекратятся. Однако, если это не так, плазма становится нестабильной и возникает конвекция, образуя зону конвекции . Это может происходить, например, в областях, где возникают очень высокие потоки энергии, например, вблизи сердцевины или в областях с высокой непрозрачностью (что делает радиационную теплопередачу неэффективной), как во внешней оболочке. ^[188]

Возникновение конвекции во внешней оболочке звезды главной последовательности зависит от массы звезды. Звезды, масса которых в несколько раз превышает массу Солнца, имеют зону конвекции глубоко внутри и зону излучения во внешних слоях. Меньшие звезды, такие как Солнце, прямо противоположны, с конвективной зоной, расположенной во внешних слоях. ^[191] Красные карлики с _{величиной} менее 0,4 M _☉ повсюду конвективны, что предотвращает накопление гелиевого ядра. ^[78] Для большинства звезд конвективные зоны также будут меняться с течением времени по мере того, как звезда стареет и изменяется структура внутренней части. ^[188]

Фотосферы это та часть звезды , которая видна наблюдателю. Это слой, на котором плазма звезды становится прозрачной для фотонов света. Отсюда энергия, генерируемая в ядре, может свободно распространяться в космос. Именно в фотосфере появляются солнечные пятна - области с температурой ниже средней. ^[192]

Выше уровня фотосферы находится звездная атмосфера . В звезде главной последовательности, такой как Солнце, самый нижний уровень атмосферы, прямо над фотосферой, является тонкой областью хромосферы , где появляются спикулы и начинаются звездные вспышки . Выше находится переходная область, где температура быстро повышается на расстоянии всего 100 км (62 мили). Помимо этого находится корона , объем перегретой плазмы, который может простираться на несколько миллионов километров. ^[193] Существование короны, по-видимому, зависит от конвективной зоны во внешних слоях звезды. ^[191]Несмотря на свою высокую температуру, корона излучает очень мало света из-за низкой плотности газа. Область короны Солнца обычно видна только во время солнечного затмения .

Из короны звездный ветер из частиц плазмы распространяется наружу от звезды, пока не вступит во взаимодействие с межзвездной средой . Что касается Солнца, то влияние его солнечного ветра распространяется на пузырчатую область, называемую гелиосферой . ^[194]

Пути реакции ядерного синтеза

При слиянии ядер масса слитого продукта меньше массы исходных частей. Эта потерянная масса преобразуется в электромагнитную энергию в соответствии с соотношением эквивалентности массы и энергии E  =  mc ² . ^[195] В ядрах звезд происходят различные реакции ядерного синтеза, которые зависят от их массы и состава.

Процесс синтеза водорода чувствителен к температуре, поэтому умеренное повышение температуры ядра приведет к значительному увеличению скорости синтеза. В результате температура ядра звезд главной последовательности колеблется всего от 4 миллионов кельвинов для маленькой звезды M-класса до 40 миллионов кельвинов для массивной звезды O-класса. ^[158]

На Солнце, с ядром в 10 миллионов кельвинов, водород плавится с образованием гелия в протон-протонной цепной реакции : ^[196]

4 1 H → 2 2 H + 2 e + + 2 ν e (2 x 0,4 M эВ )

2 e + + 2 e ^- → 2 γ (2 x 1,0 МэВ)

2 ¹ H + 2 ² H → 2 3 He + 2 γ (2 x 5,5 МэВ)

2 ³ He → 4 He + 2 ¹ H (12,9 МэВ)

Эти реакции приводят к общей реакции:

4 ¹ H → ⁴ He + 2e ⁺ + 2γ + 2ν _e (26,7 МэВ)

где e ⁺ - позитрон , γ - гамма-фотон, ν _e - нейтрино , а H и He - изотопы водорода и гелия соответственно. Энергия, выделяемая при этой реакции, измеряется в миллионах электрон-вольт, что на самом деле представляет собой лишь крошечное количество энергии. Однако огромное количество этих реакций происходит постоянно, производя всю энергию, необходимую для поддержания излучения звезды. Для сравнения, при сгорании двух молекул газообразного водорода с одной молекулой газообразного кислорода выделяется только 5,7 эВ.

В более массивных звездах гелий образуется в цикле реакций, катализируемых углеродом, называемых циклом углерод-азот-кислород . ^[196]

В эволюционировавших звездах с ядром в 100 миллионов кельвинов и массой от 0,5 до 10 M _☉ , гелий может быть преобразован в углерод в процессе тройной альфа, в котором используется промежуточный элемент бериллий : ^[196]

⁴ He + ⁴ He + 92 кэВ → 8 * Be

⁴ He + ^{8 *} Be + 67 кэВ → ^{12 *} C

^{12 *} C → 12 C + γ + 7,4 МэВ

Для общей реакции:

3 ⁴ He → ¹² C + γ + 7,2 МэВ

В массивных звездах более тяжелые элементы также могут сгореть в сокращающемся ядре в процессе горения неона и кислорода . Заключительным этапом процесса звездного нуклеосинтеза является процесс сжигания кремния , в результате которого образуется стабильный изотоп железа-56. ^[196] Любой дальнейший синтез будет эндотермическим процессом, потребляющим энергию, и поэтому дальнейшая энергия может быть произведена только посредством гравитационного коллапса.

В таблице слева показано количество времени, необходимое звезде 20 M _☉, чтобы израсходовать все свое ядерное топливо. Как звезда главной последовательности класса O, она будет в 8 раз больше солнечного радиуса и в 62000 раз больше светимости Солнца. ^[198]

Смотрите также

Рекомендации