Звезда — это светящийся сфероид плазмы , удерживаемый вместе самогравитацией . [1] Ближайшая к Земле звезда — Солнце . Многие другие звезды видны невооруженным глазом ночью ; их огромные расстояния от Земли делают их неподвижными точками света. Самые выдающиеся звезды были разделены на созвездия и астеризмы , и многие из самых ярких звезд имеют собственные имена . Астрономы собрали звездные каталоги , которые идентифицируют известные звезды и предоставляют стандартизированные звездные обозначения . Наблюдаемая Вселенная содержит приблизительно10 22 к10 24 звезд. Только около 4000 из этих звезд видны невооруженным глазом — все в пределах галактики Млечный Путь . [2]
Жизнь звезды начинается с гравитационного коллапса газообразной туманности материала, в основном состоящего из водорода , гелия и следов более тяжелых элементов. Ее общая масса в основном определяет ее эволюцию и конечную судьбу. Звезда светит большую часть своей активной жизни благодаря термоядерному синтезу водорода в гелий в ее ядре. Этот процесс высвобождает энергию, которая проходит через недра звезды и излучается в космическое пространство . В конце жизни звезды как фьюзора ее ядро становится звездным остатком : белым карликом , нейтронной звездой или — если оно достаточно массивно — черной дырой .
Звездный нуклеосинтез в звездах или их остатках создает почти все встречающиеся в природе химические элементы тяжелее лития . Потеря звездной массы или взрывы сверхновых возвращают химически обогащенный материал в межзвездную среду . Затем эти элементы перерабатываются 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 звезды , спектром и изменениями ее положения на небе с течением времени.
Звезды могут образовывать орбитальные системы с другими астрономическими объектами, как в планетарных системах и звездных системах с двумя или более звездами. Когда две такие звезды вращаются близко друг к другу, их гравитационное взаимодействие может существенно повлиять на их эволюцию. Звезды могут образовывать часть гораздо более крупной гравитационно связанной структуры, такой как звездное скопление или галактика.
Слово «звезда» в конечном итоге происходит от протоиндоевропейского корня «h₂stḗr», также означающего «звезда», но далее анализируемого как h₂eh₁s- («гореть», также источник слова «пепел») + -tēr (суффикс агентива). Сравните латинское stella , греческое aster , немецкое Stern . Некоторые ученые [ кто? ] считают, что это слово заимствовано из аккадского « istar » ( Венера ). «Звезда» является родственным (имеет тот же корень) со следующими словами: asterisk , asteroid , astral, constellation , Esther . [3]
Исторически звезды были важны для цивилизаций по всему миру. Они были частью религиозных практик, гадательных ритуалов, мифологии , использовались для небесной навигации и ориентации, для обозначения смены времен года и для определения календарей.
Ранние астрономы осознавали разницу между « неподвижными звездами », положение которых на небесной сфере не меняется, и «блуждающими звездами» ( планетами ), которые заметно перемещаются относительно неподвижных звезд в течение дней или недель. [6] Многие древние астрономы считали, что звезды были постоянно прикреплены к небесной сфере и что они были неизменными. По соглашению астрономы группировали выдающиеся звезды в астеризмы и созвездия и использовали их для отслеживания движений планет и предполагаемого положения Солнца. [4] Движение Солнца относительно фоновых звезд (и горизонта) использовалось для создания календарей , которые могли использоваться для регулирования сельскохозяйственной практики. [7] Григорианский календарь , в настоящее время используемый почти повсюду в мире, является солнечным календарем, основанным на угле оси вращения Земли относительно ее местной звезды, Солнца.
Самая старая точно датированная карта звездного неба была создана древнеегипетской астрономией в 1534 году до нашей эры. [8] Самые ранние известные звездные каталоги были составлены древними вавилонскими астрономами Месопотамии в конце 2-го тысячелетия до нашей эры, в касситский период ( ок. 1531 г. до н. э. – ок. 1155 г. до н. э. ). [9]
Первый звездный каталог в греческой астрономии был создан Аристиллом примерно в 300 г. до н. э. с помощью Тимохариса . [10] Звездный каталог Гиппарха (II в. до н. э.) включал 1020 звезд и был использован для составления звездного каталога Птолемея. [ 11] Гиппарх известен открытием первой зарегистрированной новой звезды. [12] Многие из созвездий и звездных названий, используемых сегодня, происходят из греческой астрономии.
Несмотря на кажущуюся неизменность небес, китайские астрономы знали, что могут появляться новые звезды. [13] В 185 году нашей эры они были первыми, кто наблюдал и описал сверхновую , теперь известную как SN 185. [ 14] Самым ярким звездным событием в истории была сверхновая SN 1006 , которую наблюдали в 1006 году и о которой писали египетский астроном Али ибн Ридван и несколько китайских астрономов. [15] Сверхновая SN 1054 , которая породила Крабовидную туманность , также наблюдалась китайскими и исламскими астрономами. [16] [17] [18]
Средневековые исламские астрономы дали арабские названия многим звездам , которые используются и по сей день, и изобрели многочисленные астрономические инструменты , которые могли вычислять положения звезд. Они построили первые крупные обсерватории и исследовательские институты, в основном для создания каталогов звезд Зидж . [19] Среди них Книга неподвижных звезд (964) была написана персидским астрономом Абд аль-Рахманом аль-Суфи , который наблюдал ряд звезд, звездных скоплений (включая Омикрон Парусов и скопления Брокки ) и галактик (включая галактику Андромеды ). [20] По словам А. Захура, в 11 веке персидский ученый -полимат Абу Райхан Бируни описал галактику Млечный Путь как множество фрагментов, имеющих свойства туманных звезд, и дал широты различных звезд во время лунного затмения в 1019 году. [21]
По словам Жозепа Пуига, андалузский астроном Ибн Баджах предположил, что Млечный Путь состоит из множества звезд, которые почти касаются друг друга и кажутся непрерывным изображением из-за эффекта рефракции от подлунного вещества, ссылаясь на свое наблюдение соединения Юпитера и Марса в 500 году хиджры (1106/1107 н. э.) в качестве доказательства. [22] Ранние европейские астрономы, такие как Тихо Браге, идентифицировали новые звезды на ночном небе (позже названные новыми ), предполагая, что небеса не являются неизменными. В 1584 году Джордано Бруно предположил, что звезды подобны Солнцу и могут иметь другие планеты , возможно, даже похожие на Землю, на орбите вокруг них, [23] идея, которая была предложена ранее древнегреческими философами , Демокритом и Эпикуром , [24] и средневековыми исламскими космологами [25], такими как Фахр ад-Дин ар-Рази . [26] К следующему столетию идея о том, что звезды тождественны Солнцу, достигла консенсуса среди астрономов. Чтобы объяснить, почему эти звезды не оказывают чистого гравитационного притяжения на Солнечную систему, Исаак Ньютон предположил, что звезды равномерно распределены во всех направлениях, идея, подсказанная теологом Ричардом Бентли . [27]
Итальянский астроном Джеминиано Монтанари записал наблюдения за изменениями в светимости звезды Алголь в 1667 году. Эдмонд Галлей опубликовал первые измерения собственного движения пары близлежащих «неподвижных» звезд, продемонстрировав, что они изменили свое положение со времен древнегреческих астрономов Птолемея и Гиппарха. [23]
Уильям Гершель был первым астрономом, который попытался определить распределение звезд на небе. В 1780-х годах он установил ряд датчиков в 600 направлениях и подсчитал звезды, наблюдаемые вдоль каждой линии зрения. Из этого он сделал вывод, что количество звезд неуклонно увеличивалось 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. [28] В дополнение к своим другим достижениям, Уильям Гершель известен своим открытием того, что некоторые звезды не просто лежат вдоль одной линии зрения, но являются физическими компаньонами, которые образуют двойные звездные системы. [29]
Наука звездной спектроскопии была основана Йозефом фон Фраунгофером и Анджело Секки . Сравнивая спектры таких звезд, как Сириус, с Солнцем, 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 типам . [30] Современная версия схемы звездной классификации была разработана Энни Дж. Кэннон в начале 1900-х годов. [31]
Первое прямое измерение расстояния до звезды ( 61 Лебедя на расстоянии 11,4 световых лет ) было сделано в 1838 году Фридрихом Бесселем с помощью метода параллакса . Измерения параллакса продемонстрировали огромное разделение звезд на небе. [23] Наблюдение за двойными звездами приобрело все большее значение в 19 веке. В 1834 году Фридрих Бессель наблюдал изменения в собственном движении звезды Сириус и сделал вывод о наличии у нее скрытого компаньона. Эдвард Пикеринг открыл первую спектроскопическую двойную звезду в 1899 году, когда он наблюдал периодическое расщепление спектральных линий звезды Мицар в течение 104-дневного периода. Подробные наблюдения многих двойных звездных систем были собраны такими астрономами, как Фридрих Георг Вильгельм фон Струве и С. В. Бернхэм , что позволило определить массы звезд из расчета орбитальных элементов . Первое решение проблемы определения орбиты двойных звезд из наблюдений с помощью телескопа было сделано Феликсом Савари в 1827 году. [32]
Двадцатый век стал свидетелем все более быстрого прогресса в научном изучении звезд. Фотография стала ценным астрономическим инструментом. Карл Шварцшильд обнаружил, что цвет звезды и, следовательно, ее температуру можно определить, сравнивая визуальную величину с фотографической величиной . Развитие фотоэлектрического фотометра позволило проводить точные измерения величины 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 . [33]
Важные теоретические работы по физической структуре звезд проводились в течение первых десятилетий двадцатого века. В 1913 году была разработана диаграмма Герцшпрунга-Рассела , которая дала толчок астрофизическому изучению звезд. Были разработаны успешные модели для объяснения внутреннего строения звезд и звездной эволюции. Сесилия Пейн-Гапошкин в своей докторской диссертации 1925 года впервые предположила, что звезды состоят в основном из водорода и гелия. [34] Спектры звезд были более подробно изучены благодаря достижениям в области квантовой физики . Это позволило определить химический состав звездной атмосферы. [35]
За исключением редких событий, таких как сверхновые и самозваные сверхновые , отдельные звезды в основном наблюдались в Местной группе , [36] и особенно в видимой части Млечного Пути (как показывают подробные звездные каталоги, доступные для галактики Млечный Путь) и ее спутников. [37] Отдельные звезды, такие как переменные цефеиды, наблюдались в галактиках M87 [38] и M100 скопления Девы , [39] , а также яркие звезды в некоторых других относительно близких галактиках. [40] С помощью гравитационного линзирования была обнаружена одиночная звезда (названная Икар ) на расстоянии 9 миллиардов световых лет. [41] [42]
Известно, что концепция созвездия существовала в вавилонский период. Древние наблюдатели за небом представляли, что выдающиеся расположения звезд образуют узоры, и они связывали их с определенными аспектами природы или своими мифами. Двенадцать из этих образований лежали вдоль полосы эклиптики , и они стали основой астрологии . [43] Многим из наиболее выдающихся отдельных звезд были даны имена, в частности, с арабскими или латинскими обозначениями.
Так же как и некоторые созвездия и само Солнце, отдельные звезды имеют свои собственные мифы . [44] Для древних греков некоторые «звезды», известные как планеты (греч. πλανήτης (planētēs), что означает «странник»), представляли различных важных божеств, от которых были взяты названия планет Меркурий , Венера , Марс , Юпитер и Сатурн . [44] ( Уран и Нептун были греческими и римскими богами , но ни одна из планет не была известна в античности из-за их низкой яркости. Их имена были даны более поздними астрономами.)
Около 1600 года названия созвездий использовались для наименования звезд в соответствующих областях неба. Немецкий астроном Иоганн Байер создал серию звездных карт и применил греческие буквы в качестве обозначений для звезд в каждом созвездии. Позже была изобретена система нумерации, основанная на прямом восхождении звезды, и добавлена в звездный каталог Джона Флемстида в его книге "Historia coelestis Britannica" (издание 1712 года), в результате чего эта система нумерации стала называться обозначением Флемстида или нумерацией Флемстида . [45] [46]
Международно признанным органом по присвоению названий небесным телам является Международный астрономический союз (МАС). [47] Международный астрономический союз поддерживает Рабочую группу по присвоению названий звездам (WGSN) [48] , которая каталогизирует и стандартизирует собственные имена для звезд. [49] Ряд частных компаний продают имена звезд, которые не признаются МАС, профессиональными астрономами или сообществом любителей астрономии. [50] Британская библиотека называет это нерегулируемым коммерческим предприятием , [51] [52] а Департамент защиты прав потребителей и работников города Нью-Йорка вынес решение о нарушении в отношении одной такой компании по присвоению названий звездам за участие в мошеннической торговой практике. [53] [54]
Хотя звездные параметры могут быть выражены в единицах СИ или гауссовых единицах , часто удобнее выражать массу , светимость и радиусы в солнечных единицах, основываясь на характеристиках Солнца. В 2015 году МАС определил набор номинальных солнечных значений (определенных как константы СИ, без неопределенностей), которые можно использовать для цитирования звездных параметров:
Масса Солнца M ☉ не была явно определена МАС из-за большой относительной неопределенности (10 −4 ) ньютоновской постоянной тяготения G. Поскольку произведение ньютоновской постоянной тяготения и солнечной массы вместе ( G M ☉ ) было определено с гораздо большей точностью, МАС определил номинальный параметр солнечной массы следующим образом:
Номинальный параметр массы Солнца можно объединить с последней (2014) оценкой CODATA ньютоновской постоянной тяготения G, чтобы получить приблизительную массу Солнца1,9885 × 10 30 кг . Хотя точные значения светимости, радиуса, параметра массы и массы могут немного измениться в будущем из-за неопределенностей наблюдений, номинальные константы МАС 2015 года останутся теми же значениями СИ, поскольку они остаются полезными мерами для оценки звездных параметров.
Большие длины, такие как радиус гигантской звезды или большая полуось двойной звездной системы, часто выражаются в терминах астрономической единицы — приблизительно равной среднему расстоянию между Землей и Солнцем (150 миллионов км или приблизительно 93 миллиона миль). В 2012 году МАС определил астрономическую постоянную как точную длину в метрах: 149 597 870 700 м. [55]
Звезды конденсируются из областей пространства с более высокой плотностью материи, но эти области менее плотные, чем в вакуумной камере . Эти области, известные как молекулярные облака , состоят в основном из водорода с примерно 23–28 процентами гелия и несколькими процентами более тяжелых элементов. Одним из примеров такой области звездообразования является туманность Ориона . [56] Большинство звезд образуются группами из десятков или сотен тысяч звезд. [57] Массивные звезды в этих группах могут мощно освещать эти облака, ионизуя водород и создавая области H II . Такие эффекты обратной связи от звездообразования могут в конечном итоге разрушить облако и предотвратить дальнейшее звездообразование. [58] Все звезды проводят большую часть своего существования как звезды главной последовательности , подпитываемые в основном ядерным синтезом водорода в гелий в своих ядрах. Однако звезды разной массы имеют заметно разные свойства на разных стадиях своего развития. Окончательная судьба более массивных звезд отличается от судьбы менее массивных звезд, как и их светимость и воздействие, которое они оказывают на окружающую среду. Соответственно, астрономы часто группируют звезды по их массе: [59]
Формирование звезды начинается с гравитационной нестабильности внутри молекулярного облака, вызванной областями с более высокой плотностью — часто вызванной сжатием облаков излучением массивных звезд, расширением пузырей в межзвездной среде, столкновением различных молекулярных облаков или столкновением галактик (как в галактике со вспышкой звездообразования ). [65] [66] Когда область достигает достаточной плотности материи, чтобы удовлетворить критериям нестабильности Джинса , она начинает коллапсировать под действием собственной гравитационной силы. [67]
По мере того, как облако сжимается, отдельные скопления плотной пыли и газа образуют « глобулы Бока ». По мере того, как глобула сжимается и плотность увеличивается, гравитационная энергия преобразуется в тепло, и температура повышается. Когда протозвездное облако приблизительно достигает устойчивого состояния гидростатического равновесия , в ядре формируется протозвезда . [68] 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. [69]
Ранние звезды с массой менее 2 M ☉ называются звездами типа T Тельца , а те, у которых масса больше, называются звездами типа Ae/Be Хербига . Эти недавно образовавшиеся звезды испускают струи газа вдоль своей оси вращения, что может уменьшить угловой момент коллапсирующей звезды и привести к появлению небольших участков туманности, известных как объекты Хербига-Аро . [70] [71] Эти струи в сочетании с излучением близлежащих массивных звезд могут помочь отогнать окружающее облако, из которого образовалась звезда. [72]
На ранних этапах своего развития звезды типа Т Тельца следуют по пути Хаяши — они сжимаются и уменьшают светимость, оставаясь примерно при той же температуре. Менее массивные звезды типа Т Тельца следуют по этому пути к главной последовательности, в то время как более массивные звезды поворачивают на путь Хеньея . [73]
Большинство звезд, как наблюдалось, являются членами двойных звездных систем, и свойства этих двойных являются результатом условий, в которых они сформировались. [74] Газовое облако должно потерять свой угловой момент, чтобы схлопнуться и образовать звезду. Фрагментация облака на несколько звезд распределяет часть этого углового момента. Первичные двойные передают часть углового момента посредством гравитационных взаимодействий во время близких сближений с другими звездами в молодых звездных скоплениях. Эти взаимодействия имеют тенденцию разделять более широко разделенные (мягкие) двойные, в то время как жесткие двойные становятся более тесно связанными. Это приводит к разделению двойных на их два наблюдаемых распределения популяций. [75]
Звезды тратят около 90% своей жизни на синтез водорода в гелий в реакциях высокой температуры и давления в своих ядрах. Такие звезды, как говорят, находятся на главной последовательности и называются карликовыми звездами. Начиная с нулевого возраста главной последовательности, доля гелия в ядре звезды будет неуклонно увеличиваться, скорость ядерного синтеза в ядре будет медленно увеличиваться, как и температура и светимость звезды. [76] Например, по оценкам, светимость Солнца увеличилась примерно на 40% с тех пор, как оно достигло главной последовательности 4,6 миллиарда (4,6 × 10 9 ) лет назад. [77]
Каждая звезда генерирует звездный ветер частиц, который вызывает непрерывный отток газа в космос. Для большинства звезд потеря массы незначительна. Солнце теряет10 −14 M ☉ каждый год, [78] или около 0,01% от его общей массы за всю его жизнь. Однако очень массивные звезды могут терять10 −7 в10 −5 M ☉ каждый год, что существенно влияет на их эволюцию. [79] Звезды, которые начинаются с более чем 50 M ☉, могут потерять более половины своей общей массы, находясь на главной последовательности. [80]
Время, которое звезда проводит на главной последовательности, зависит в первую очередь от количества топлива, которое у нее есть, и скорости, с которой она его сжигает. Ожидается, что Солнце проживет 10 миллиардов (10 10 ) лет. Массивные звезды расходуют свое топливо очень быстро и недолговечны. Звезды малой массы расходуют свое топливо очень медленно. Звезды менее массивные, чем 0,25 M ☉ , называемые красными карликами , способны сплавить почти всю свою массу, в то время как звезды с массой около 1 M ☉ могут сплавить только около 10% своей массы. Сочетание их медленного потребления топлива и относительно большого запаса пригодного для использования топлива позволяет звездам малой массы существовать около одного триллиона (10 × 10 12 ) лет; самое экстремальное значение 0,08 M ☉ продлится около 12 триллионов лет. Красные карлики становятся горячее и ярче по мере накопления гелия. Когда в них в конечном итоге заканчивается водород, они сжимаются в белого карлика и теряют температуру. [60] Поскольку продолжительность жизни таких звезд больше, чем текущий возраст Вселенной (13,8 миллиардов лет), ожидается, что ни одна звезда с массой менее 0,85 M ☉ [81] не сместится 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 для сжигания своего топлива, и контролирует формирование ее магнитных полей, [82] что влияет на силу ее звездного ветра. [83] Более старые звезды населения II имеют существенно меньшую металличность, чем более молодые звезды населения I из-за состава молекулярных облаков, из которых они образовались. Со временем такие облака становятся все более обогащенными более тяжелыми элементами, поскольку старые звезды умирают и сбрасывают части своих атмосфер . [84]
Когда звезды с массой не менее 0,4 M ☉ [85] исчерпывают запас водорода в своем ядре, они начинают синтезировать водород в оболочке, окружающей гелиевое ядро. Внешние слои звезды значительно расширяются и охлаждаются по мере перехода в красного гиганта . В некоторых случаях они синтезируют более тяжелые элементы в ядре или в оболочках вокруг ядра. По мере расширения звезд они выбрасывают часть своей массы, обогащенной этими тяжелыми элементами, в межзвездную среду, чтобы позже переработать ее в новые звезды. [86] Примерно через 5 миллиардов лет, когда Солнце войдет в фазу сжигания гелия, оно расширится до максимального радиуса примерно в 1 астрономическую единицу (150 миллионов километров), что в 250 раз больше его нынешнего размера, и потеряет 30% своей нынешней массы. [77] [87]
По мере того, как оболочка, сжигающая водород, производит больше гелия, ядро увеличивается в массе и температуре. В красном гиганте до 2,25 M ☉ масса гелиевого ядра становится вырожденной до слияния гелия . Наконец, когда температура достаточно увеличивается, слияние гелия в ядре начинается взрывообразно в том, что называется гелиевой вспышкой , и звезда быстро сжимается в радиусе, увеличивает температуру своей поверхности и переходит на горизонтальную ветвь диаграммы HR. Для более массивных звезд слияние гелия в ядре начинается до того, как ядро становится вырожденным, и звезда проводит некоторое время в красном сгустке , медленно сжигая гелий, прежде чем внешняя конвективная оболочка коллапсирует, и звезда затем переходит на горизонтальную ветвь. [88]
После того, как звезда расплавила гелий своего ядра, она начинает расплавлять гелий вдоль оболочки, окружающей горячее углеродное ядро. Затем звезда следует эволюционному пути, называемому асимптотической ветвью гигантов (AGB), которая параллельна другой описанной фазе красного гиганта, но с более высокой светимостью. Более массивные звезды AGB могут пройти короткий период синтеза углерода, прежде чем ядро станет вырожденным. Во время фазы AGB звезды подвергаются тепловым импульсам из-за нестабильностей в ядре звезды. В этих тепловых импульсах светимость звезды меняется , и вещество выбрасывается из атмосферы звезды, в конечном итоге образуя планетарную туманность. В этом процессе потери массы может быть выброшено до 50–70% массы звезды . Поскольку перенос энергии в звезде AGB осуществляется в основном за счет конвекции , этот выброшенный материал обогащается продуктами синтеза, извлеченными из ядра. Следовательно, планетарная туманность обогащается такими элементами, как углерод и кислород. В конечном итоге планетарная туманность рассеивается, обогащая общую межзвездную среду. [89] Таким образом, будущие поколения звезд состоят из «звездного вещества» прошлых звезд. [90]
Во время фазы горения гелия звезда массой более 9 солнечных расширяется, образуя сначала голубой сверхгигант , а затем красный сверхгигант . Особенно массивные звезды (массой более 40 солнечных, как Альнилам , центральный голубой сверхгигант Пояса Ориона ) [91] не становятся красными сверхгигантами из-за высокой потери массы. [92] Вместо этого они могут эволюционировать в звезду Вольфа-Райе , характеризующуюся спектрами, в которых преобладают эмиссионные линии элементов тяжелее водорода, которые достигли поверхности из-за сильной конвекции и интенсивной потери массы или из-за сбрасывания внешних слоев. [93]
Когда гелий истощается в ядре массивной звезды, ядро сжимается, а температура и давление повышаются достаточно, чтобы расплавить углерод (см. Процесс горения углерода ). Этот процесс продолжается, при этом последующие стадии подпитываются неоном (см. Процесс горения неона ), кислородом (см. Процесс горения кислорода ) и кремнием (см. Процесс горения кремния ). Ближе к концу жизни звезды синтез продолжается вдоль ряда оболочек, похожих на луковицы, внутри массивной звезды. Каждая оболочка расплавляет другой элемент, при этом самая внешняя оболочка расплавляет водород; следующая оболочка расплавляет гелий и так далее. [94]
Финальная стадия наступает, когда массивная звезда начинает производить железо. Поскольку ядра железа связаны более прочно, чем любые более тяжелые ядра, любой синтез за пределами железа не приводит к чистому выбросу энергии. [95]
Некоторые массивные звезды, особенно яркие голубые переменные , настолько нестабильны, что они яростно сбрасывают свою массу в космос в событиях самозванцев сверхновых , становясь при этом значительно ярче. Эта Киля известна тем, что в 19 веке она пережила событие самозванца сверхновой, Великое извержение.
По мере того, как ядро звезды сжимается, интенсивность излучения с этой поверхности увеличивается, создавая такое давление излучения на внешнюю оболочку газа, что оно отталкивает эти слои, образуя планетарную туманность. Если то, что остается после сброса внешней атмосферы, меньше примерно 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. [96] Электронно -вырожденная материя внутри белого карлика больше не является плазмой. В конце концов, белые карлики затухают до черных карликов в течение очень длительного периода времени. [97]
В массивных звездах синтез продолжается до тех пор, пока железное ядро не станет настолько большим (более 1,4 M ☉ ), что оно больше не сможет поддерживать свою собственную массу. Это ядро внезапно коллапсирует, когда его электроны врезаются в его протоны, образуя нейтроны, нейтрино и гамма-лучи во вспышке электронного захвата и обратного бета-распада . Ударная волна, образованная этим внезапным коллапсом, заставляет остальную часть звезды взорваться в сверхновой. Сверхновые становятся настолько яркими, что могут на короткое время затмить всю родную галактику звезды. Когда они происходят в пределах Млечного Пути, сверхновые исторически наблюдались невооруженным глазом наблюдателями как «новые звезды», где, по-видимому, раньше их не было. [98]
Взрыв сверхновой сдувает внешние слои звезды, оставляя остаток, такой как Крабовидная туманность. [98] Ядро сжимается в нейтронную звезду , которая иногда проявляет себя как пульсар или рентгеновский барстер . В случае самых больших звезд остаток представляет собой черную дыру больше 4 M ☉ . [99] В нейтронной звезде материя находится в состоянии, известном как нейтронно-вырожденная материя , с более экзотической формой вырожденной материи, КХД-материей , возможно, присутствующей в ядре. [100]
Сброшенные внешние слои умирающих звезд включают тяжелые элементы, которые могут быть повторно использованы при формировании новых звезд. Эти тяжелые элементы позволяют формировать каменистые планеты. Истечение сверхновых и звездный ветер крупных звезд играют важную роль в формировании межзвездной среды. [98]
Эволюция двойных звезд может существенно отличаться от эволюции одиночных звезд той же массы. Например, когда любая звезда расширяется, становясь красным гигантом, она может переполнить свою полость Роша , окружающую область, где материал гравитационно связан с ней; если звезды в двойной системе находятся достаточно близко, часть этого материала может перетечь в другую звезду, что приводит к таким явлениям, как контактные двойные , двойные с общей оболочкой , катаклизмические переменные , голубые бродяги [101] и сверхновые типа Ia . Передача массы приводит к таким случаям, как парадокс Алголя , когда наиболее эволюционировавшая звезда в системе является наименее массивной. [102]
Эволюция двойных звезд и звездных систем более высокого порядка интенсивно исследуется, поскольку было обнаружено, что многие звезды являются членами двойных систем. Около половины звезд, подобных Солнцу, и еще большая доля более массивных звезд формируются в множественных системах, и это может существенно влиять на такие явления, как новые и сверхновые, формирование определенных типов звезд и обогащение пространства продуктами нуклеосинтеза. [103]
Влияние эволюции двойной звезды на формирование эволюционировавших массивных звезд, таких как яркие голубые переменные , звезды Вольфа-Райе и прародители некоторых классов сверхновых с коллапсом ядра, все еще оспаривается. Одиночные массивные звезды могут быть неспособны достаточно быстро выбрасывать свои внешние слои, чтобы сформировать типы и количество эволюционировавших звезд, которые наблюдаются, или произвести прародителей, которые взорвались бы как наблюдаемые сверхновые. Перенос массы посредством гравитационного отрыва в двойных системах рассматривается некоторыми астрономами как решение этой проблемы. [104] [105] [106]
Звезды не распределены равномерно по Вселенной, а 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 имеют массу менее 10% от массы Млечного Пути. [107] В целом, вероятно, существует между10 22 и10 24 звезд [108] [109] (больше звезд, чем всех песчинок на планете Земля). [110] [111] [112] Большинство звезд находятся внутри галактик, но от 10 до 50% звездного света в больших скоплениях галактик может исходить от звезд за пределами любой галактики. [113] [114] [115]
Многозвездная система состоит из двух или более гравитационно связанных звезд, которые вращаются вокруг друг друга . Простейшая и наиболее распространенная многозвездная система — это двойная звезда, но существуют системы из трех и более звезд. По причинам орбитальной устойчивости такие многозвездные системы часто организованы в иерархические наборы двойных звезд. [116] Более крупные группы называются звездными скоплениями. Они варьируются от свободных звездных ассоциаций с несколькими звездами до открытых скоплений с десятками или тысячами звезд, вплоть до огромных шаровых скоплений с сотнями тысяч звезд. Такие системы вращаются вокруг своей галактики-хозяина. Все звезды в открытом или шаровом скоплении образовались из одного и того же гигантского молекулярного облака , поэтому все члены обычно имеют схожий возраст и состав. [89]
Наблюдается множество звезд, и большинство или все они, возможно, изначально образовались в гравитационно связанных, многозвездных системах. Это особенно верно для очень массивных звезд классов O и B, 80% из которых, как полагают, являются частью многозвездных систем. Доля одиночных звездных систем увеличивается с уменьшением массы звезды, так что известно, что только 25% красных карликов имеют звездных компаньонов. Поскольку 85% всех звезд являются красными карликами, более двух третей звезд в Млечном Пути, вероятно, являются одиночными красными карликами. [117] В исследовании 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 образовались как двойные, хотя некоторые двойные позже разделяются и оставляют после себя одиночные звезды. [118] [119]
Ближайшая к Земле звезда, помимо Солнца, — Проксима Центавра , находящаяся на расстоянии 4,2465 световых лет (40,175 триллионов километров). Двигаясь с орбитальной скоростью космического челнока , 8 километров в секунду (29 000 километров в час), ей потребовалось бы около 150 000 лет, чтобы добраться до нее. [120] Это типично для звездных разделений в галактических дисках . [121] Звезды могут быть гораздо ближе друг к другу в центрах галактик [122] и в шаровых скоплениях, [123] или гораздо дальше друг от друга в галактических гало . [124]
Из-за относительно больших расстояний между звездами за пределами галактического ядра столкновения между звездами считаются редкими. В более плотных областях, таких как ядро шаровых скоплений или галактический центр, столкновения могут быть более частыми. [125] Такие столкновения могут производить то, что известно как голубые бродяги . Эти аномальные звезды имеют более высокую температуру поверхности и, таким образом, более голубые, чем звезды на повороте главной последовательности в скоплении, к которому они принадлежат; в стандартной звездной эволюции голубые бродяги уже эволюционировали бы вне главной последовательности и, таким образом, не были бы видны в скоплении. [126]
Почти все в звезде определяется ее начальной массой, включая такие характеристики, как светимость, размер, эволюция, продолжительность жизни и ее конечная судьба.
Большинству звезд от 1 до 10 миллиардов лет. Некоторые звезды могут быть даже близки к 13,8 миллиардам лет — наблюдаемому возрасту Вселенной . Возраст самой старой из обнаруженных звезд, HD 140283 , прозванной звездой Мафусаила, оценивается в 14,46 ± 0,8 миллиарда лет. [127] (Из-за неопределенности значения этот возраст звезды не противоречит возрасту Вселенной, определенному спутником Планка как 13,799 ± 0,021). [127] [128]
Чем массивнее звезда, тем короче ее продолжительность жизни, в первую очередь потому, что массивные звезды оказывают большее давление на свои ядра, заставляя их сжигать водород быстрее. Самые массивные звезды живут в среднем несколько миллионов лет, в то время как звезды минимальной массы (красные карлики) сжигают свое топливо очень медленно и могут жить от десятков до сотен миллиардов лет. [129] [130]
Когда звезды формируются в нынешней галактике Млечный Путь, они состоят примерно из 71% водорода и 27% гелия, [132] если измерять по массе, с небольшой долей более тяжелых элементов. Обычно доля тяжелых элементов измеряется с точки зрения содержания железа в звездной атмосфере, поскольку железо является распространенным элементом, и его линии поглощения сравнительно легко измерить. Доля тяжелых элементов может быть индикатором вероятности того, что звезда имеет планетную систему. [133]
По состоянию на 2005 год [обновлять]звездой с самым низким содержанием железа, когда-либо измеренным, является карлик HE1327-2326, с содержанием железа, составляющим всего 1/200 000 от содержания железа в Солнце. [134] Напротив, сверхбогатая металлами звезда μ Leonis имеет почти вдвое больше железа, чем Солнце, в то время как планетообразующая звезда 14 Herculis имеет почти втрое больше железа. [135] Химически пекулярные звезды показывают необычное обилие определенных элементов в своем спектре; особенно хрома и редкоземельных элементов . [136] Звезды с более холодными внешними атмосферами, включая Солнце, могут образовывать различные двухатомные и многоатомные молекулы. [137]
Из-за большого расстояния от Земли все звезды, кроме Солнца, видны невооруженным глазом как сияющие точки на ночном небе, которые мерцают из-за влияния земной атмосферы. Солнце достаточно близко к Земле, чтобы выглядеть как диск и обеспечивать дневной свет. Помимо Солнца, звезда с наибольшим видимым размером — это R Золотой Рыбы , с угловым диаметром всего 0,057 угловых секунд . [138]
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 интерферометрические телескопы. Другой метод измерения углового размера звезд — это затмение . Путем точного измерения падения яркости звезды при ее затмении Луной ( или повышения яркости при ее повторном появлении) можно вычислить угловой диаметр звезды. [139]
Размеры звезд варьируются от нейтронных звезд, диаметр которых варьируется от 20 до 40 км (25 миль), до сверхгигантов, таких как Бетельгейзе в созвездии Ориона , диаметр которой примерно в 640 раз больше диаметра Солнца [140] при гораздо меньшей плотности [141] .
Движение звезды относительно Солнца может предоставить полезную информацию о происхождении и возрасте звезды, а также о структуре и эволюции окружающей галактики. [143] Компоненты движения звезды состоят из лучевой скорости по направлению к Солнцу или от него, а также траверсного углового движения, которое называется ее собственным движением. [144]
Радиальная скорость измеряется доплеровским смещением спектральных линий звезды и задается в единицах км/ с . Собственное движение звезды, ее параллакс, определяется точными астрометрическими измерениями в единицах миллисекунд дуги (мсд) в год. Зная параллакс звезды и ее расстояние, можно вычислить скорость собственного движения. Вместе с радиальной скоростью можно вычислить общую скорость. Звезды с высокими скоростями собственного движения, вероятно, находятся относительно близко к Солнцу, что делает их хорошими кандидатами для измерений параллакса. [145]
Когда известны обе скорости движения, можно вычислить пространственную скорость звезды относительно Солнца или галактики. Среди близлежащих звезд было обнаружено, что более молодые звезды популяции I, как правило, имеют более низкие скорости, чем более старые звезды популяции II. Последние имеют эллиптические орбиты, наклоненные к плоскости галактики. [146] Сравнение кинематики близлежащих звезд позволило астрономам проследить их происхождение до общих точек в гигантских молекулярных облаках; такие группы с общими точками происхождения называются звездными ассоциациями . [147]
Магнитное поле звезды генерируется в областях внутри, где происходит конвективная циркуляция. Это движение проводящей плазмы функционирует как динамо , в котором движение электрических зарядов индуцирует магнитные поля, как и механическое динамо. Эти магнитные поля имеют большой диапазон, который простирается по всей звезде и за ее пределы. Сила магнитного поля меняется в зависимости от массы и состава звезды, а величина магнитной поверхностной активности зависит от скорости вращения звезды. Эта поверхностная активность создает звездные пятна , которые являются областями сильных магнитных полей и более низкими, чем нормальная, поверхностными температурами. Корональные петли представляют собой дугообразные линии магнитного поля, которые поднимаются от поверхности звезды во внешнюю атмосферу звезды, ее корону. Корональные петли можно увидеть из-за плазмы, которую они проводят по своей длине. Звездные вспышки представляют собой всплески высокоэнергетических частиц, которые испускаются из-за той же магнитной активности. [148]
Молодые, быстро вращающиеся звезды, как правило, имеют высокий уровень поверхностной активности из-за своего магнитного поля. Магнитное поле может воздействовать на звездный ветер звезды, функционируя как тормоз, чтобы постепенно замедлить 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, как правило, изменяются циклически и могут полностью отключиться на периоды времени. [149] Во время минимума Маундера , например, Солнце пережило 70-летний период с почти полным отсутствием солнечной активности. [150]
Массы звезд варьируются от менее половины массы Солнца до более 200 масс Солнца (см. Список самых массивных звезд ). Одной из самых массивных известных звезд является Эта Карина , [151] которая, имея массу в 100–150 раз большую, чем масса Солнца, будет иметь продолжительность жизни всего несколько миллионов лет. Исследования самых массивных рассеянных скоплений предполагают, что 150 M ☉ является грубым верхним пределом для звезд в нынешнюю эпоху Вселенной. [152] Это представляет собой эмпирическое значение для теоретического предела массы образующихся звезд из-за увеличения давления излучения на аккрецирующее газовое облако. Несколько звезд в скоплении R136 в Большом Магеллановом Облаке были измерены с большими массами, [153] но было установлено, что они могли быть созданы путем столкновения и слияния массивных звезд в тесных двойных системах, обходя предел в 150 M ☉ для массивного звездообразования. [154]
Первые звезды, образовавшиеся после Большого взрыва, могли быть крупнее, до 300 M ☉ , [155] из-за полного отсутствия в их составе элементов тяжелее лития . Это поколение сверхмассивных звезд населения III, вероятно, существовало в очень ранней Вселенной (т. е., как наблюдалось, они имеют высокое красное смещение) и, возможно, начало производство химических элементов тяжелее водорода , которые необходимы для более позднего формирования планет и жизни. В июне 2015 года астрономы сообщили о доказательствах наличия звезд населения III в галактике Cosmos Redshift 7 на z = 6,60 . [156] [157]
С массой всего в 80 раз больше массы Юпитера ( МДж ), 2MASS J0523-1403 является самой маленькой известной звездой, в ядре которой происходит ядерный синтез. [158] Для звезд с металличностью, подобной Солнцу, теоретическая минимальная масса, которую звезда может иметь и при этом все еще подвергаться ядерному синтезу в ядре, оценивается примерно в 75 МДж . [159] [160] Когда металличность очень низкая, минимальный размер звезды, по-видимому, составляет около 8,3% от массы Солнца, или около 87 МДж . [160] [161] Более мелкие тела, называемые коричневыми карликами , занимают плохо определенную серую область между звездами и газовыми гигантами . [159] [160]
Сочетание радиуса и массы звезды определяет ее поверхностную гравитацию. Гигантские звезды имеют гораздо более низкую поверхностную гравитацию, чем звезды главной последовательности, в то время как противоположное имеет место для вырожденных, компактных звезд, таких как белые карлики. Поверхностная гравитация может влиять на вид спектра звезды, при этом более высокая гравитация вызывает расширение линий поглощения . [35]
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, что приводит к выпячиванию ее экватора наружу и придает ей экваториальный диаметр, который более чем на 50% больше, чем между полюсами. Эта скорость вращения чуть ниже критической скорости 300 км/с, при которой звезда распадется на части. [162] Напротив, Солнце совершает один оборот каждые 25–35 дней в зависимости от широты, [163] с экваториальной скоростью 1,93 км/с. [164] Магнитное поле звезды главной последовательности и звездный ветер значительно замедляют ее вращение по мере ее эволюции на главной последовательности. [165]
Вырожденные звезды сжались в компактную массу, что привело к быстрой скорости вращения. Однако они имеют относительно низкие скорости вращения по сравнению с тем, что можно было бы ожидать из-за сохранения углового момента — тенденции вращающегося тела компенсировать сокращение размера за счет увеличения скорости своего вращения. Большая часть углового момента звезды рассеивается в результате потери массы через звездный ветер. [166] Несмотря на это, скорость вращения пульсара может быть очень высокой. Например, пульсар в центре Крабовидной туманности вращается 30 раз в секунду. [167] Скорость вращения пульсара будет постепенно замедляться из-за испускания излучения. [168]
Температура поверхности звезды главной последовательности определяется скоростью производства энергии ее ядром и ее радиусом, и часто оценивается по индексу цвета звезды . [169] Температура обычно указывается в терминах эффективной температуры , которая является температурой идеализированного черного тела, которое излучает свою энергию с той же светимостью на площадь поверхности, что и звезда. Эффективная температура является репрезентативной только для поверхности, поскольку температура увеличивается по направлению к ядру. [170] Температура в области ядра звезды составляет несколько миллионов кельвинов . [171]
Звездная температура будет определять скорость ионизации различных элементов, что приведет к характерным линиям поглощения в спектре. Поверхностная температура звезды, наряду с ее визуальной абсолютной величиной и характеристиками поглощения, используется для классификации звезды (см. классификацию ниже). [35]
Массивные звезды главной последовательности могут иметь температуру поверхности 50 000 К. Меньшие звезды, такие как Солнце, имеют температуру поверхности в несколько тысяч К. Красные гиганты имеют относительно низкую температуру поверхности около 3600 К; но они имеют высокую светимость из-за большой площади внешней поверхности. [172]
Энергия, производимая звездами, продукт ядерного синтеза, излучается в космос как электромагнитное излучение и корпускулярное излучение . Корпускулярное излучение, испускаемое звездой, проявляется как звездный ветер, [173] который вырывается из внешних слоев в виде электрически заряженных протонов и альфа- и бета-частиц . Постоянный поток почти безмассовых нейтрино исходит непосредственно из ядра звезды. [174]
Производство энергии в ядре является причиной того, что звезды светятся 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. [175]
Цвет звезды, определяемый наиболее интенсивной частотой видимого света, зависит от температуры внешних слоев звезды, включая ее фотосферу . [176] Помимо видимого света, звезды испускают формы электромагнитного излучения, невидимые человеческому глазу . Фактически, звездное электромагнитное излучение охватывает весь электромагнитный спектр , от самых длинных длин волн радиоволн через инфракрасный , видимый свет, ультрафиолет , до самых коротких рентгеновских лучей и 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. [174]
Используя звездный спектр , астрономы могут определить температуру поверхности, поверхностную гравитацию , металличность и скорость вращения звезды. Если расстояние до звезды найдено, например, путем измерения параллакса, то можно вывести светимость звезды. Массу, радиус, поверхностную гравитацию и период вращения затем можно оценить на основе звездных моделей. (Массу можно вычислить для звезд в двойных системах , измерив их орбитальные скорости и расстояния. Гравитационное микролинзирование использовалось для измерения массы одиночной звезды. [177] ) С помощью этих параметров астрономы могут оценить возраст звезды. [178]
Светимость звезды — это количество света и других форм лучистой энергии, которое она излучает за единицу времени. Она имеет единицы мощности . Светимость звезды определяется ее радиусом и температурой поверхности. Многие звезды излучают свет неравномерно по всей своей поверхности. Например, быстро вращающаяся звезда Вега имеет более высокий поток энергии (мощность на единицу площади) на своих полюсах, чем вдоль своего экватора. [179]
Участки поверхности звезды с более низкой температурой и светимостью, чем в среднем, известны как звездные пятна . Маленькие карликовые звезды, такие как Солнце, обычно имеют по существу безликие диски с небольшими звездными пятнами. Гигантские звезды имеют гораздо более крупные, более очевидные звездные пятна, [180] и они демонстрируют сильное звездное потемнение края. То есть, яркость уменьшается к краю звездного диска. [181] Красные карликовые вспыхивающие звезды, такие как UV Ceti, могут обладать заметными особенностями звездных пятен. [182]
Видимая яркость звезды выражается через ее видимую величину . Она является функцией светимости звезды, ее расстояния от Земли, эффекта поглощения межзвездной пыли и газа и изменения света звезды при прохождении через атмосферу Земли. Собственная или абсолютная величина напрямую связана со светимостью звезды и является видимой величиной, которой была бы звезда, если бы расстояние между Землей и звездой составляло 10 парсеков (32,6 световых года). [183]
Как видимая, так и абсолютная шкалы величин являются логарифмическими единицами : разница в величине на одно целое число равна изменению яркости примерно в 2,5 раза [185] ( пятый корень 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 слабые звезды, видимые невооруженным глазом при хороших условиях видимости, имеют величину около +6. [186]
Как по видимой, так и по абсолютной шкале звездных величин, чем меньше звездная величина, тем ярче звезда; чем больше звездная величина, тем звезда слабее. Самые яркие звезды, по любой шкале, имеют отрицательные звездные величины. Изменение яркости (Δ L ) между двумя звездами вычисляется путем вычитания звездной величины более яркой звезды ( m b ) из звездной величины более слабой звезды ( m f ), а затем использования разницы в качестве показателя степени для основания 2,512; то есть:
По отношению к светимости и расстоянию от Земли абсолютная величина звезды ( M ) и видимая величина ( m ) не эквивалентны; [185] например, яркая звезда Сириус имеет видимую величину −1,44, но ее абсолютная величина +1,41.
Солнце имеет видимую величину −26,7, но его абсолютная величина составляет всего +4,83. Сириус, самая яркая звезда на ночном небе, видимая с Земли, примерно в 23 раза ярче Солнца, в то время как Канопус , вторая по яркости звезда на ночном небе с абсолютной величиной −5,53, примерно в 14 000 раз ярче Солнца. Несмотря на то, что Канопус намного ярче Сириуса, последняя звезда кажется ярче из них двух. Это потому, что Сириус находится всего в 8,6 световых годах от Земли, в то время как Канопус находится намного дальше, на расстоянии 310 световых лет. [187]
Самые яркие известные звезды имеют абсолютную величину около −12, что соответствует 6 миллионам светимости Солнца. [188] Теоретически, наименее яркие звезды находятся на нижнем пределе массы, при которой звезды способны поддерживать ядерный синтез водорода в ядре; звезды чуть выше этого предела были обнаружены в скоплении NGC 6397. Самые слабые красные карлики в скоплении имеют абсолютную величину 15, в то время как был обнаружен белый карлик 17-й абсолютной величины. [189] [190]
Современная система классификации звезд возникла в начале 20-го века, когда звезды классифицировались от A до Q на основе силы водородной линии . [192] Считалось, что сила водородной линии была простой линейной функцией температуры. Вместо этого она была более сложной: она усиливалась с ростом температуры, достигала пика около 9000 К, а затем снижалась при более высоких температурах. С тех пор классификации были переупорядочены по температуре, на которой основана современная схема. [193]
Звездам присваивается однобуквенная классификация в соответствии с их спектрами, начиная от типа O , которые очень горячие, до M , которые настолько холодные, что в их атмосферах могут образовываться молекулы. Основные классификации в порядке убывания температуры поверхности: O, B, A, F, G, K и M. Разнообразию редких спектральных типов присваиваются специальные классификации. Наиболее распространенными из них являются типы L и T , которые классифицируют самые холодные звезды малой массы и коричневые карлики. Каждая буква имеет 10 подразделов, пронумерованных от 0 до 9, в порядке убывания температуры. Однако эта система нарушается при экстремально высоких температурах, поскольку классы O0 и O1 могут не существовать. [194]
Кроме того, звезды можно классифицировать по эффектам светимости, обнаруженным в их спектральных линиях, которые соответствуют их пространственному размеру и определяются их поверхностной гравитацией. Они варьируются от 0 ( гипергиганты ) до III ( гиганты ) и до V (карлики главной последовательности); некоторые авторы добавляют VII (белые карлики). Звезды главной последовательности располагаются вдоль узкой диагональной полосы при построении графика в соответствии с их абсолютной величиной и спектральным типом. [194] Солнце является желтым карликом главной последовательности G2V промежуточной температуры и обычного размера. [195]
Существует дополнительная номенклатура в виде строчных букв, добавляемых к концу спектрального типа для указания особенностей спектра. Например, « e » может указывать на наличие эмиссионных линий; « m » представляет необычно сильные уровни металлов, а « var » может означать изменения в спектральном типе. [194]
Белые карликовые звезды имеют свой собственный класс, который начинается с буквы D. Он далее подразделяется на классы DA , DB , DC , DO , DZ и DQ , в зависимости от типов заметных линий, обнаруженных в спектре. За этим следует числовое значение, которое указывает на температуру. [196]
Переменные звезды имеют периодические или случайные изменения в светимости из-за внутренних или внешних свойств. Из внутренне переменных звезд основные типы можно разделить на три основные группы.
В ходе своей звездной эволюции некоторые звезды проходят через фазы, в которых они могут стать пульсирующими переменными. Пульсирующие переменные звезды со временем меняют свой радиус и светимость, расширяясь и сжимаясь с периодами от минут до лет, в зависимости от размера звезды. В эту категорию входят цефеиды и цефеидоподобные звезды , а также долгопериодические переменные, такие как Мира . [197]
Эруптивные переменные — это звезды, которые испытывают внезапное увеличение светимости из-за вспышек или событий выброса массы. [197] В эту группу входят протозвезды, звезды Вольфа-Райе и вспыхивающие звезды, а также гигантские и сверхгигантские звезды.
Катастрофические или взрывные переменные звезды — это те, которые претерпевают резкое изменение своих свойств. В эту группу входят новые и сверхновые. Двойная звездная система, включающая в себя близлежащий белый карлик, может производить определенные типы этих впечатляющих звездных взрывов, включая новую и сверхновую типа 1a. [88] Взрыв происходит, когда белый карлик аккрецирует водород из звезды-компаньона, наращивая массу до тех пор, пока водород не подвергнется термоядерному синтезу. [198] Некоторые новые являются повторяющимися, имеющими периодические вспышки умеренной амплитуды. [197]
Звезды могут изменять свою светимость из-за внешних факторов, таких как затменные двойные звезды, а также вращающиеся звезды, которые создают экстремальные звездные пятна. [197] Ярким примером затменной двойной звезды является Алголь, которая регулярно меняет свою звездную величину от 2,1 до 3,4 в течение периода в 2,87 дня. [199]
Внутренняя часть стабильной звезды находится в состоянии гидростатического равновесия : силы, действующие на любой малый объем, почти точно уравновешивают друг друга. Уравновешенные силы — это внутренняя гравитационная сила и внешняя сила, обусловленная градиентом давления внутри звезды. Градиент давления устанавливается градиентом температуры плазмы; внешняя часть звезды холоднее ядра. Температура в ядре главной последовательности или гигантской звезды составляет по крайней мере порядка10 7 К. Получающиеся температура и давление в горящем водородом ядре звезды главной последовательности достаточны для того, чтобы произошел ядерный синтез и чтобы было произведено достаточно энергии для предотвращения дальнейшего коллапса звезды. [200] [201]
Когда атомные ядра сливаются в ядре, они испускают энергию в форме гамма-лучей. Эти фотоны взаимодействуют с окружающей плазмой, добавляя тепловую энергию в ядре. Звезды на главной последовательности преобразуют водород в гелий, создавая медленно, но неуклонно увеличивающуюся долю гелия в ядре. В конце концов содержание гелия становится преобладающим, и производство энергии в ядре прекращается. Вместо этого, для звезд более 0,4 M ☉ , слияние происходит в медленно расширяющейся оболочке вокруг вырожденного гелиевого ядра. [202]
В дополнение к гидростатическому равновесию, внутренняя часть стабильной звезды будет поддерживать энергетический баланс теплового равновесия . Существует радиальный температурный градиент по всей внутренней части, что приводит к потоку энергии, текущему к внешней стороне. Исходящий поток энергии, покидающий любой слой внутри звезды, будет точно соответствовать входящему потоку снизу. [203]
Зона излучения — это область звездной недр, где поток энергии наружу зависит от лучистого теплообмена, поскольку конвективный теплообмен в этой зоне неэффективен. В этой области плазма не будет возмущена, и любые массовые движения затухнут. Где это не так, плазма становится нестабильной и будет происходить конвекция, образуя зону конвекции . Это может происходить, например, в областях, где происходят очень высокие потоки энергии, например, вблизи ядра или в областях с высокой непрозрачностью (что делает лучистый теплообмен неэффективным), как во внешней оболочке. [201]
Возникновение конвекции во внешней оболочке звезды главной последовательности зависит от массы звезды. Звезды с массой в несколько раз больше массы Солнца имеют конвективную зону глубоко внутри и лучистую зону во внешних слоях. Меньшие звезды, такие как Солнце, являются полной противоположностью, с конвективной зоной, расположенной во внешних слоях. [204] Красные карлики с массой менее 0,4 M ☉ являются конвективными на всем протяжении, что предотвращает накопление гелиевого ядра. [85] Для большинства звезд конвективные зоны будут меняться со временем по мере старения звезды и изменения состава ее внутренней части. [201]
Фотосфера — это та часть звезды, которая видна наблюдателю. Это слой, в котором плазма звезды становится прозрачной для фотонов света. Отсюда энергия, вырабатываемая в ядре, становится свободной для распространения в космос. Именно в фотосфере появляются солнечные пятна — области с температурой ниже средней. [205]
Выше уровня фотосферы находится звездная атмосфера. В звезде главной последовательности, такой как Солнце, самый нижний уровень атмосферы, прямо над фотосферой, представляет собой тонкую область хромосферы , где появляются спикулы и начинаются звездные вспышки . Выше находится переходная область, где температура быстро увеличивается на расстоянии всего 100 км (62 мили). За этим находится корона , объем перегретой плазмы, который может простираться наружу на несколько миллионов километров. [206] Существование короны, по-видимому, зависит от конвективной зоны во внешних слоях звезды. [204] Несмотря на свою высокую температуру, корона излучает очень мало света из-за низкой плотности газа. [207] Область короны Солнца обычно видна только во время солнечного затмения .
Из короны звездный ветер плазменных частиц расширяется наружу от звезды, пока не взаимодействует с межзвездной средой. Для Солнца влияние его солнечного ветра распространяется на всю область в форме пузыря, называемую гелиосферой . [208]
Когда ядра сливаются, масса слитого продукта меньше массы исходных частей. Эта потерянная масса преобразуется в электромагнитную энергию в соответствии с соотношением эквивалентности массы и энергии . [209] В ядрах звезд происходят разнообразные реакции ядерного синтеза, которые зависят от их массы и состава.
Процесс синтеза водорода чувствителен к температуре, поэтому умеренное увеличение температуры ядра приведет к значительному увеличению скорости синтеза. В результате температура ядра звезд главной последовательности варьируется только от 4 миллионов кельвинов для небольшой звезды класса М до 40 миллионов кельвинов для массивной звезды класса О. [171]
В Солнце, имеющем ядро температурой 16 миллионов кельвинов, водород сливается с образованием гелия в результате цепной реакции протон-протон : [210]
Есть еще пара путей, в которых 3He и 4He объединяются, образуя 7Be , который в конечном итоге (с добавлением еще одного протона) дает два 4He , то есть выигрыш в один атом.
Все эти реакции приводят к общей реакции:
где γ — гамма-фотон, ν e — нейтрино, а H и He — изотопы водорода и гелия соответственно. Энергия, выделяемая этой реакцией, составляет миллионы электрон-вольт. Каждая отдельная реакция производит лишь крошечное количество энергии, но поскольку огромное количество этих реакций происходит постоянно, они производят всю энергию, необходимую для поддержания излучения звезды. Для сравнения, сгорание двух молекул водорода с одной молекулой кислорода выделяет всего 5,7 эВ.
В более массивных звездах гелий образуется в цикле реакций, катализируемых углеродом, называемом углеродно-азотно-кислородным циклом . [210]
В эволюционировавших звездах с ядрами при температуре 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 : [210]
Для общей реакции:
В массивных звездах более тяжелые элементы могут сжигаться в сжимающемся ядре посредством процесса горения неона и процесса горения кислорода . Заключительным этапом в процессе звездного нуклеосинтеза является процесс горения кремния , который приводит к образованию стабильного изотопа железа-56. [210] Любой дальнейший синтез будет эндотермическим процессом, потребляющим энергию, и поэтому дополнительная энергия может быть произведена только посредством гравитационного коллапса.
