чем белее звезда тем она

§3.2. Яркость и цвет звезд

Днем небо кажется голубым оттого, что неоднородности воздушной среды сильнее всего рассеивают голубые лучи солнечного света.

Вне пределов земной атмосферы небо всегда черное, и на нем можно наблюдать звезды и Солнце одновременно. Звезды имеют разную яркость и цвет: белый, желтый, красноватый.

Чем краснее звезда, тем она холоднее. Наше Солнце относится к желтым звездам. Ярким звездам древние арабы дали собственные имена.

Белые звезды: Вега в созвездии Лиры, Альтаир в созвездии Орла (видны летом и осенью). Сириус — ярчайшая звезда неба (видна зимой); красные звезды: Бетельгейзе в созвездии Ориона и Альдебаран в созвездии Тельца (видны зимой), Антарес в созвездии Скорпиона (виден летом); желтая Капелла в созвездии Возничего (видна зимой).

Самые яркие звезды еще в древности назвали звездами 1-й величины, а самые слабые, видимые на пределе зрения для невооруженного глаза,— звездами 6-й величины. Эта старинная терминология сохранилась и в настоящее время. К истинным размерам звезд термин «звездная величина» отношения не имеет, она характеризует световой поток, приходящий на Землю от звезды. Принято, что при разности в одну звездную величину яркость звезд отличается примерно в 2,5 раза. Разность в 5 звездных величин соответствует различию в яркости ровно в 100 раз. Так, звезды 1-й величины в 100 раз ярче звезд 6-й величины.

Современные методы наблюдений дают возможность обнаружить звезды примерно до 25-й звездной величины. Измерения показали, что звезды могут иметь дробные или отрицательные звездные величины, например: для Альдебарана звездная величина m = 1,06, для Веги m = 0,14, для Сириуса m = — 1,58, для Солнца m = — 26,80.

Источник

Цвета звезд и их классификация

Какие цвета звезд бывают? На самом деле, они могут быть совершенно разными. Как правило, визуально на небесной сфере мы различаем белые и красные светила.

Хотя многие считают, что звёздные объекты белые, в действительности, это не так. Они бывают голубые, желтые, оранжевые и красные.
Сияние звезд на небе очень красивое и таинственное явление.

Разноцветные звезды

Почему звезды разного цвета

Во-первых, атмосфера Земли искажает реальные цвета звезд.

Во-вторых, нам кажется, что излучение звёздных тел белое из-за нашего восприятия. В основном, это связано с физическими возможностями человека. Потому как в сетчатке наших глаз находятся рецепторы, которые отвечают за цветное зрение. Чем слабее импульс, тем более в тусклом свете мы видим.

На удивление, разнообразные цвета звезд обусловлены не так их составом, их температурой. Как оказалось, нагрев ионизирует определённые элементы, тем самым скрывая их.

Благодаря спектральному анализу астрономы определяют и состав, и температуру объектов. Поскольку атомы отдельного вещества обладают своей пропускной способностью. Например, одни световые волны легко проходят через определенные вещества. А другие, наоборот, не пропускают их. Таким образом можно определить химический состав тела.

Наос (самая горячая звезда)

В любом случае, разница в цветовой гамме зависит от температуры поверхности. Стоит отметить, что в природе всегда существует отношение между энергией и излучаемым светом.

Собственно говоря, на степень нагретости влияет скорость молекулярного движения вещества. А она оказывает влияние на длину световых волн, проходящих через эти вещества. То есть при высокой скорости молекулы движутся быстрее, поверхность становится горячее. В результате волны укорачиваются. И наоборот, холодная среда характеризуется небольшой скоростью, а также удлинёнными волнами.

Как оказалось, излучаемый видимый свет складывается из световых волн. Где короткие проявляются синими, а длинные красными оттенками. Белый же цвет возникает при наложении разных спектральных лучей друг на друга.

Напомним, что диаграмма Герцшпрунга-Рассела отображает все основные характеристики звёзд, которые между собой взаимосвязаны. Как из неё видно, цвета звезд зависят от их температуры по возрастанию.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Какого цвета холодные звезды

В действительности, их поверхность нагрета до 3000 градусов. И цвет холодных звезд находится в красном диапазоне. Как правило, это красные гиганты.

Какого цвета самые горячие звезды

Между прочим, чем горячее звёздное тело, тем ближе к голубому. Их разогретость может иметь значения 10-30 тысяч градусов по Цельсию. К тому же, существуют тела с показателями около 100 тысяч градусов. Причем это самые горячие голубые звезды. Также представляют собой гиганты.

Классификация звезд по цвету

Прежде всего, разделение происходит по принципу: от горячих к холодным. Всего выделено 7 групп. В свою очередь, они делятся на категории от 0 до 9, также от самых горячих к самым холодным.

Класс О: голубые

Как уже было сказано, они имеют самую высокую температуру (в среднем 300000°С). Вероятнее всего, возникают из двойных при их слиянии. В итоге, получается одно очень яркое и массивное светило, которое сильно разогрето.

К примеру, к ним относятся Ригель, Тау Большого Пса, Дзета Ориона и другие.
По оценке учёных, это довольно редкие экземпляры в нашей Вселенной.

Класс В: белые и голубые

По большей части, это небольшие тела с нагретой поверхностью от 7 до 200000°С. В эту группу входят Альтаир, Вега и Сириус.

G класс — желтые

Установлено, что желтая звезда обладает температурой поверхности около 60000°С, а масса приблизительно как у Солнца (0,8-1,4).

Из них можно отметить светила Альхита, Дабих, Капелла и другие. Также, например, наше родное Солнце относится к карликам класса G2.

Класс К — оранжевые

В отличие от других, для них характерен нагрев от 4000 до 60000°С. Для примера, известная звезда Альдебаран как раз имеет оранжевый цвет.

М класс — красные

По сравнению с остальными, их поверхность не отличается горячностью (30000°С). А внешняя оболочка богата на углерод. Что важно, многие популярные объекты представляют данный тип. Взять хотя бы Антарес и Бетельгейзе.

Между прочим, во Вселенной наиболее распространены оранжевые и красные светила.

Какие еще бывают светила по цвету

С одной стороны, спектр обладает максимумом в определенном цвете. С другой стороны, при наблюдении это не всегда заметно. Нам кажется, что свет белый, иногда даже красноватый. Конечно, детальный анализ распределения интенсивности электромагнитного излучения показывает реальные свойства небесных объектов. Хотя сейчас многие телескопы также позволяют их различить.

Более того, мы научились распознавать другие виды излучений. Что делает возможным выяснить многие особенности космических тел.

Так, установили, что нейтронные светила излучают рентгеновские лучи. Кроме того, существуют зелёные и фиолетовые тела. Которые мы воспринимаем как белые и голубые соответственно. Правда, их невозможно определить без специальных приборов. Потому что они могут быть лишь в очень тесных двойных системах.

Вдобавок ко всему, цвет звезд, как и все её характеристики, может меняться под влиянием друг друга, внешней среды и стадии эволюции. То есть, все происходящие с ними процессы, так или иначе, влияют и изменяют его.
Помимо всего, визуальное различие тел зависит от чувствительности глаз человека, а также индивидуального восприятия.

Итак, мы узнали какого цвета звезды на небе, причины их различия. Надеюсь, теперь вы сможете ответить на вопрос: какого цвета, например, звезда Бетельгейзе?

При наблюдениях не стоит забывать, что сияющая одним светом звезда, скорее всего, в действительности обладает иным спектром.

Источник

Какого цвета бывают звезды?

Многие люди думают, что все звезды на небе белого цвета. (Кроме Солнца, которое, конечно, желтое.) Как это ни удивительно, но на самом деле все как раз наоборот: наше Солнце практически белое, а звезды бывают разных цветов — голубоватые, белые, желтоватые, оранжевые и даже красные!

Другой вопрос, можно ли увидеть цвет звезд невооруженным глазом? Тусклые звезды кажутся белыми просто потому, что они слишком слабы для возбуждения в сетчатке наших глаз колбочек — специальных клеток-рецепторов, отвечающих за цветное зрение. Чувствительные к слабому свету палочки не различают цветов. Именно поэтому в темноте все кошки серые, а все звезды белые.

Цвета ярких звезд

А как насчет ярких звезд?

Давайте посмотрим на созвездие Ориона, а вернее, на две его ярчайшие звезды, Ригель и Бетельгейзе. (Орион — центральное созвездие зимнего неба. Наблюдается по вечерам на юге с конца ноября по март.)

Звезда Бетельгейзе выделяется среди других в созвездии Ориона своим красноватым оттенком. Фото: Bill Dickinson/APOD

Даже беглого взгляда хватит, чтобы заметить красный цвет Бетельгейзе и голубовато-белый цвет Ригеля. Это не кажущееся явление — звезды действительно имеют разные цвета. Разница в цвете определяется только температурой на поверхностях этих звезд. Белые звезды горячее желтых, а желтые, в свою очередь, горячее оранжевых. Самые горячие звезды голубовато-белого цвета, а самые холодные — красные. Таким образом, Ригель намного горячее Бетельгейзе.

Какого цвета на самом деле Ригель?

Иногда, правда, все не так очевидно. В морозную или ветреную ночь, когда воздух неспокоен, вы можете наблюдать странную вещь — Ригель быстро-быстро меняет свою яркость (попросту говоря, мерцает) и переливается разными цветами! Иногда кажется, что он голубой, иногда — что белый, а затем на мгновение проскакивает и красный цвет! Получается, что Ригель вовсе не голубовато-белая звезда — она вообще непонятно какого цвета!

Голубой Ригель и отражательная туманность Голова Ведьмы. Фото: Michael Heffner/Flickr.com

Ответственность за это явление лежит целиком и полностью на атмосфере Земли. Низко над горизонтом (а Ригель в наших широтах высоко никогда не поднимается) звезды часто мерцают и переливаются разными цветами. Их свет проходит через очень большую толщу атмосферы, прежде чем достичь наших глаз. По пути он преломляется и отклоняется в слоях воздуха с разной температурой и плотностью, создавая эффект дрожания и быстрой смены цвета.

Наилучший пример переливающейся разными цветами звезды — белый Сириус, который находится на небе по соседству с Орионом. Сириус — ярчайшая звезда ночного неба и потому ее мерцание и быстрое изменение цвета гораздо заметней, чем у звезд по соседству.

Хотя звезды бывают разных цветов, невооруженным глазом лучше всего различаются белые и красноватые. Из всех ярких звезд, пожалуй, только Вега выглядит отчетливо голубоватой.

Вега в телескоп похожа на сапфир. Фото: Fred Espanak

Цвета звезд в телескопы и бинокли

Оптические инструменты — телескопы, бинокли и подзорные трубы — покажут гораздо более яркую и широкую палитру звездных цветов. Вы увидите ярко-оранжевые и желтые звезды, голубовато-белые, желтовато-белые, золотистые и даже зеленоватые звезды! Насколько эти цвета реальны?

В основном они все реальны! Правда, зеленых звезд в природе не бывает (почему — отдельный вопрос), это оптический обман, хотя и очень красивый! Наблюдение зеленоватых и даже изумрудно-зеленых звезд возможно только в тесных двойных звездах, когда очень близко есть желтая или желтовато-оранжевая звезда.

Телескоп-рефлектор гораздо точнее передает цвета, чем рефрактор, поскольку линзовые телескопы страдают в той или иной степени хроматической аберрацией, а зеркала рефлектора отражают свет всех цветов одинаково.

Очень интересно понаблюдать за разноцветными звездами сначала невооруженным глазом, а затем в бинокль или в телескоп. (Наблюдая в телескоп, используйте минимальное увеличение.)

В таблице ниже приведены цвета для 8 ярких звезд. Блеск звезд дан в звездных величинах. Буква v означает, что блеск звезды переменный — она светит в силу физических причин то ярче, то тусклее.

Разноцветные звезды на декабрьском небе

В декабре можно найти целую дюжину ярких цветных звезд! О красной Бетельгейзе и голубовато-белом Ригеле мы уже говорили. В исключительно спокойные ночи поражает своей белизной Сириус. Звезда Капелла в созвездии Возничего для невооруженного глаза кажется практически белой, зато в телескоп обнаруживает отчетливый желтоватый оттенок.

Обязательно взгляните на Вегу, которая с августа по декабрь видна по вечерам высоко в небе на юге, а затем на западе. Вегу недаром называют небесным сапфиром — настолько глубок ее голубой цвет при наблюдении в телескоп!

Наконец, у звезды Поллукс из созвездия Близнецов вы обнаружите бледно-оранжевое сияние.

Поллукс, ярчайшая звезда в созвездии Близнецов. Фото: Fred Espanak

В конце замечу, что цвета звезд, которые мы наблюдаем визуально, во многом зависят от чувствительности наших глаз и субъективного восприятия. Возможно, вы мне возразите по всем пунктам и скажете, что цвет Поллукса густо-оранжевый, а Бетельгейзе — желтовато-красный. Проведите эксперимент! Посмотрите на звезды, приведенные в таблице выше, сами — невооруженным глазом и через оптический инструмент. Дайте свою оценку их цвета!

Источник

Чем белее звезда тем она

Невооруженным глазом и тем более при наблюдениях в бинокль или телескоп нетрудно заметить, что звезды различаются по цвету. Цвет звезд в значительной степени определяется температурой их видимой поверхности.

При хорошей остроте зрения на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии.

РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЁЗД

Расстояние до далёкого предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направления на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Это можно сделать, потому что в треугольнике известна одна сторона (базис) и два прилежащих угла. При измерениях на Земле этот метод называют триангуляцией.

Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был бы виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.

Параллаксы даже самых близких звёзд чрезвычайно малы, меньше 1″. Здесь требуются очень точные инструменты, поэтому не удивительно, что долгое время (до середины XIX в.) измерить параллаксы не удавалось. И разумеется, это было совершенно невозможно во времена Коперника, который впервые предложил метод параллаксов как прямое следствие своей гелиоцентрической системы (в геоцентрической системе параллактических смещений быть не должно).

Из соотношений в параллактическом треугольнике легко вычислить, что 1 парсек (пк) равен 206 265 а. е., или примерно 30 трлн километров. Это очень большая величина, свет преодолевает такой путь за 3,26 года.

Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд. К сожалению, лишь для ближайших соседей это удаётся сделать с большой точностью. Однако существует ряд методов, с помощью которых расстояние до звезды можно получить косвенным путём, используя различные астрофизические или статистические соотношения. Так, светимость переменных звёзд, называемых цефеидами, оказалась связанной с периодом изменения их блеска. Зная период далёкой переменной звезды и её видимую звёздную величину, легко найти расстояние до звезды. Методы изучения двойных звёзд также позволяют вычислить расстояния до некоторых из них. Есть и другие косвенные способы определения расстояний до звёзд и звёздных систем.

Химический состав звезд

Определяется по спектру (интенсивности фраунгоферовых линий в спектре).Разнообразие спектров звезд объясняется прежде всего их разной температурой, кроме того вид спектра зависит от давления и плотности фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава. Звезды состоят в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы.

Когда были измерены расстояния до ярких звёзд, стало очевидным, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Если светимость Солнца принять за единицу, то, к примеру, мощность излучения четырёх ярчайших звёзд неба, выраженная в светимостях Солнца, составит:

ЦBET И ТЕМПЕРАТУРА

Человеческий глаз не способен очень точно определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого (или невидимого) спектра. Ведь цвет звезды зависит от того, на какой участок спектра приходится наибольшая энергия излучения. Сравнение звёздных величин в разных интервалах спектра (например, в голубом и жёлтом) позволяет количественно охарактеризовать цвет звезды и оценить её температуру.

СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЁЗД

В горячих голубых звёздах с температурой свыше 10-15 тыс. кельвинов большая часть атомов ионизована, так как лишена электронов. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звёзд линий мало. Самые заметные принадлежат гелию. У звёзд с температурой 5-10 тыс. кельвинов (к ним относится Солнце) выделяются линии водорода, кальция, железа, магния и ряда других металлов. Наконец, у более холодных звёзд преобладают линии металлов и молекул, выдерживающих высокие температуры (например, молекул окиси титана).

Солнце G2 Сириус А1 Канопус F0 Арктур К2 Вега А0 Ригель В8 Денеб А2 Альтаир А7 Бетельгейзе М2
Полярная F8

Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?

На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди «перекрывая» идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные (линейные) размеры.

позволяющую найти радиус звезды по её температуре и светимости (величины R®, L® и Т® = 6000 К известны).

Итак, по своим размерам, звезды делятся (название: карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название «белый карлик»), введены с 1953 года на:

Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а также особенности её жизненного пути.

Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звёзд, входящих в двойные системы, измеряя скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе анализе тех звёздных характеристик, которые так или иначе связаны с массой Чаще всего это светимость. Для многих звёзд выполняется простое правило: чем выше светимость, тем больше масса. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз.

Анализируя важнейшие характеристики звёзд, сопоставляя их друг с другом, учёные смогли установить и то, что недоступно прямым наблюдениям: как устроены звёзды, как они образуются и изменяются в течение жизни, во что превращаются, растратив запасы своей энергии.

Класс В – это бело-голубые звезды. Температура их 14 000 °С. Температура их 14 ООО °С. Типичные звезды: Эпсилон в созвездии Ориона, Ригель, Колос.

Класс F – это бело-желтые звезды. Температура их поверхности 6700 °С. Типичные звезды Канопус, Процион, Альфа в созвездии Персея.

Кроме звезд главной последовательности, астрономы выделяют такие типы звезд:

Красные гиганты и сверхгиганты — это звезды с довольно низкой эффективной температурой в 2700- 4700°С, однако с огромной светимостью. Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.

Нейтронные звезды – класс звезд, как и белые карлики, образуются после гибели звезды с массой 8-10 масс Солнца (звезды с большей массы уже образуют черные дыры). В данном случае ядро сжимается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны. Одной из особенности нейтронных звезд является сильное магнитное поле. Благодаря ему и быстрому вращению, приобретенному звездой из-за несферического коллапса, в космосе наблюдаются радио- и рентгеновские источники, которые называются пульсары.

Источник

Звёзды: как они рождаются, какими бывают и как гибнут

Если неподготовленный читатель попытается разобраться в вопросе о том, какие бывают звёзды, то его ждёт знакомство с пугающе-сложной классификацией, существующей в современной астрономии. К примеру, ему расскажут о семи основных (O, B, A, F, G, K, M) и нескольких дополнительных классах звёзд. Параллельно ему сообщат о красных, чёрных, белых, жёлтых, оранжевых и коричневых карликах; красных, оранжевых, белых и голубых гигантах, сверхгигантах и субгигантах. Кроме того, он может встретить упоминания о гелиевых углеродных, циркониевых, и бариевых звёздах; о типах звёзд с именами собственными, например, «звезда типа Т Тельца» или «звезда Вольфа-Райе»; наконец, о таких объектах, как нейтронные звёзды, пульсары, чёрные дыры и так далее.

Однако прелесть физики вообще и астрофизики в частности заключается в том, что к формированию всего этого многообразия привели одни и те же процессы, и если их понять, то и «небесный зоопарк» окажется устроен просто и логично.

Начнём сначала: с того, как вообще образуются звёзды.

Местом рождения звёзд являются так называемые межзвёздные газовые облака – огромные (десятки и сотни световых лет в диаметре) области пространства, в которых по тем или иным причинам концентрация межзвёздного газа, на 80% состоящего из водорода, выше, чем в среднем по галактике.

Если быть вполне точным, речь идёт о так называемых молекулярных облаках — наиболее плотных в своём роде.

Изначальная масса вещества в таком облаке может составлять сотни тысяч масс Солнца. По земным меркам космические облака, даже молекулярные, представляют собой почти абсолютный вакуум, однако они достаточно плотны для того, чтобы молекулы и атомы такого облака оказывали существенное гравитационное влияние друг на друга.

Под действием гравитации различные части облака начинают притягиваться друг к другу, медленно дрейфуя к центру масс. Плотность облака в результате начинает увеличиваться: сильнее в центре, слабее по краям.

Обычно центров, вокруг которых концентрируется масса, несколько. По мере сжатия, единое облако распадётся не несколько более мелких (фрагментируется). Каждый из фрагментов может породить звезду, поэтому звёзды обычно рождаются группами.

По универсальному закону термодинамики, при сжатии газы нагреваются (при расширении же, напротив, охлаждаются – это явление в своей работе используют привычные нам холодильники или кондиционеры). Это же происходит и с облаком: при его уплотнении выделяется энергия. Половина его идёт на разгорев облака, половина уносится в окружающий космос с излучением.

Излучение (любое электромагнитное излучение) обладает световым давлением. Это давление действует на все тела, на которые падает излучение. В нашем случае давление изучения стремится раздуть облако. Но пока его сила ещё недостаточна для того, чтобы сопротивляться гравитации.

Уплотнение продолжается, и в центре облака появляется область высокой концентрации газа, которая уже непрозрачна для излучения. Свет перестаёт уносить энергию за пределы этой области, и её разогрев ускоряется.

При этом продолжается процесс уплотнения. В центре облака появляется зародыш звезды: пузырь газа, плотность которого может достигать плотности земной атмосферы, а температура – тысяч градусов. Свечение данного зародыша становится достаточно интенсивным для того, чтобы сдержать процесс гравитационного сжатия. Масса ядра перестаёт расти. Образуется протозвезда – своего рода личинка будущей звезды, окружённая коконом из газопылевого вещества облака, и потому недоступная для наблюдения.

Протозвезда больше не набирает массу, однако под действием собственных гравитационных сил она продолжает уплотняться, а значит, нагреваться. Интенсивность её излучения растёт, и со временем световое давление, которое оно оказывает на оболочку глобулы, превосходит силы гравитации. Оболочка начинает разрушаться, как бы раздуваться излучением, и свет протозвезды становится видимым. «Бабочка» вырывается из кокона, а астрономы говорят о рождении нового светила.

Точнее, это ещё пока не совсем звезда. Внутри неё ещё не идут термоядерные реакции, являющиеся источником энергии для «настоящих» звёзд. Нагрев такой звезды определяется исключительно её продолжающимся гравитационным сжатием. Астрономы именуют эти объекты звёздами типа Т Тельца – по имени первого открытого объекта этого рода.

То, что будет происходить с новорожденной звездой дальше, зависит от её массы.

Если масса звезды составляет менее 7% от массы Солнца, то ничего принципиально интересного с ней больше и не произойдёт. Она будет продолжать уплотняться под действием гравитационных сил, в процесс становясь всё ярче и горячее: поздние звёзды типа Т Тельца могут по яркости не уступать «настоящим» звёздам. Однако этот процесс не может продолжаться вечно: рано или поздно звезда сожмётся до своей предельной плотности, и брать энергию ей больше будет неоткуда. После этого она будет печально дрейфовать в межзвёздном пространстве, отдавая в окружающее пространство накопленную в процессе сжатия энергию. При этом звезда довольно быстро остывает и тускнеет.

Такие недозвёзды астрономы называют коричневыми карликами.

Иная судьба – у более крупных звёзд. В процессе гравитационного сжатия их недра разогреются существенно сильнее, достигнув температур в десятки миллионов градусов Цельсия. Этой температуры уже достаточно, чтобы ядра атомов водорода, из которых состояло то самое первоначальное облако, а теперь состоит звезда, начали сливаться, образуя атомы гелия. Этот процесс именуется термоядерным синтезом, и в процессе каждого акта такого слияния выделяется огромная энергия. Звезда получает новый мощный источник энергии, загораясь уже по-настоящему.

Важно помнить: по-настоящему «светится» лишь внутренняя часть звезды, её ядро. Образующаяся в результате энергия, выделяясь в виде излучения, оказывает огромное давление на внешние слои звезды, уравновешивая гравитационные силы, стремящиеся сжимать её дальше. Равновесие гравитации и давления излучения и определяет устойчивость звезды.

В этом смысле звезда похожа на воздушный шарик, сохраняющий постоянный объём благодаря равновесию двух противонаправленных сил: упругости оболочки (гравитации) и давлению сжатого газа внутри (излучения).

При этом гравитация зависит от массы, а интенсивность излучения – от интенсивности термоядерных реакций. А та, в свою очередь, зависит от температуры. Возникает интересный эффект: если температура внутри звезды по каким-то причинам возрастает, реакция начинает идти более интенсивно; давление излучения возрастает и «раздувает» звезду; а при расширении газы охлаждаются, и в итоге звезда охлаждается, компенсируя увеличение температуры. Этот эффект обеспечивает устойчивость звёзд и на даёт им превратиться в гигантские термоядерные бомбы.

Подавляющее большинство известных нам звёзд устроены именно так: относительно разреженная оболочка и сжатая горячая сердцевина, где идёт процесс синтеза гелия из водорода с выделением огромной энергии – в астрофизике этот процесс принято именовать «горением водорода». Звёзды, источником энергии которых является водородный термоядерный синтез принято называть звёздами главной последовательности.

Почему «последовательности»? Потому что эти звёзды, хотя и устроены по одному и тому же физическому принципу, внешне могут достаточно сильно различаться между собой.

Всё зависит от массы.

Чем меньше масса звезды, тем менее интенсивно в ней идут термоядерные реакции. Соответственно, тем меньшей температурой обладает её поверхность, и тем более холодным светом она светится. Вопреки нашим бытовым представлениям, в которых красные, жёлтые и оранжевые цвета считаются тёплыми, а белые и голубые – холодными, в физике всё наоборот: чем холоднее объект, тем краснее его свет. Именно поэтому самые маленькие звёзды Вселенной называют красными карликами из-за их небольшой массы (8-40% массы Солнца) и холодного излучения. Более массивные звёзды образуют классы оранжевых и жёлтых карликов (спектральные классы К или G). Их масса составляет от 0,4 до 1,2 солнечных. Само Солнце является жёлтым карликом.

Жёлто-белые звёзды спектрального класса F имеют массу в пределах 1,1-1,4 массы Солнца; звёзды спектрального класса A (белые) весят в 1,5-3 раза больше Солнца. Бело-голубые звёзды класса B могут весить как 10-15 Солнц, а голубые гиганты и сверхгиганты (класс О) и вовсе поражают воображение.К примеру, самая крупная известная современной науке звезда R136a1, расположенная в соседней галактике Большое Магелланово Облако, весит примерно в 315 (!) раз больше Солнца.

Чем больше звезда, тем ярче она светит, но и тем быстрее она «сожжёт» всё своё топливо. У Солнца этот процесс, вероятно, займёт около 8 миллиардов лет. Самые крупные голубые гиганты сожгут свой водород уже за 10-20 миллионов лет. А вот крошечные холодные красные карлики, напротив, являются звёздными долгожителями: астрофизики отводят им сроки жизни в десятки и сотни миллиардов лет.

Что же происходит со звездой после того, как её водород «выгорит»? Опять же, всё зависит от размера.

С красным карликом, вероятно, не произойдёт больше ничего интересного. Когда «горение водорода» прекратится, он лишится источника энергии. Равновесие гравитации и излучения будет нарушено в пользу гравитации. Из «воздушного шарика» «выпустят воздух», и он съёжится, уменьшившись в размерах. В процессе звезда, правда, существенно нагреется (благодаря той же самой энергии гравитационного коллапса, которая нагревала её на ранних этапах эволюции), и её свет станет даже более горячим (менее красным, более голубым) чем у Солнца: образуется так называемый белый карлик. Вещество белого карлика до предела сжато его гравитацией, так что, имея массу, сравнимой с массой Солнца, такая «пост-звезда» может быть в сотни раз меньше его и обладать плотностью, которая в миллионы или даже миллиарды раз превосходит плотность воды. Плотная и горячая капля белого карлика затем будет миллионы и миллиарды лет кружить по Вселенной, постепенно остывая за счёт излучения, пока не погаснет совсем, превратившись в чёрный карлик – огарок звезды.

Судьба более крупных звёзд типа Солнца будет, вероятно, более интересной. После исчерпания запасов водорода они также начнут сжиматься и нагреваться, увеличивая температуру своего света (к примеру, жёлто-оранжевое Солнце станет, скорее всего, небольшой желто-белой звездой). Но так как их масса больше, чем у красных карликов, то и выделяющаяся в процессе сжатия энергия будет более значительной. В результате температура в ядрах таких звёзд повысится до сотен миллионов градусов, и в реакцию термоядерного синтеза сможет вступать уже гелий, образовавшийся из водорода на предыдущем этапе жизненного цикла.

Объединяясь друг с другом два ядра атома гелия будут образовывать ядро бериллия, которое затем будет присоединять ещё одно ядро гелия, превращаясь в углерод.

После того, как в ядре звезды начнётся новая реакция, излучение возобновится, и за счёт его давления звезда стремительно увеличится в размерах: к примеру, когда это случится с Солнцем, его размеры вырастут примерно в 200 раз, и его внешняя граница почти достигнет орбиты Земли.

Однако в ходе одного акта синтеза углерода из гелия выделяется куда меньше энергии, чем при «горении» водорода. Поэтому поверхность звезды станет куда более холодной, а свет её «покраснеет». Так из жёлто-оранжевого карлика Солнце станет красным гигантом.

Важный момент: получается так, что звёзды-гиганты бывают принципиально двух различных типов. Это могут быть молодые водородные звёзды, которые велики от рождения, а могут быть звёзды, которые уже перешли на более поздние виды топлива. То, что эти принципиально разные объекты имеют похожие название, порождает путаницу, но выпутаться несложно. Любая молодая большая звезда должна быть горячей, так что если вы видите гигант спектрального класса «краснее» A (белые звёзды), то это, скорее всего старая звезда, разбухшая «не от хорошей жизни». Сверхгиганты и гипергиганты могут быть молодыми лишь в случае, если являются голубыми звёздами самого горячего класса О.

Но вернёмся к жёлтым звёздам. Считается, что гелиевая «вторая молодость» Солнца продлится недолго: уже примерно через 100 миллионов лет запасы этого топлива также закончатся, и реакция термоядерного горения в Солнце прекратится. Под действием собственной гравитации Солнце снова начнёт сжиматься и нагреваться. Однако масса Солнца недостаточна для того, чтобы нагреть его недра до примерно миллиарда градусов, когда в термоядерную реакцию сможет вступать углерод, из которого к тому моменту будет состоять ядро звезды. Сжавшись до предела, Солнце станет углеродным белым карликом, и на этом его содержательная история закончится.

Более крупные звёзды (с массой более 2-2,5 солнечных), впрочем, переживут ещё один, а возможно, и несколько подобных циклов: в результате слияния атомов углерода будут образовываться кислород, тот, в свою очередь, при соответствующей температуре может «загореться», образуя кремний. Кремний, в свою очередь, может участвовать в реакциях синтеза с образованием железа и никеля. На железе цепочка обрывается: при слиянии атомов железа энергия уже не выделяется, а поглощается. Истратив все возможные виды топлива, звезда придёт к неизбежному финалу – образованию белого карлика и дальнейшему постепенному остыванию.

В процессе этих эволюций звезда будет неоднократно менять цвет и размер: после исчерпания запасов топлива в очередном цикле она будет некоторое время уменьшаться и нагреваться, «голубея», а с началом горения следующего вида топлива – расти в размерах и «краснеть». К примеру, звезда Денеб, сегодня являющаяся бело-голубым сверхгигантом, в «водородной» стадии своего жизненного цикла могла быть голубой звездой меньшего размера.

Ещё более крупным звёздам (от 8 масс Солнца), в конце жизни, видимо, уготована более интересная судьба, чем «скучное» превращение в белый карлик.

Вещество белых карликов находится в достаточно специфическом состоянии: оно сжато достаточно плотно для того, чтобы начали проявляться его квантовые свойства. Как известно, звёздное вещество состоит из плазмы – своеобразного «супа» из положительно заряженных атомных ядер и отрицательно заряженных электронов. Ввиду квантовых свойств электрона (кому интересно, речь идёт о так называемом запрете Паули), существует некая максимально возможная концентрация этих электронов в пространстве. Если она достигнута, сжать вещество сильнее не получится: электроны достигли своей предельно плотной упаковки. Такое состояние называется вырожденным. Именно это мешает коричневым карликам под действием гравитации сжаться до запуска «горения водорода», а жёлтым – до горения углерода.

И всё-таки добиться ещё более плотной «упаковки» вещества можно. Для этого нужно просто… куда-то убрать электроны. Куда? Ответ на этот вопрос даёт так называемый процесс бета-захвата электрона атомным ядром с последующим превращением одного из его протонов в нейтрон (этот процесс ещё называют нейтронизацией). Правда, для этого процесса коллапсирующая под действием гравитации звезда должна разогреться до чудовищных температур в сотни миллиардов (10 в 11 степени) градусов. Для этого эта звезда, вероятно, должна иметь массу, в 15-20 масс превосходящую массу Солнца.

Наконец, у звёзд массой в 30 масс Солнца и более финал жизни будет ещё более впечатляющим. Энергия их гравитационного коллапса, похоже, оказывается достаточно велика, чтобы сжать нейтронное вещество ещё сильнее. Как именно это происходит и в каком состоянии оказывается в результате вещество, мы пока достоверно не знаем, но в результате, по всей видимости, образуется чёрная дыра: объект столь плотный, что его гравитационное поле способно удерживать даже свет.

Таким образом, всё многообразие «звёздного зоопарка» укладывается в довольно простую схему эволюции в зависимости от массы протозвезды, с которой всё началось:

· при массе ниже 8% солнечной: звезда типа Т Тельца – коричневый карлик – чёрный карлик.

· при массе 0,5-1,5 массы Солнца: звезда типа Т Тельца – желтый карлик – красный «поздний» гигант – углеродный белый карлик – чёрный карлик.

· при массе 1,5-15 масс Солнца: звезда типа Т Тельца – жёлто-белая или белая звезда – несколько фаз в виде «позднего» гиганта – кислородный или кремниевый белый карлик – чёрный карлик.

Также все известные нам звёзды можно рассортировать по их возрасту:

· протозвёзды и «недозвёзды»: звёзды типа Т Тельца (от красных до жёлто-белых, классы K, M, G, F) и коричневые карлики;

· звёзды главной последовательности: оранжевые и жёлтые карлики, желто-белые и белые звёзды, бело-голубые гиганты, голубые сверхгиганты и гипергиганты;

· старые звезды в «постводородной» стадии: красные желтые, бело-желтые, и белые гиганты и сверхгиганты, белоголубые сверхгиганты и гипергиганты;

· «огарки» звёзд: белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры.

В эту стройную схему не укладываются объекты, рождающиеся в системах двойных звёзд и ряд других частных случаев, а также ряд гипотетических объектов, существование которых до сих пор не подтверждено экспериментально.

О некоторых из них мы поговорим в наших следующих публикациях.

Следует подчеркнуть, что многие звёзды, особенно на поздних стадиях своего развития или в конце жизни сбрасывают свои внешние оболочки в процессах различной степени драматичности. Из этих оболочек впоследствии образуется новое межзвёздное облако, которое, в свою очередь, может дать жизнь новым звёздам. Процесс продолжается циклично, и будет продолжаться, по всей видимости, до тех пор, пока все более лёгкие элементы во Вселенной не будут переработаны в элементы группы железа, после чего звёздная эпоха в истории Вселенной завершится.

Источник