Звёзды. Основные характеристики звезд

Невооружённым глазом можно увидеть до 6000 звёзд

Звезда - это раскалённое плазменное шарообразное космическое тело, находящееся, как правило, в гидродинамическом и термодинамическом равновесии.
Звёзды - основные жители нашей Галактики . В ней насчитывается около 200 миллиардов звёзд. С помощью даже самых больших телескопов удаётся рассмотреть лишь полпроцента от общего количества звёзд Галактики. В звёздах сосредоточено более 95 % всего вещества, наблюдаемого в природе.

Чем отличаются звёзды друг от друга?

1. Звезды почти целиком состоят из водорода (70-80%) и гелия (20-30%); доля всех остальных химических элементов составляет от 0,1% до 4%.
2. В недрах звезд происходят термоядерные реакции.
3. Существование звезд обусловлено равновесием сил тяготения и лучевого (газового) давления.
4. Законы физики позволяют рассчитывать все основные физические характеристики звезд на основе результатов астрономических наблюдений.
5. Основным, наиболее продуктивным методом исследования звезд является спектральный анализ их излучения.

m-видимая звёздная величина (- 0 + )
L-светимость –зависит от T и размера, не зависит от расстояния от звезды до Земли
T-температура определяет цвет звезды

Светимость звезды L — полная энергия, излучаемая звездой по всем направлениям за единицу времени.
Видимая звёздная величина m — мера наблюдаемого блеска небесного объекта, видимого с Земли.
Абсолютная звёздная величина М — видимая звёздная величина, которую бы звезда имела, находясь на стандартном расстоянии 10 пк.

Чем массивнее звезда, тем короче её жизненный путь.

Цвет звёзд зависит от температуры их внешних слоёв. Диапазон температур - от 2 000 до 60 000 °С. Самые холодные звёзды - красные, а самые горячие - голубые. По цвету звезды можно судить, насколько сильно раскалены её внешние слои.

Астрономы оценивают величину звёзд по шкале, согласно которой, чем ярче звезда, тем меньше её номер. Каждый последующий номер соответствует звезде, в десять раз менее яркой, чем предыдущая.

Из-за того, что от звёзд приходит очень мало света, человеческий глаз способен различать цветовые оттенки только у самых ярких из них. В бинокль и тем более в телескоп (они улавливают больше света, чем глаз) цвет звёзд становится заметнее.

Главная последовательность – это период существования звезд Вселенной, во время которого внутри её проходит термоядерная реакция, являющийся самым длинным отрезком жизни звезды. Наше Солнце сейчас находится именно в этом периоде. В это время звезда претерпевает незначительные колебания в яркости и температуре. Продолжительность такого периода зависит от массы звезды. У крупный массивных звёзд он короче, а у мелких длиннее. Очень большим звёздам внутреннего топлива хватает на несколько сотен тысяч лет, в то время, как малые звёзды, как Солнце, будут сиять миллиарды лет.

Через 3 – 4 млрд. лет эволюции наше Солнце покинет главную последовательность, где оно находилось в состоянии относительной стабильности и переместится в нестабильную область красных гигантов .
Пробыв в этой части диаграммы 1-1,5 млрд. лет, красный гигант – Солнце сбросит свои оболочки и резко за какие-нибудь несколько тысячелетий переместится в нижний левый край диаграммы в область, где тихо и стабильно существуют белые карлики.

L – светимость пропорциональна массе звезды.
L – пропорциональна температуре в 4 степени.

самой большой звезды Вселенной.

Самые яркие звёзды вечернего осеннего неба до полуночи.
Оранжевый Арктур из созвездия Волопас
Белая Вега из созвездия Лира
Жёлтая Капелла из созвездия Возничий

Такую красоту мы бы наблюдали на вечернем и ночном небе, если бы все эти звёзды находились на таком же расстоянии, как Солнце.
Арктур 36св.лет 30R Солнца
Вега 25св.лет 2,4R Солнца
Капелла 41св.год 12R Солнца

Из тех звезд, которые мы можем видеть невооруженным глазом на небосводе, наибольшей яркостью обладают: голубой гигант Ригель (созвездие Ориона) и красный гигант Денеб (созвездие Лебедя). Третья по яркости звезда – красный гигант Бетельгейзе, которая вместе с Ригелем составляет знаменитый Пояс Ориона.

Звезда гигант имеет сравнительно низкую температура поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий 800 солнечных и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами.

Звезды карлики являются противоположностью гигантов и включают в себя несколько различных подвидов:
Белый карлик - проэволюционировавшие звезды с массой не превышающей 1,4 солнечных массы, лишенные собственных источников термоядерной энергии. Диаметр таких звезд может быть в сотни раз меньше солнечного, а потому плотность может быть в 1 000 000 раз больше плотности воды.

Красный карлик — маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М или верхний К. Они довольно сильно отличаются от других звезд. Диаметр и масса красных карликов не превышает трети солнечной (нижний предел массы — 0,08 солнечной, за этим идут коричневые карлики).

Коричневый карлик — субзвездные объекты с массами в диапазоне 5—75 масс Юпитера (и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.

Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики — холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принято считать планетами.

Черный карлик - остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.

Средние плотности звезд изменяются в интервале от 10-6 г/см3 до 1014 г/см3 - в 1020 раз!
Температура видимой поверхности звезд составляет от 3000 К до 100000 К. Недавно открытая звезда HD 93129A в созвездии Кормы имеет температуру поверхности 220000 К! Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея) и Мира (o Кита) имеют температуру 2300К, Возничего А - 1600 К.

1 пк = 3,26 св. лет;
1 пк = 206 265 а. е.;
1 пк = 3,086 · 1013 км.

КА «Гиппарх» (слева), названный в честь знаменитого древнегреческого астронома, был способен вычислять параллаксы звезд с погрешностью в 0,001 секунду. Запущенная в 2013 году станция «Гайя» (справа) занимается вычислением параллаксов звезд нашей Галактики с точностью в миллионные доли секунды.

Новая звезда. Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызываю вспышку светимости.

Название "новые звезды" сохранилось с древних времен за звездами, которые считались действительно новыми. Накопленные коллекции фотографий показали, что на самом деле так называемая новая звезда в действительности существовала и раньше, но внезапно вспыхнула, вследствие чего ее яркость за короткое время увеличилась в десятки тысяч раз. После вспышки звезда постепенно возвращается к прежнему состоянию.
Вспышка новой звезды происходит обычно за несколько дней - катастрофически, а возврат к прежней светимости длится годами и сопровождается колебаниями яркости.

Кривые изменения видимой яркости трех новых звезд.

Сверхновые звезды

Некоторые особые звезды, невидимые ранее, неожиданно вспыхивают и угасают подобно новым звездам. Однако в максимуме светимости они бывают в тысячи раз ярче, чем новые звезды. Их называют сверхновыми звездами. Скорость выброса газов из них тоже во много раз больше, чем у обычных новых звезд.
Вследствие колоссальной светимости; в максимуме превосходящей в десятки тысяч раз светимость ярчайших из обычных звезд, мы видим сверхновые звезды на громадных расстояниях от нас, в других звездных системах .

Нейтронная звезда. Звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10-20 км в диаметре. Плотность таких звезды может достигать 1000 000 000 000 плотностей воды. А магнитное поле во столько же раз больше магнитного поля земли. Такие звезды состоят в основном из нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами.

Цефеида – это звезда с переменной светимостью, цикл пульсации которой колеблется от нескольких секунд до нескольких лет, в зависимости от разновидности переменной звезды. Цефеиды обычно изменяют свою светимость в начале жизни и в её завершении.

С изменением температуры несколько меняется и спектральный класс цефеиды. Причина этого состоит в том, что цефеиды - пульсирующие звезды. Они периодически расширяются и сжимаются. Сжатие наружных слоев вызывает их нагрев.
Цефеиды делятся на две группы: короткопериодические цефеиды, иначе звезды типа RR Лиры, с периодами меньше 1 сут и классические с периодами больше 2 сут.
Яркие цефеиды - гиганты видны нам, как маяки Вселенной, издалека. По ним мы намечаем контуры нашей звездной системы.

Симулированный пример бинарной звездной системы, звезды компонент которой вращаются вокруг общего центра масс (красный крест). В этом изображении две звезды имеют сходную массу. В случае бинарной системы Сириуса Сириус А имеет примерно в два раза больше массы Сириуса Б.

Два тела одинаковых масс обходят вокруг одной и той же точки (красный крест) по круговой орбите.

Тела разной массы.

Возможно, половина звезд, которые мы видим ночью, являются бинарниками.

Двойная звезда в созвездии Большой Медведицы.

Астрономы, использующие очень большой телескоп Европейской южной обсерватории, обнаружили две очень горячие звезды настолько близко, что они фактически касаются друг друга, образуя массивную двойную звезду.
В космическом масштабе это явление очень быстротечно, и астрономы ESO заявили, что в конечном итоге двойная звезда станет либо огромной одиночной звездой, либо бинарной черной дырой.

Спектрально- двойные звёзды

Пульсар

Обсерватория "Хаббл" запечатлела новорожденные звезды.

Обнаружена самая далекая звезда
Как правило, даже используя самые мощные телескопы, невозможно выявить звезды на расстоянии более 100 миллионов световых лет. Однако природный телескопический феномен и немного везения помогли астрономам увидеть голубого сверхгиганта на расстоянии 9 миллиардов световых лет от Земли.

Ученые наблюдали за сверхновой с помощью космического телескопа «Хаббл», когда заметили точку света. Позже они поняли, что это отдельная звезда.
Гравитация от массивного небесного объекта может действовать как увеличительное стекло, отклоняя и усиливая свет от объектов позади него. Этот эффект называют гравитационным линзированием. В данном случае гравитация массивного скопления галактик на расстоянии 5 миллиардов световых лет позволила астрономам увидеть голубой сверхгигант, получивший название Икар.

«Эти линзы — потрясающие космические телескопы. Впервые мы видим отдельную нормальную звезду на расстоянии 9 миллиардов световых лет. Не галактику с ее миллиардами светил, не яркую сверхновую, не гамма-всплеск, а единственную стабильную звезду»,
Обычно линзирование увеличивает отдаленные объекты примерно в 50 раз, но Икар был увеличен в гораздо большей степени. Причиной этого является дополнительное увеличение, помимо эффекта от скопления галактик, которое создала другая отдельная звезда внутри этого кластера, оказавшись точно на одной линии перед Икаром. В результате объект выглядел ярче более чем в 2000 раз.

Ученые в целом согласны с тем, что породивший Вселенную Большой Взрыв произошел около 13,8 миллиардов лет назад. Икар настолько стар, что свет, наблюдаемый «Хабблом», сформировался, когда возраст Вселенной составлял всего 30 % от нынешнего. Наблюдая за далекой звездой, астрономы также проверяют гипотезы о темной материи. Одна из них предполагает, что темная материя состоит из первобытных черных дыр, гипотетических объектов, которые возникли сразу после Большого Взрыва. По мнению авторов, световые флуктуации, замеченные у Икара, делают эту гипотезу маловероятной.

Взрывающаяся галактика М82

Обнаружена самая далёкая галактика:
30 млрд световых лет от Земли