WikiDer > Звезда

А звездообразование регион в Большое Магелланово Облако

Ложный цвет образы солнце, а Звезда главной последовательности G-типа, ближайший к Земле

А звезда является астрономический объект состоящий из светящегося сфероид из плазма держится вместе сила тяжести. Ближайшая к земной шар это солнце. Многие другие звезды видны невооруженным глазом с Земли в ночное время, они выглядят как множество фиксированный светящиеся точки в небе из-за их огромного расстояния от Земли. Исторически наиболее выдающиеся звезды были сгруппированы в созвездия и астеризмы, самые яркие из которых получили имена собственные. Астрономы собрали звездные каталоги которые идентифицируют известные звезды и предоставляют стандартизированные звездные обозначения. В наблюдаемая Вселенная содержит оценку 1×10²⁴ звезды^[1][2] но большинство из них невидимы невооруженным глазом с Земли, включая все звезды за пределами нашей галактика, то Млечный Путь.

Большую часть своей активной жизни звезда сияет благодаря термоядерный синтез из водород в гелий в ее ядре, высвобождая энергию, которая проходит внутрь звезды, а затем излучает в космическое пространство. Почти все встречающиеся в природе элементы тяжелее гелия создаются звездный нуклеосинтез в течение жизни звезды, а для некоторых звезд нуклеосинтез сверхновой когда он взрывается. Ближе к концу своей жизни звезда может также содержать дегенеративная материя. Астрономов может определить масса, возраст, металличность (химический состав) и многие другие свойства звезды, наблюдая ее движение в пространстве, ее яркость, и спектр соответственно. Полная масса звезды - главный фактор, определяющий ее эволюция и возможная судьба. Другие характеристики звезды, включая диаметр и температуру, меняются в течение ее жизни, в то время как окружение звезды влияет на ее вращение и движение. График зависимости температуры многих звезд от их яркости дает график, известный как Диаграмма Герцшпрунга – Рассела (Диаграмма H – R). Нанесение конкретной звезды на эту диаграмму позволяет определить возраст и эволюционное состояние этой звезды.

Жизнь звезды начинается с гравитационный коллапс газообразного туманность материала, состоящего в основном из водорода, а также гелия и следовых количеств более тяжелых элементов. Когда ядро ​​звезды достаточно плотное, водород постепенно превращается в гелий посредством ядерного синтеза, высвобождая при этом энергию.^[3] Остальная часть внутренней части звезды уносит энергию от ядра за счет комбинации радиационный и конвективный теплопередача процессы. Внутреннее давление звезды предотвращает ее дальнейшее коллапс под действием собственной силы тяжести. Звезда с массой больше 0,4 солнечной массы расширится и превратится в красный гигант когда водород топливо в своей основе исчерпано.^[4] В некоторых случаях он будет плавиться тяжелее элементы в ядре или в оболочках вокруг ядра. По мере того, как звезда расширяется, она выбрасывает часть своей массы, обогащенную этими более тяжелыми элементами, в межзвездную среду, чтобы позже переработать ее в новые звезды.^[5] Между тем, ядро ​​становится звездный остаток: а белый Гном, а нейтронная звезда, или, если он достаточно массивный, черная дыра.

Двоичный и мультизвездные системы состоят из двух или более звезд, которые гравитационно связаны и обычно движутся друг вокруг друга в стабильной орбиты. Когда две такие звезды имеют относительно близкую орбиту, их гравитационное взаимодействие может оказать значительное влияние на их эволюцию.^[6] Звезды могут составлять часть гораздо более крупной гравитационно связанной структуры, такой как звездное скопление или галактика.

История наблюдений

Люди с древних времен интерпретировали узоры и изображения звезд.^[7] Это изображение созвездия 1690 года. Лео, лев, Иоганнес Гевелиус.^[8]

Созвездие Лео как это видно невооруженным глазом. Добавлены строки.

Исторически звезды были важны для цивилизации По всему миру. Они были частью религиозной практики и использовались для небесная навигация и ориентация. Многие древние астрономы считали, что звезды постоянно прикреплены к небесная сфера и что они неизменны. По соглашению астрономы сгруппировали звезды в созвездия и использовал их для отслеживания движений планеты и предполагаемое положение Солнца.^[7] Движение Солнца на фоне звезд (и горизонта) использовалось для создания календари, которые можно использовать для регулирования методов ведения сельского хозяйства.^[9] В Григорианский календарьв настоящее время используется почти повсюду в мире, это солнечный календарь на основе угла оси вращения Земли относительно ее местной звезды, Солнца.

Самый старый точно датированный карта звездного неба был результатом древних Египетская астрономия в 1534 г. до н.э.^[10] В самые ранние известные звездные каталоги были составлены древними Вавилонские астрономы из Месопотамия в конце 2-го тысячелетия до нашей эры, во время Касситовый период (ок. 1531–1155 до н. э.).^[11]

Первый звездный каталог в Греческая астрономия был создан Аристилль примерно в 300 г. до н.э., с помощью Тимохарис.^[12] Звездный каталог Гиппарх (2 век до нашей эры) включал 1020 звезд и использовался для сборки ПтолемейЗвездный каталог.^[13] Гиппарх известен открытием первых записанных новая звезда (новая звезда).^[14] Многие из названий созвездий и звезд, которые используются сегодня, взяты из греческой астрономии.

Несмотря на кажущуюся неизменность небес, Китайские астрономы знали, что могут появиться новые звезды.^[15] В 185 году нашей эры они первыми заметили и написали о сверхновая звезда, теперь известный как SN 185.^[16] Самым ярким звездным событием в зарегистрированной истории был SN 1006 сверхновая, наблюдавшаяся в 1006 году и описанная египетским астрономом Али ибн Ридван и несколько китайских астрономов.^[17] В SN 1054 сверхновая, породившая Крабовидная туманность, также наблюдали китайские и исламские астрономы.^[18][19][20]

Средневековые исламские астрономы дал Арабские имена для многих звезд которые до сих пор используются, и они изобрели множество астрономические инструменты который мог вычислить положение звезд. Они построили первый большой обсерватория научно-исследовательские институты, в основном с целью производства Zij звездные каталоги.^[21] Среди них Книга неподвижных звезд (964) был написан Персидский астроном Абд аль-Рахман ас-Суфи, наблюдавший ряд звезд, звездные скопления (в том числе Омикрон Велорум и Скопления Брокки) и галактики (в том числе Галактика Андромеды).^[22] По словам А. Захура, в XI веке персидский эрудит ученый Абу Райхан Бируни описал Млечный Путь галактика как множество фрагментов, обладающих свойствами туманный звезды, а также дал широты различных звезд во время лунное затмение в 1019 г.^[23]

По словам Хосепа Пуига, Андалузский астроном Ибн Баджах предположили, что Млечный Путь состоит из множества звезд, которые почти соприкасаются друг с другом и кажутся непрерывным изображением из-за эффекта преломление из подлунного материала, цитируя его наблюдение соединение Юпитера и Марса на 500 AH (1106/1107 н.э.) в качестве доказательства.^[24] Ранние европейские астрономы, такие как Тихо Браге выявил новые звезды в ночное небо (позже названный новые), предполагая, что небеса не были неизменными. В 1584 г. Джордано Бруно предположил, что звезды были подобны Солнцу, и, возможно, другие планеты, возможно, даже земные, на орбите вокруг них,^[25] идея, которую ранее высказали древние Греческие философы, Демокрит и Эпикур,^[26] и средневековыми Исламские космологи^[27] Такие как Фахр ад-Дин ар-Рази.^[28] К следующему столетию идея о том, что звезды - это то же самое, что Солнце, достигла консенсуса среди астрономов. Чтобы объяснить, почему эти звезды не оказывают чистого гравитационного притяжения на Солнечную систему, Исаак Ньютон предположил, что звезды были равномерно распределены во всех направлениях, идея, подсказанная теологом Ричард Бентли.^[29]

Итальянский астроном Близнецы Монтанари зарегистрированные наблюдения за изменениями светимости звезды Алгол в 1667 г. Эдмонд Галлей опубликовали первые измерения собственное движение пары ближайших "неподвижных" звезд, демонстрируя, что они изменили положение со времен древних Греческий астрономы Птолемей и Гиппарх.^[25]

Уильям Гершель был первым астрономом, который попытался определить распределение звезд на небе. В течение 1780-х годов он установил серию датчиков в 600 направлениях и подсчитал звезды, наблюдаемые вдоль каждого луча зрения. Из этого он сделал вывод, что количество звезд неуклонно увеличивалось по направлению к одной стороне неба, в направлении Млечного Пути. основной. Его сын Джон Гершель повторил это исследование в южном полушарии и обнаружил соответствующее увеличение в том же направлении.^[30] В дополнение к другим своим достижениям Уильям Гершель также известен своим открытием, что некоторые звезды не просто лежат на одном луче зрения, но также являются физическими спутниками, которые образуют двойные звездные системы.

Наука о звездная спектроскопия был первым Йозеф фон Фраунгофер и Анджело Секки. Сравнивая спектры таких звезд, как Сириус к Солнцу, они обнаружили различия в силе и количестве своих линии поглощения- темные линии в спектрах звезд, вызванные поглощением атмосферой определенных частот. В 1865 году Секки начал классифицировать звезды на спектральные классы.^[31] Однако современная версия схемы классификации звезд была разработана Энни Дж. Кэннон в течение 1900-х гг.

Альфа Центавра A и B над конечностью Сатурн

Первое прямое измерение расстояния до звезды (61 Лебедь в 11,4 световых лет) был изготовлен в 1838 г. Фридрих Бессель с использованием параллакс техника. Измерения параллакса продемонстрировали огромное разделение звезд на небе.^[25] Наблюдение за двойными звездами приобрело все большее значение в 19 веке. В 1834 году Фридрих Бессель заметил изменения в собственном движении звезды Сириус и сделал вывод о скрытом спутнике. Эдвард Пикеринг обнаружил первый спектроскопическая двойная в 1899 году, когда он наблюдал периодическое расщепление спектральных линий звезды Мицар за 104-дневный период. Подробные наблюдения многих двойных звездных систем были собраны астрономами, такими как Фридрих Георг Вильгельм фон Струве и С. В. Бернхэм, позволяющий определять массы звезд из расчета орбитальные элементы. Первое решение проблемы определения орбиты двойных звезд по наблюдениям в телескоп было сделано Феликсом Савари в 1827 году.^[32]В двадцатом веке научное изучение звезд прогрессировало быстрыми темпами. В фотография стал ценным астрономическим инструментом. Карл Шварцшильд обнаружили, что цвет звезды и, следовательно, ее температура могут быть определены путем сравнения визуальная величина против фотографическая величина. Развитие фотоэлектрический фотометр позволили точные измерения величины в нескольких интервалах длин волн. В 1921 г. Альберт А. Михельсон сделал первые измерения диаметра звезды с помощью интерферометр на Телескоп Хукера в Обсерватория Маунт Вильсон.^[33]

Важная теоретическая работа по физическому строению звезд была проведена в первые десятилетия двадцатого века. В 1913 г. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела был разработан, продвигая астрофизические исследования звезд. Успешный модели были разработаны для объяснения внутреннего состояния звезд и звездной эволюции. Сесилия Пейн-Гапошкин впервые предположила, что звезды состоят в основном из водорода и гелия в своей докторской диссертации 1925 года.^[34] Спектры звезд были дополнительно изучены благодаря достижениям в квантовая физика. Это позволило определить химический состав атмосферы звезды.^[35]

Инфракрасное изображение НАСА Космический телескоп Спитцера показывает сотни тысяч звезд в Млечный Путь галактика

За исключением сверхновых, отдельные звезды наблюдались в основном в Местная группа,^[36] и особенно в видимой части Млечного Пути (о чем свидетельствуют подробные звездные каталоги, доступные для нашей Галактики).^[37] Но некоторые звезды наблюдались в галактике M100 Скопление Девы, примерно в 100 миллионах световых лет от Земли.^[38]в Местное сверхскопление можно увидеть звездные скопления, а современные телескопы в принципе могут наблюдать слабые отдельные звезды в Местной группе.^[39] (видеть Цефеиды). Однако за пределами Местного сверхскопления галактик ни отдельные звезды, ни скопления звезд не наблюдались. Единственное исключение - слабое изображение большого звездного скопления, содержащего сотни тысяч звезд, расположенных на расстоянии одного миллиарда световых лет.^[40]- в десять раз дальше, чем самое далекое звездное скопление, которое наблюдалось ранее.

В феврале 2018 года астрономы впервые сообщили о сигнале реионизация эпохи, косвенное обнаружение света от самых ранних звезд, сформированных примерно через 180 миллионов лет после Большой взрыв.^[41]

В апреле 2018 года астрономы сообщили об обнаружении самого далекого «обычного» (т. Е. главная последовательность) звезда, названная Икар (формально, MACS J1149 линзированная звезда 1), на расстоянии 9 миллиардов световых лет от земной шар.^[42][43]

В мае 2018 года астрономы сообщили об обнаружении самого далекого кислорода, когда-либо обнаруженного во Вселенной, и самой далекой галактики, которую когда-либо наблюдал Большая миллиметровая матрица Atacama или Очень большой телескоп- при этом команда пришла к выводу, что сигнал был испущен 13,3 миллиарда лет назад (или через 500 миллионов лет после Большой взрыв). Они обнаружили, что наблюдаемая яркость галактики хорошо объясняется моделью, в которой начало звездообразования соответствует только 250 миллионам лет после начала Вселенной, что соответствует красное смещение около 15.^[44]

Обозначения

Понятие созвездия, как известно, существовало во времена Вавилонский период. Древние наблюдатели за небом воображали, что выдающиеся расположения звезд образуют узоры, и связывали их с определенными аспектами природы или своими мифами. Двенадцать из этих образований лежали вдоль полосы эклиптика и они стали основой астрология.^[45] Многие из наиболее выдающихся звезд также получили имена, особенно арабский или же латинский обозначения.

Как и у некоторых созвездий и самого Солнца, у отдельных звезд есть свои мифы.^[46] К Древние греки, некоторые "звезды", известные как планеты (Греч. Πλανήτης (planētēs), что означает «странник»), представляли различные важные божества, от которых и были названы названия планет. Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн были приняты.^[46] (Уран и Нептун были также Греческий и Римские боги, но ни одна из планет не была известна в древности из-за их низкой яркости. Их имена были присвоены более поздними астрономами.)

Около 1600 года названия созвездий использовались для обозначения звезд в соответствующих областях неба. Немецкий астроном Иоганн Байер создал серию звездных карт и применил греческие буквы как обозначения к звездам в каждом созвездии. Позже система нумерации, основанная на звездной прямое восхождение был изобретен и добавлен к Джон Флемстидзвездный каталог в его книге "Historia coelestis Britannica" (издание 1712 г.), в результате чего эта система нумерации стала называться Обозначение Флемстида или же Нумерация Флемстида.^[47][48]

Единственным международно признанным авторитетом в области именования небесных тел является Международный астрономический союз (IAU).^[49] Международный астрономический союз поддерживает Рабочая группа по звездным именам (WGSN)^[50] который каталогизирует и стандартизирует имена собственные для звезд. Ряд частных компаний продают имена звезд, которые Британская библиотека называет нерегулируемый коммерческое предприятие.^[51][52] МАС отказался от этой коммерческой практики, и эти имена не признаются ни МАС, ни профессиональными астрономами, ни сообществом любителей.^[53] Одной из таких звездных компаний является Международный звездный реестр, который в 1980-х годах обвинялся в обман для создания видимости, что присвоенное имя было официальный. Эта ныне прекращенная практика ISR была неофициально названа аферой и мошенничеством.^{[54][55][56][57]} и Департамент защиты прав потребителей и работников города Нью-Йорка объявил о нарушении ISR за участие в мошеннической торговой практике.^[58][59]

Меры измерения

Хотя параметры звезды можно выразить через Единицы СИ или же Единицы CGS, часто удобнее всего выразить масса, яркость, и радиусы в солнечных батареях, исходя из характеристик Солнца. В 2015 году IAU определил набор номинальный солнечные значения (определяемые как константы СИ, без неопределенностей), которые можно использовать для цитирования звездных параметров:

номинальная солнечная светимость:	L⊙ = 3.828 × 1026 W [60]
номинальный солнечный радиус	р⊙ = 6.957 × 108 м [60]

В солнечная масса M_⊙ не был явно определен IAU из-за большой относительной неопределенности (10⁻⁴) из Ньютоновская гравитационная постоянная G. Однако, поскольку произведение ньютоновской гравитационной постоянной и солнечной массы вместе (GM_⊙) был определен с гораздо большей точностью, IAU определил номинальный параметр массы Солнца должен быть:

номинальный параметр солнечной массы:

GM⊙ = 1.3271244 × 1020 м3 s−2 [60]

Тем не менее, можно объединить номинальный параметр солнечной массы с самой последней (2014) оценкой CODATA ньютоновской гравитационной постоянной G, чтобы получить массу Солнца, равную примерно 1,9885 × 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 SI, поскольку они остаются полезными мерами для определения параметров звезд.

Большая длина, например радиус гигантской звезды или большая полуось двойной звездной системы, часто выражаются через астрономическая единица- приблизительно равно среднему расстоянию между Землей и Солнцем (150 миллионов км или приблизительно 93 миллиона миль). В 2012 году IAU определил астрономическая постоянная чтобы быть точной длиной в метрах: 149 597 870 700 м.^[60]

Становление и эволюция

Звездная эволюция маломассивных (левый цикл) и большой массы (правый цикл) звезд, примеры выделены курсивом

Звезды конденсируются из регионов Космос с более высокой плотностью материи, но эти области менее плотны, чем в пределах вакуумная камера. Эти регионы, известные как молекулярные облака- состоят в основном из водорода, примерно на 23–28 процентов гелия и на несколько процентов более тяжелых элементов. Одним из примеров такой области звездообразования является Туманность Ориона.^[61] Большинство звезд образуют группы от десятков до сотен тысяч звезд.^[62]Массивные звезды в этих группах может сильно освещать эти облака, ионизирующий водород и создание H II регионы. Такие эффекты обратной связи от звездообразования могут в конечном итоге разрушить облако и предотвратить дальнейшее звездообразование.

Все звезды проводят большую часть своего существования как главная последовательность звезды, подпитываемые в основном ядерным синтезом водорода в гелий внутри их ядер. Однако звезды разной массы на разных этапах своего развития обладают заметно разными свойствами. Окончательная судьба более массивных звезд отличается от судьбы менее массивных звезд, равно как и их светимость и влияние, которое они оказывают на окружающую среду. Соответственно, астрономы часто группируют звезды по массе:^[63]

• Звезды очень малой массы, с массами менее 0,5 M_☉, полностью конвективны и распределяют гелий равномерно по всей звезде на главной последовательности. Поэтому они никогда не обжигаются, никогда не становятся красные гиганты, которые перестают сливаться и становятся гелиевые белые карлики и медленно остывают после исчерпания их водорода.^[64] Однако, поскольку время жизни 0,5M_☉ звезды длиннее, чем возраст вселенной, ни одна из таких звезд еще не достигла стадии белого карлика.
• Звезды с малой массой (включая Солнце), с массой от 0,5M_☉ и 1,8–2,5M_☉ в зависимости от состава становятся красными гигантами, поскольку их ядро ​​водорода истощается, и они начинают сжигать гелий в ядре в гелиевая вспышка; они развивают вырожденное углеродно-кислородное ядро ​​позже асимптотическая ветвь гигантов; они наконец сдувают свою внешнюю оболочку как планетарная туманность и оставят после себя их ядро ​​в виде белого карлика.
• Звезды средней массы, между 1,8–2,5M_☉ и 5–10M_☉, проходят стадии эволюции, аналогичные маломассивным звездам, но после относительно короткого периода на Красный гигант филиал они зажигают гелий без вспышки и проводят длительное время в красный комок до образования вырожденного углеродно-кислородного ядра.
• Массивные звезды обычно имеют минимальную массу 7–10M_☉ (возможно, всего 5–6M_☉). После истощения водорода в ядре эти звезды становятся сверхгиганты и перейти к предохранитель элементы тяжелее гелия. Они заканчивают свою жизнь, когда их ядра разрушаются, и они взрываются как сверхновые.

Звездообразование

Формирование звезды начинается с гравитационной нестабильности в молекулярном облаке, вызванной областями с более высокой плотностью, часто вызываемой сжатием облаков излучением массивных звезд, расширением пузырей в межзвездной среде, столкновением различных молекулярных облаков или столкновение галактик (как в галактика со вспышкой звездообразования).^[65][66] Когда область достигает плотности вещества, достаточной для удовлетворения критериев Джинсовая нестабильность, он начинает разрушаться под действием собственной силы тяжести.^[67]

Художественная концепция рождения звезды в плотном молекулярное облако.

Когда облако схлопывается, образуются отдельные скопления плотной пыли и газа "Глобулы Бока". По мере того как глобула схлопывается и плотность увеличивается, гравитационная энергия превращается в тепло, и температура повышается. Когда протозвездное облако приблизительно достигает стабильного состояния гидростатическое равновесие, а протозвезда формируется в основе.^[68] Эти звезды до главной последовательности часто окружены протопланетный диск и питается в основном за счет преобразования гравитационной энергии. Период гравитационного сжатия длится от 10 до 15 миллионов лет.

Скопление из примерно 500 молодых звезд находится внутри ближайшего W40 звездный питомник.

Ранние звезды менее 2 M_☉ называются Звезды Т Тельца, а с большей массой - Herbig Ae / Be звезды. Эти новообразованные звезды испускают струи газа вдоль оси вращения, что может уменьшить угловой момент коллапсирующей звезды и в результате образуются небольшие пятна туманности, известные как Объекты Хербига – Аро.^[69][70]Эти струи в сочетании с излучением ближайших массивных звезд могут помочь отогнать окружающее облако, из которого образовалась звезда.^[71]

В начале своего развития звезды Т Тельца следуют за Трасса Хаяши- они сжимаются и уменьшаются в яркости, оставаясь примерно при той же температуре. Менее массивные звезды Т Тельца следуют по этому пути к главной последовательности, в то время как более массивные звезды обращаются к Хеньей трек.

Наблюдается, что большинство звезд являются членами двойных звездных систем, и свойства этих двойных систем являются результатом условий, в которых они образовались.^[72] Облако газа должно потерять свой угловой момент, чтобы коллапсировать и образовывать звезду. Распад облака на несколько звезд распределяет часть этого углового момента. Первичные двойные системы передают некоторый угловой момент за счет гравитационного взаимодействия во время близких столкновений с другими звездами в молодых звездных скоплениях. Эти взаимодействия имеют тенденцию разделять более широко разделенные (мягкие) двоичные файлы, в то время как жесткие двоичные файлы становятся более тесно связанными. Это приводит к разделению двойных систем на два наблюдаемых распределения популяций.

Основная последовательность

Звезды проводят около 90% своего существования, превращая водород в гелий в реакциях при высоких температурах и давлениях вблизи ядра. Говорят, что такие звезды находятся на главная последовательность, и называются карликовыми звездами. Начиная с нулевого возраста на главной последовательности, доля гелия в ядре звезды будет неуклонно увеличиваться, скорость ядерного синтеза в ядре будет медленно увеличиваться, как и температура и светимость звезды.^[73]Например, по оценкам, яркость Солнца увеличилась примерно на 40% с момента достижения главной последовательности 4,6 миллиарда (4,6 × 10⁹) много лет назад.^[74]

Каждая звезда порождает звездный ветер частиц, что вызывает постоянный отток газа в космос. Для большинства звезд потеря массы незначительна. Солнце теряет 10⁻¹⁴ M_☉ каждый год,^[75] или около 0,01% от его общей массы в течение всего срока службы. Однако очень массивные звезды могут потерять 10⁻⁷ до 10⁻⁵ M_☉ каждый год, существенно влияя на их эволюцию.^[76] Звезды, начинающиеся с более чем 50 M_☉ могут потерять более половины своей общей массы во время основной последовательности.^[77]

Пример Диаграмма Герцшпрунга – Рассела для набора звезд, который включает Солнце (в центре). (См. «Классификация» ниже.)

Время, которое звезда тратит на главную последовательность, зависит, прежде всего, от количества топлива, которое у нее есть, и скорости, с которой она его плавит. Ожидается, что Солнце будет жить 10 миллиардов (10¹⁰) годы. Массивные звезды потребляют свое топливо очень быстро и недолговечны. Звезды с малой массой расходуют топливо очень медленно. Звезды массой менее 0,25 M_☉, называется красные карлики, способны объединить почти всю свою массу, в то время как звезды размером около 1 M_☉ могут плавить только около 10% своей массы. Сочетание медленного расхода топлива и относительно большого запаса топлива позволяет звездам с малой массой прожить около одного триллиона (10¹²) годы; самый крайний из 0,08 M_☉) прослужит около 12 триллионов лет. Красные карлики становятся горячее и ярче поскольку они накапливают гелий. Когда в конце концов у них заканчивается водород, они сжимаются, превращаясь в белого карлика, и температура падает.^[64] Однако, поскольку продолжительность жизни таких звезд больше нынешнего возраст вселенной (13,8 миллиарда лет), звезд ниже 0,85 нет M_☉^[78] как ожидается, переместились с основной последовательности.

Помимо массы, элементы тяжелее гелия могут играть значительную роль в эволюции звезд. Астрономы называют все элементы тяжелее гелия «металлами» и называют их химическими концентрация этих элементов в звезде, ее металличность. Металличность звезды может влиять на время, необходимое звезде, чтобы сжечь свое топливо, и управлять формированием ее магнитных полей.^[79] что влияет на силу его звездного ветра.^[80] Старшая, население II Звезды имеют значительно меньшую металличность, чем более молодые звезды населения I, из-за состава молекулярных облаков, из которых они сформировались. Со временем такие облака становятся все более и более обогащенными более тяжелыми элементами, так как старые звезды умирают и теряют часть своего атмосферы.

Пост – главная последовательность

Эта оранжевая капля изображает звезду Бетельгейзе, которую видит Большая миллиметровая / субмиллиметровая матрица Atacama (АЛМА). Это первый случай, когда ALMA когда-либо наблюдал поверхность звезды, и эта первая попытка привела к получению изображения Бетельгейзе с самым высоким разрешением.

Как звезды не менее 0,4 M_☉^[4] истощая свой запас водорода в ядре, они начинают плавить водород в оболочке за пределами гелиевого ядра. Их внешние слои расширяются и сильно охлаждаются, образуя красный гигант. Примерно через 5 миллиардов лет, когда Солнце войдет в фазу горения гелия, оно расширится до максимального радиуса примерно 1 астрономическая единица (150 миллионов километров), что в 250 раз больше нынешнего размера, и теряет 30% своей нынешней массы.^[74][81]

По мере того, как горящая водородная оболочка производит больше гелия, масса и температура ядра увеличивается. У красного гиганта до 2,25 M_☉, масса гелиевого ядра вырождается до синтез гелия. Наконец, когда температура достаточно увеличивается, начинается взрыв гелиевого синтеза в так называемом гелиевая вспышка, и звезда быстро сжимается по радиусу, увеличивает температуру поверхности и движется к горизонтальная ветвь диаграммы HR. Для более массивных звезд слияние ядра гелия начинается до того, как ядро ​​вырождается, и звезда проводит некоторое время в красный комок, медленно горящий гелий, прежде чем внешняя конвективная оболочка схлопнется, и звезда затем перейдет на горизонтальную ветвь.^[6]

После того, как звезда плавит гелий своего ядра, углеродный продукт сливается, образуя горячее ядро ​​с внешней оболочкой из плавящегося гелия. Затем звезда следует эволюционному пути, называемому асимптотическая ветвь гигантов (AGB), которая параллельна другой описанной фазе красного гиганта, но с более высокой светимостью. Более массивные звезды AGB могут пройти короткий период слияния углерода, прежде чем ядро ​​станет вырожденным.

Массивные звезды

Во время фазы горения гелия звезда с массой более 9 солнечных масс расширяется, образуя сначала синий а затем красный сверхгигант. Особенно массивные звезды могут эволюционировать в Звезда Вольфа-Райе, характеризующийся спектрами, в которых преобладают линии излучения элементов тяжелее водорода, которые достигли поверхности из-за сильной конвекции и интенсивной потери массы.

Когда гелий истощается в ядре массивной звезды, ядро ​​сжимается, а температура и давление повышаются настолько, чтобы слиться. углерод (видеть Процесс сжигания углерода). Этот процесс продолжается, и последующие этапы подпитываются неон (видеть процесс горения неона), кислород (видеть процесс сжигания кислорода), и кремний (видеть процесс сжигания кремния). Ближе к концу жизни звезды термоядерный синтез продолжается в серии оболочек из луковичного слоя внутри массивной звезды. Каждая оболочка сплавляет отдельный элемент, а самая внешняя оболочка сплавляет водород; следующая оболочка, сплавляющая гелий, и так далее.^[82]

Последняя стадия наступает, когда массивная звезда начинает производить утюг. Поскольку ядра железа больше крепко связанный чем любые более тяжелые ядра, любой синтез, помимо железа, не приводит к чистому высвобождению энергии.^[83]

Крах

Когда ядро ​​звезды сжимается, интенсивность излучения с этой поверхности увеличивается, создавая такие радиационное давление на внешней оболочке газа, что он оттолкнет эти слои, образуя планетарная туманность. Если то, что остается после выхода из атмосферы, меньше примерно 1,4 M_☉, он сжимается до относительно крошечного объекта размером с Землю, известного как белый Гном. Белым карликам не хватает массы для дальнейшего гравитационного сжатия.^[84] В электронно-вырожденная материя внутри белого карлика больше нет плазмы, хотя звезды обычно называют сферами плазмы. В конце концов, белые карлики исчезают в черные карлики в течение очень длительного периода времени.

В Крабовидная туманность, остатки сверхновой звезды, которая впервые наблюдалась около 1050 г.

В массивных звездах термоядерный синтез продолжается до тех пор, пока железное ядро ​​не станет настолько большим (более 1,4 M_☉), что он больше не может поддерживать свою собственную массу. Это ядро ​​внезапно схлопнется, поскольку его электроны перейдут в протоны, образуя нейтроны, нейтрино и гамма-лучи в виде всплеска захват электронов и обратный бета-распад. В ударная волна образованный этим внезапным коллапсом заставляет остальную часть звезды взорваться сверхновой. Сверхновые становятся настолько яркими, что могут ненадолго затмить всю родную галактику звезды. Когда они происходят в пределах Млечного Пути, сверхновые исторически наблюдались невооруженным глазом как «новые звезды» там, где, казалось бы, их раньше не было.^[85]

Взрыв сверхновой сдувает внешние слои звезды, оставляя остаток такие как Крабовидная туманность.^[85] Ядро сжато в нейтронная звезда, который иногда проявляется как пульсар или же Рентгеновский аппарат. В случае самых больших звезд остатком является черная дыра размером более 4 M_☉.^[86] В нейтронной звезде вещество находится в состоянии, известном как нейтронно-вырожденное вещество, с более экзотической формой вырожденной материи, Вопрос КХД, возможно, присутствует в ядре. Внутри черной дыры материя находится в непонятном состоянии.

Сдутые внешние слои умирающих звезд содержат тяжелые элементы, которые могут быть переработаны при образовании новых звезд. Эти тяжелые элементы позволяют формировать каменистые планеты. Истечение сверхновых и звездный ветер крупных звезд играют важную роль в формировании межзвездной среды.^[85]

Бинарные звезды

Эволюция двойных звезд после главной последовательности может существенно отличаться от эволюции одиночных звезд той же массы. Если звезды в двойной системе расположены достаточно близко, когда одна из звезд расширяется и становится красным гигантом, она может переполнять ее. Лобе Роша, область вокруг звезды, где материал гравитационно связан с этой звездой, что приводит к передаче материала другой. При нарушении доли Роша могут возникать различные явления, в том числе: контактные двоичные файлы, обычный конверт двоичные файлы, катаклизмические переменные, и сверхновые типа Ia.

Распределение

В Сириус система: a белый Гном звезда на орбите вокруг Звезда главной последовательности А-типа (впечатление художника).

Звезды не распределены равномерно по Вселенной, но обычно группируются в галактики вместе с межзвездным газом и пылью. Типичная галактика содержит сотни миллиардов звезд, а их более 2 триллионов (10¹²) галактики.^[87] В целом, их около 1×10²⁴ звезды^[1][2] (больше звезд, чем все песчинки на планете земной шар).^[88][89][90] Хотя часто считается, что звезды существуют только внутри галактик, межгалактические звезды были обнаружены.^[91]

А многозвездочная система состоит из двух или более гравитационно связанных звезд, которые вращаются вокруг друг друга. Самая простая и самая распространенная мультизвездная система - это двойная звезда, но встречаются также системы из трех и более звезд. По причинам орбитальной стабильности такие мультизвездные системы часто организованы в иерархические наборы двойных звезд.^[92] Также существуют более крупные группы, называемые звездными скоплениями. Они варьируются от свободных звездные ассоциации всего с несколькими звездами, вплоть до огромных шаровые скопления с сотнями тысяч звезд. Такие системы вращаются вокруг своей родительской галактики.

Давно считалось, что большинство звезд находится в гравитационно связанных системах из нескольких звезд. Это особенно верно для очень массивных звезд класса O и B, где 80% звезд считаются частью кратных звездных систем. Доля одиночных звездных систем увеличивается с уменьшением массы звезды, так что известно, что только 25% красных карликов имеют звездных спутников. Поскольку 85% всех звезд - красные карлики, большинство звезд в Млечном Пути, вероятно, одиночные от рождения.^[93]

Этот вид содержит голубые звезды, известные как "Синие отставшие"из-за их очевидного расположения на Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

Ближайшая к Земле звезда, кроме Солнца, - это Проксима Центавра, что составляет 39,9 триллиона километров или 4,2 световых года. Путешествие с орбитальной скоростью Космический шатл (8 километров в секунду - почти 30 000 километров в час), потребуется около 150 000 лет, чтобы прибыть.^[94] Это типично для звездных разделений в галактические диски.^[95] Звезды могут быть намного ближе друг к другу в центрах галактик и в шаровые скопления, или намного дальше друг от друга галактические гало.

Считается, что из-за относительно больших расстояний между звездами за пределами ядра галактики столкновения между звездами происходят редко. В более плотных регионах, таких как ядро ​​шаровых скоплений или центр галактики, столкновения могут быть более частыми.^[96] Такие столкновения могут привести к тому, что известно как синие отставшие. Эти аномальные звезды имеют более высокую температуру поверхности, чем другие звезды главной последовательности с той же светимостью, что и скопление, к которому они принадлежат.^[97]

Характеристики

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

Возраст

Возраст большинства звезд составляет от 1 до 10 миллиардов лет. Некоторым звездам может быть даже около 13,8 миллиарда лет - наблюдаемые возраст вселенной. Самая старая из обнаруженных звезд, HD 140283по прозвищу Мафусаил, возраст которой оценивается в 14,46 ± 0,8 миллиарда лет.^[98] (Из-за неопределенности в значении этот возраст звезды не противоречит возрасту Вселенной, определяемому Спутник Планка как 13,799 ± 0,021).^[98][99]

Чем массивнее звезда, тем короче ее продолжительность жизни, прежде всего потому, что массивные звезды оказывают большее давление на свои ядра, заставляя их быстрее сжигать водород. Самые массивные звезды существуют в среднем несколько миллионов лет, в то время как звезды минимальной массы (красные карлики) сжигают свое топливо очень медленно и могут длиться от десятков до сотен миллиардов лет.^[100][101]

Химический состав

Когда звезды образуются в нынешней галактике Млечный Путь, они состоят примерно на 71% из водорода и на 27% из гелия.^[103] по массе с небольшой долей более тяжелых элементов. Обычно доля тяжелых элементов измеряется содержанием железа в атмосфере звезды, поскольку железо является обычным элементом и его линии поглощения относительно легко измерить. Часть более тяжелых элементов может быть индикатором вероятности того, что у звезды есть планетная система.^[104]

Звезда с самым низким содержанием железа из когда-либо измеренных - это карлик HE1327-2326, содержащий лишь 1/200 000-го содержания железа в Солнце.^[105] Напротив, звезда, богатая супер-металлами μ Леонис железа почти вдвое больше, чем у Солнца, а звезда, несущая планету, 14 Геркулес почти втрое больше железа.^[106] Также существуют химически своеобразные звезды которые показывают необычное содержание определенных элементов в их спектре; особенно хром и редкоземельные элементы.^[107] Звезды с более прохладной внешней атмосферой, включая Солнце, могут образовывать различные двухатомные и многоатомные молекулы.^[108]

Диаметр

Некоторые из хорошо известных звезд с их видимыми цветами и относительными размерами.

Из-за большого расстояния от Земли все звезды, за исключением Солнца, кажутся невооруженному глазу сияющими точками на поверхности Земли. ночное небо который мерцать из-за влияния атмосферы Земли. Солнце также является звездой, но оно достаточно близко к Земле, чтобы вместо этого появиться в виде диска и обеспечивать дневной свет. Помимо Солнца, звезда с наибольшим видимым размером Р Дорадус, с угловой диаметр всего 0,057 угловые секунды.^[109]

Диски большинства звезд слишком малы в угловой размер будет наблюдаться с помощью существующих наземных оптических телескопов, и так интерферометр телескопы необходимы для получения изображений этих объектов. Другой метод измерения углового размера звезд - это затмение. Точно измерив падение яркости звезды, когда она закрывается Луна (или повышение яркости, когда она появляется снова), можно вычислить угловой диаметр звезды.^[110]

Размер звезд варьируется от нейтронные звезды, которые варьируются от 20 до 40 км в диаметре, до сверхгиганты подобно Бетельгейзе в Созвездие Ориона, диаметр которого примерно в 1000 раз больше диаметра нашего Солнца.^[111][112] Бетельгейзе, однако, имеет гораздо более низкую плотность чем Солнце.^[113]

Кинематика

В Плеяды, открытый кластер звезд в созвездие из Телец. Эти звезды разделяют общее движение в космосе.^[114]

Движение звезды относительно Солнца может предоставить полезную информацию о происхождении и возрасте звезды, а также о структуре и эволюции окружающей галактики. Компоненты движения звезды состоят из радиальная скорость к или от Солнца, и поперечное угловое движение, которое называется его собственное движение.

Радиальная скорость измеряется доплеровский сдвиг спектральных линий звезды и дан в единицах км /s. Собственное движение звезды, ее параллакс, определяется точными астрометрическими измерениями в миллиметрах.угловые секунды (мас) в год. Зная параллакс звезды и расстояние до нее, можно вычислить собственную скорость движения. Вместе с лучевой скоростью может быть вычислена полная скорость. Звезды с высокой скоростью собственного движения, вероятно, будут относительно близко к Солнцу, что делает их хорошими кандидатами для измерений параллакса.^[115]

Когда известны обе скорости движения, космическая скорость звезды относительно Солнца или галактики можно вычислить. Среди ближайших звезд было обнаружено, что более молодые звезды населения I обычно имеют более низкие скорости, чем более старые звезды населения II. Последние имеют эллиптические орбиты, наклоненные к плоскости галактики.^[116] Сравнение кинематики близлежащих звезд позволило астрономам проследить их происхождение до общих точек в гигантских молекулярных облаках, и эти звезды называются звездные ассоциации.^[117]

Магнитное поле

Поверхностное магнитное поле SU Aur (молодая звезда Т Тельца), реконструированный с помощью Зееман-доплеровская визуализация

В магнитное поле звезды генерируется в областях интерьера, где конвективный циркуляция происходит. Это движение проводящей плазмы действует 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 пределами. Сила магнитного поля зависит от массы и состава звезды, а величина поверхностной магнитной активности зависит от скорости вращения звезды. Эта поверхностная деятельность производит звездные пятна, которые являются областями сильных магнитных полей и более низких, чем нормальная температура поверхности. Венечные петли представляют собой дугообразные силовые линии магнитного поля, которые поднимаются от поверхности звезды во внешнюю атмосферу звезды, в ее корону. Корональные петли можно увидеть из-за плазмы, которую они проводят по своей длине. Звездные вспышки представляют собой всплески частиц высокой энергии, которые испускаются из-за той же магнитной активности.^[118]

Молодые, быстро вращающиеся звезды, как правило, имеют высокий уровень поверхностной активности из-за своего магнитного поля. Магнитное поле может воздействовать на звездный ветер звезды, действуя как тормоз, постепенно замедляя скорость вращения со временем. Таким образом, более старые звезды, такие как Солнце, имеют гораздо более медленную скорость вращения и более низкий уровень поверхностной активности. Уровни активности медленно вращающихся звезд имеют тенденцию меняться циклически и могут вообще отключаться на периоды времени.^[119] Вовремя Минимум МаундераНапример, Солнце пережило 70-летний период почти без активности солнечных пятен.

Масса

Одна из самых массивных известных звезд - Eta Carinae,^[120] которые, имея массу в 100–150 раз больше, чем Солнце, будут иметь продолжительность жизни всего несколько миллионов лет. Исследования самых массовых открытые кластеры предлагает 150M_☉ как верхний предел для звезд в нынешнюю эру Вселенной.^[121] Это представляет собой эмпирическое значение теоретического предела массы формирующихся звезд из-за увеличения радиационного давления на аккрецирующее газовое облако. Несколько звезд в R136 кластер в Большое Магелланово Облако были измерены с большими массами,^[122] но было установлено, что они могли быть созданы в результате столкновения и слияния массивных звезд в тесных двойных системах, в обход 150 M_☉ ограничение на массивное звездообразование.^[123]

В отражательная туманность NGC 1999 Он ярко освещен V380 Орион (в центре), переменной звездой, масса которой примерно в 3,5 раза больше массы Солнца. Черный участок неба - огромная дыра пустого пространства, а не темная туманность как думали ранее.

Первые звезды, образовавшиеся после Большого взрыва, могли быть больше, до 300 M_☉,^[124] за счет полного отсутствия элементов тяжелее литий в их составе. Это поколение сверхмассивных звезды населения III вероятно, существовали в очень ранней Вселенной (т.е. у них наблюдается большое красное смещение) и, возможно, начали производство химические элементы Тяжелее чем водород которые необходимы для последующего формирования планеты и жизнь. В июне 2015 года астрономы сообщили о доказательствах Population III звезды в Космос Красное Смещение 7 галактика в z = 6.60.^[125][126]

Имея массу всего в 80 раз больше, чем у Юпитер (M_J), 2MASS J0523-1403 это самая маленькая из известных звезд, в ядре которой происходит ядерный синтез.^[127] Для звезд с металличностью, подобной Солнцу, теоретическая минимальная масса, которую звезда может иметь и все еще подвергаться слиянию в ядре, оценивается примерно в 75 M_J.^[128][129] Однако, когда металличность очень низкая, минимальный размер звезды составляет около 8,3% солнечной массы, или около 87 M_J.^[129][130] Меньшие тела называются коричневые карлики, занимают плохо очерченную серую область между звездами и газовые гиганты.

Комбинация радиуса и массы звезды определяет силу тяжести на ее поверхности. Гигантские звезды имеют гораздо более низкую поверхностную гравитацию, чем звезды главной последовательности, в то время как обратное верно для вырожденных, компактных звезд, таких как белые карлики. Поверхностная гравитация может влиять на внешний вид звездного спектра, при этом более высокая сила тяжести вызывает расширение спектра. линии поглощения.^[35]

Вращение

Скорость вращения звезд можно определить через спектроскопическое измерение, или, точнее, определяется путем отслеживания их звездные пятна. Молодые звезды могут иметь вращение более 100 км / с на экваторе. Звезда B-класса Ахернар, например, имеет экваториальную скорость около 225 км / с или больше, что приводит к его экватор выпирать наружу и придавая ему экваториальный диаметр более чем на 50% больше, чем между полюсами. Эта скорость вращения чуть ниже критической скорости 300 км / с, при которой звезда разорвется на части.^[131] Напротив, Солнце вращается каждые 25–35 дней в зависимости от широты,^[132] с экваториальной скоростью 1,93 км / с.^[133] А звезда главной последовательностиМагнитное поле и звездный ветер служат для значительного замедления его вращения по мере его развития на главной последовательности.^[134]

Вырожденные звезды сжались в компактную массу, что привело к высокой скорости вращения. Однако они имеют относительно низкие скорости вращения по сравнению с тем, что можно было бы ожидать при сохранении угловой момент- тенденция вращающегося тела компенсировать сокращение размера за счет увеличения скорости вращения. Большая часть углового момента звезды рассеивается в результате потери массы звездным ветром.^[135] Несмотря на это, пульсар может вращаться очень быстро. Пульсар в сердце Крабовидная туманность, например, вращается 30 раз в секунду.^[136] Скорость вращения пульсара будет постепенно замедляться из-за испускания излучения.^[137]

Температура

Температура поверхности звезды главной последовательности определяется скоростью производства энергии ее ядра и ее радиусом и часто оценивается по температуре звезды. индекс цвета.^[138] Температура обычно выражается в эффективная температура, которая представляет собой температуру идеализированного черного тела, которое излучает свою энергию с той же светимостью на площадь поверхности, что и звезда. Обратите внимание, что эффективная температура является репрезентативной только для поверхности, поскольку температура увеличивается по направлению к сердцевине.^[139] Температура в центральной части звезды составляет несколько миллионовкельвины.^[140]

Температура звезды будет определять скорость ионизации различных элементов, что приводит к появлению характерных линий поглощения в спектре. Температура поверхности звезды вместе с ее визуальным абсолютная величина и характеристики поглощения, используется для классификации звезды (см. классификацию ниже).^[35]

Массивные звезды главной последовательности могут иметь температуру поверхности 50 000 K. У более мелких звезд, таких как Солнце, температура поверхности составляет несколько тысяч K. Красные гиганты имеют относительно низкие температуры поверхности, составляющие около 3600 K; но они также обладают высокой яркостью из-за большой площади внешней поверхности.^[141]

Радиация

Энергия, производимая звездами, продукт ядерного синтеза, излучается в космос, когда оба электромагнитное излучение и излучение частиц. Излучение частиц, испускаемое звездой, проявляется как звездный ветер,^[142] который течет из внешних слоев как электрически заряженный протоны и альфа и бета-частицы. Хотя почти безмассовый, существует также постоянный поток нейтрино исходящий из ядра звезды.

Производство энергии в ядре - вот причина, по которой звезды сияют так ярко: каждый раз, когда два или более атомных ядра сливаются вместе, образуя единое целое. атомное ядро нового более тяжелого элемента, гамма-луч фотоны высвобождаются из продукта ядерного синтеза. Эта энергия преобразуется в другие формы электромагнитная энергия более низкой частоты, такой как видимый свет, к тому времени, когда он достигает внешних слоев звезды.

Цвет звезды, определяемый наиболее интенсивным частота видимого света, зависит от температуры внешних слоев звезды, включая ее фотосфера.^[143] Помимо видимого света, звезды также испускают формы электромагнитного излучения, невидимые для человека. человеческий глаз. Фактически, звездное электромагнитное излучение охватывает всю электромагнитный спектр, из самых длинных длины волн из радиоволны через инфракрасный, видимый свет, ультрафиолетовый, к самому короткому из Рентгеновские лучи, и гамма излучение. С точки зрения полной энергии, излучаемой звездой, не все компоненты звездного электромагнитного излучения имеют значение, но все частоты дают представление о физике звезды.

С использованием звездный спектр, астрономы также могут определить температуру поверхности, поверхностная сила тяжести, металличность и вращающийся скорость звезды. Если расстояние до звезды найдено, например, путем измерения параллакса, то можно определить светимость звезды. Затем можно оценить массу, радиус, поверхностную гравитацию и период вращения на основе звездных моделей. (Массу можно рассчитать для звезд в бинарные системы измеряя их орбитальные скорости и расстояния. Гравитационное микролинзирование использовался для измерения массы одиночной звезды.^[144]) С помощью этих параметров астрономы также могут оценить возраст звезды.^[145]

Яркость

Яркость звезды - это количество света и других форм энергия излучения он излучается в единицу времени. Он имеет единицы мощность. Светимость звезды определяется ее радиусом и температурой поверхности. Многие звезды не излучают равномерно по всей своей поверхности. Быстро вращающаяся звезда Вега, например, имеет более высокий поток энергии (мощность на единицу площади) на его полюсах, чем вдоль его экватора.^[146]

Участки поверхности звезды с более низкой температурой и светимостью, чем в среднем, известны как звездные пятна. Маленький, карлик звезды, такие как наше Солнце, обычно имеют практически невыразительные диски с небольшими пятнами. Гигант звезды имеют гораздо более крупные и очевидные звездные пятна,^[147] и они также демонстрируют сильные звездные потемнение конечностей. То есть яркость уменьшается по направлению к краю звездного диска.^[148] Красный карлик вспыхивают звезды Такие как УФ Кита могут также иметь характерные особенности звездных пятен.^[149]

Величина

Очевидное яркость звезды выражается через ее кажущаяся величина. Это функция яркости звезды, ее расстояния от Земли, вымирание эффект межзвездная пыль и газ, и изменение света звезды, когда она проходит через атмосферу Земли. Внутренняя или абсолютная величина напрямую связана со светимостью звезды и представляет собой то, какой была бы видимая величина звезды, если бы расстояние между Землей и звездой составляло 10 парсеков (32,6 световых года).

Шкалы кажущейся и абсолютной звездной величины равны логарифмические единицы: разница в величине одного целого числа равна изменению яркости примерно в 2,5 раза^[151] (в 5-й корень 100 или примерно 2,512). Это означает, что звезда первой величины (+1.00) примерно в 2,5 раза ярче, чем вторая величина (+2,00) звезды и примерно в 100 раз ярче, чем звезда шестой величины (+6.00). Самые тусклые звезды, видимые невооруженным глазом в условиях хорошей видимости, имеют звездную величину +6.

Как по шкале видимой, так и по абсолютной звездной величине, чем меньше величина, тем ярче звезда; чем больше величина, тем тусклее звезда. Самые яркие звезды на любой шкале имеют отрицательные величины. Изменение яркости (ΔL) между двумя звездами рассчитывается путем вычитания звездной величины более яркой звезды (м_б) от звездной величины более слабой звезды (м_ж), а затем используя разность как показатель степени для основного числа 2,512; то есть:

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

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

Относительно яркости и расстояния от Земли абсолютная величина звезды (M) и видимой звездной величины (м) не эквивалентны;^[151] например, яркая звезда Сириус имеет видимую величину -1,44, но имеет абсолютную величину +1,41.

Солнце имеет видимую величину -26,7, но его абсолютная величина всего +4,83. Сириус, самая яркая звезда в ночное небо при виде с Земли примерно в 23 раза ярче Солнца, а 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, чем Сириус, Сириус кажется ярче Канопуса. 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.

По состоянию на 2006 год звезда с самой высокой известной абсолютной величиной является LBV 1806-20, с магнитудой -14,2. Эта звезда как минимум в 5 000 000 раз ярче Солнца.^[152] Наименее светящиеся звезды, известные в настоящее время, расположены в NGC 6397 кластер. Самые слабые красные карлики в скоплении имели величину 26, а также был обнаружен белый карлик 28-й величины. Эти тусклые звезды настолько тусклые, что их свет такой же яркий, как свеча на Луне, если смотреть с Земли.^[153]

Классификация

Текущая система классификации звезд возникла в начале 20 века, когда звезды были классифицированы по А к Q на основе силы водородная линия.^[155] Считалось, что сила водородной линии является простой линейной функцией температуры. Вместо этого все было сложнее: оно укреплялось с повышением температуры, достигало максимума около 9000 К, а затем снижалось при более высоких температурах. С тех пор классификации были переупорядочены по температуре, на которой основана современная схема.^[156]

Звездам дана однобуквенная классификация в соответствии с их спектрами, начиная от типа О, которые очень горячие, чтобы M, которые настолько холодны, что в их атмосферах могут образовываться молекулы. Основные классификации в порядке уменьшения температуры поверхности: O, B, A, F, G, K, и M. Множеству редких спектральных классов даны специальные классификации. Наиболее распространенными из них являются типы L и Т, которые классифицируют самые холодные маломассивные звезды и коричневые карлики. Каждая буква имеет 10 подразделов, пронумерованных от 0 до 9, в порядке убывания температуры. Однако эта система выходит из строя при экстремально высоких температурах как классы O0 и O1 может не существовать.^[157]

Кроме того, звезды можно классифицировать по эффектам светимости, обнаруженным в их спектральных линиях, которые соответствуют их пространственному размеру и определяются их поверхностной силой тяжести. Они варьируются от 0 (гипергиганты) через III (гиганты) к V (карлики главной последовательности); некоторые авторы добавляют VII (белые карлики). Основная последовательность звезды падают вдоль узкой диагональной полосы на графике в соответствии с их абсолютной величиной и спектральным классом.^[157] Солнце - главная последовательность G2V желтый карлик средней температуры и обычных размеров.

Дополнительная номенклатура в виде строчных букв добавляется в конец спектрального типа для обозначения особенностей спектра. Например, "е«может указывать на наличие эмиссионных линий»;м"представляет необычно высокие уровни металлов, и"вар"может означать вариации спектрального класса.^[157]

У белых карликов есть свой класс, который начинается с буквы D. Это далее подразделяется на классы DA, БД, ОКРУГ КОЛУМБИЯ, ДЕЛАТЬ, DZ, и DQв зависимости от типа заметных линий в спектре. Далее следует числовое значение, указывающее температуру.^[158]

Переменные звезды

Асимметричный вид Мира, колеблющаяся переменная звезда.

Переменные звезды имеют периодические или случайные изменения светимости из-за внутренних или внешних свойств. Из собственно переменных звезд основные типы можно подразделить на три основные группы.

Во время своей звездной эволюции некоторые звезды проходят через фазы, в которых они могут стать пульсирующими переменными. Пульсирующие переменные звезды меняются по радиусу и яркости со временем, расширяясь и сужаясь с периодами от минут до лет, в зависимости от размера звезды. В эту категорию входят Цефеиды и цефеидоподобные звезды, и долгопериодные переменные, такие как Мира.^[159]

Эруптивные переменные - это звезды, яркость которых внезапно увеличивается из-за вспышек или выбросов массы.^[159] В эту группу входят протозвезды, звезды Вольфа-Райе и вспыхивают звезды, а также звезды-гиганты и сверхгиганты.

Катаклизмические или взрывные переменные звезды - это звезды, которые претерпевают резкое изменение своих свойств. В эту группу входят новые и сверхновые. Двойная звездная система, которая включает соседний белый карлик, может производить определенные типы этих впечатляющих звездных взрывов, включая новую и сверхновую типа 1a.^[6] Взрыв возникает, когда белый карлик аккрецирует водород от звезды-компаньона, наращивая массу, пока водород не подвергнется слиянию.^[160] Некоторые новые также повторяются с периодическими вспышками умеренной амплитуды.^[159]

Звезды также могут различаться по светимости из-за внешних факторов, таких как затменные двойные системы, а также вращающиеся звезды, образующие экстремальные звездные пятна.^[159] Ярким примером затменной двойной системы является Алгол, величина которого регулярно меняется от 2,1 до 3,4 в течение 2,87 дней.^[161]

Структура

Внутренние структуры звезды главной последовательности, зоны конвекции с циклами, обозначенными стрелками, и зоны излучения с красными вспышками. Слева маломассивный красный карлик, в центре среднего размера желтый карлик, а справа массивный сине-белая звезда главной последовательности.

Интерьер стабильной звезды находится в состоянии гидростатическое равновесие: силы на любом небольшом объеме почти точно уравновешивают друг друга. Уравновешенные силы представляют собой внутреннюю гравитационную силу и внешнюю силу из-за давления. градиент внутри звезды. В градиент давления устанавливается градиентом температуры плазмы; внешняя часть звезды холоднее ядра. Температура в ядре звезды главной последовательности или звезды-гиганта составляет по крайней мере порядка 10⁷ K. Результирующие температура и давление в ядре звезды главной последовательности, сжигающей водород, достаточны для термоядерная реакция чтобы произойти и произвести достаточно энергии, чтобы предотвратить дальнейший коллапс звезды.^[162][163]

Когда атомные ядра сливаются в ядре, они излучают энергию в виде гамма излучение. Эти фотоны взаимодействуют с окружающей плазмой, добавляя тепловую энергию в ядре. Звезды на главной последовательности превращают водород в гелий, создавая медленно, но неуклонно увеличивающуюся долю гелия в ядре. В конце концов содержание гелия становится преобладающим, и производство энергии в активной зоне прекращается. Вместо этого для звезд более 0,4 M_☉, слияние происходит в медленно расширяющейся оболочке вокруг выродиться гелиевое ядро.^[164]

В дополнение к гидростатическому равновесию внутренняя часть стабильной звезды также будет поддерживать энергетический баланс тепловое равновесие. Внутри есть радиальный градиент температуры, который приводит к потоку энергии, текущему наружу. Исходящий поток энергии, покидающий любой слой внутри звезды, будет точно соответствовать входящему потоку снизу.

В зона излучения - это область внутри звезды, где поток энергии наружу зависит от радиационной теплопередачи, так как конвективная теплопередача в этой зоне неэффективна. В этой области плазма не будет возмущена, и любые массовые движения прекратятся. Если же это не так, то плазма становится нестабильной и возникает конвекция, образуя зона конвекции. Это может происходить, например, в областях, где возникают очень высокие потоки энергии, например, вблизи активной зоны или в областях с высокой непрозрачность (что делает радиационную теплопередачу неэффективной), как и во внешней оболочке.^[163]

Возникновение конвекции во внешней оболочке звезды главной последовательности зависит от массы звезды. Звезды, масса которых в несколько раз превышает массу Солнца, имеют зону конвекции глубоко внутри и зону излучения во внешних слоях. Меньшие звезды, такие как Солнце, прямо противоположны, с конвективной зоной, расположенной во внешних слоях.^[165] Красные карлики с величиной менее 0,4 M_☉ являются конвективными во всем, что предотвращает накопление гелиевого ядра.^[4] Для большинства звезд конвективные зоны также будут меняться с течением времени по мере того, как звезда стареет и меняется структура интерьера.^[163]

На этой диаграмме показано поперечное сечение солнце.

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

Выше уровня фотосферы находится звездная атмосфера. В звезде главной последовательности, такой как Солнце, самый нижний уровень атмосферы, прямо над фотосферой, является тонким хромосфера регион, где спикулы появляются и звездные вспышки начинать. Выше находится переходная область, где температура быстро повышается на расстоянии всего 100 км (62 мили). Помимо этого корона, объем перегретой плазмы, который может простираться на несколько миллионов километров.^[166] Существование короны, по-видимому, зависит от конвективной зоны во внешних слоях звезды.^[165] Несмотря на свою высокую температуру, корона излучает очень мало света из-за низкой плотности газа. Область короны Солнца обычно видна только во время солнечное затмение.

Из короны звездный ветер частиц плазмы расширяется наружу от звезды, пока не вступит во взаимодействие с межзвездная среда. Для Солнца влияние его Солнечный ветер простирается через область в форме пузыря, называемую гелиосфера.^[167]

Пути реакции ядерного синтеза

Обзор протон-протонной цепи

Цикл углерод-азот-кислород

В ядрах звезд происходят различные реакции ядерного синтеза, которые зависят от их массы и состава. При слиянии ядер масса слитого продукта меньше массы исходных частей. Эта потерянная масса преобразуется в электромагнитную энергию, согласно эквивалентность массы и энергии отношение E = MC².^[3]

Процесс синтеза водорода чувствителен к температуре, поэтому умеренное повышение температуры ядра приведет к значительному увеличению скорости синтеза. В результате температура ядра звезд главной последовательности изменяется только от 4 миллионов кельвинов для маленькой звезды M-класса до 40 миллионов кельвинов для массивной звезды O-класса.^[140]

На Солнце, с ядром в 10 миллионов кельвинов, водород плавится, образуя гелий в протон-протонная цепная реакция:^[168]

4¹ЧАС → 2²ЧАС + 2е⁺ + 2ν_е(2 х 0,4 мэВ)

2е⁺ + 2е⁻ → 2γ (2 x 1,0 МэВ)

2¹H + 2²H → 2³Он + 2γ (2 x 5,5 МэВ)

2³Он → ⁴Он + 2¹H (12,9 МэВ)

Эти реакции приводят к общей реакции:

4¹H → ⁴Он + 2e⁺ + 2γ + 2ν_е (26,7 МэВ)

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

В более массивных звездах гелий образуется в цикле реакций. катализированный углеродом называется цикл углерод-азот-кислород.^[168]

У эволюционировавших звезд с ядром в 100 миллионов кельвинов и массой от 0,5 до 10 M_☉гелий может превращаться в углерод в тройной альфа-процесс который использует промежуточный элемент бериллий:^[168]

⁴Он + ⁴Он + 92 кэВ → ^8*Быть

⁴Он + ^8*Be + 67 кэВ → ^12*C

^12*C → ¹²C + γ + 7,4 МэВ

Для общей реакции:

Обзор последовательных процессов синтеза в массивных звездах

3⁴Он → ¹²C + γ + 7,2 МэВ

В массивных звездах более тяжелые элементы также могут сгореть в сжимающемся ядре через процесс горения неона и процесс сжигания кислорода. Завершающим этапом в процессе звездного нуклеосинтеза является процесс сжигания кремния что приводит к производству стабильного изотопа железа-56.^[168] Любой дальнейший синтез будет эндотермическим процессом, потребляющим энергию, поэтому дальнейшая энергия может быть произведена только посредством гравитационного коллапса.

В таблице слева показано количество времени, необходимое для звезды 20 лет. M_☉ потреблять все свое ядерное топливо. Как звезда главной последовательности O-класса, она будет в 8 раз больше солнечного радиуса и в 62000 раз больше светимости Солнца.^[171]

Смотрите также

Рекомендации

дальнейшее чтение

• Гриббин, Джон; Гриббин, Мэри (2001). Звездная пыль: Сверхновые и жизнь - космическая связь. Издательство Йельского университета. ISBN 978-0-300-09097-0.
• Хокинг, Стивен (1988). Краткая история времени. Bantam Books. ISBN 978-0-553-17521-9.
• Пиковер, Клифф (2001). Звезды Небесные. Издательство Оксфордского университета. ISBN 978-0-19-514874-9.

внешняя ссылка

Искать звезда в Викисловаре, бесплатном словаре.

Викискладе есть медиафайлы по теме Звезды.

• Калер, Джеймс. «Портреты звезд и их созвездий». Университет Иллинойса. Получено 2010-08-20.
• «Запросить звездочку по идентификатору, координатам или ссылочному коду». SIMBAD. Центр астрономии Донна в Страсбурге. Получено 2010-08-20.
• «Как расшифровать классификационные коды». Астрономическое общество Южной Австралии. Получено 2010-08-20.
• Приальник, Дина; и другие. (2001). "Звезды: звездные атмосферы, структура и эволюция". Сент-Эндрюсский университет. Получено 2010-08-20.