Звёздами называют газовые шары, около 6 тысяч из которых можно увидеть в небе ночью, а самый известный представитель, Солнце, излучает свет днём. Ранее считалось, что небесные светила делятся на огромное количество видов, однако со временем оказалось, что все их характеристики сводятся к эволюционному этапу, а также количественным показателям массы и состава. Коротко о звёздах можно узнать на примерах некоторых из них.
Главные параметры
Все внутренние процессы и физические характеристики звезды вроде блеска, спектра, размера или структуры зависят всего лишь от двух параметров — массы и химического состава. Определить их с высокой степенью достоверности пока невозможно, однако есть методы, по которым расчёт проводится с погрешностью 20−60%.
Показатель массы
Примерно половина всех звёзд Галактики человечества относится к двойным. Они представляют собой два гравитационно-связанных газовых шара, двигающихся по орбитам вокруг общего центра масс. Такие объекты поддаются вычислению массы, если известны период обращения и расстояние между звёздами. Последний параметр вычисляется двумя методами:
- Измерение параллаксов, то есть изменения положения наблюдаемого объекта относительно удалённого фона. В расчёте используется расстояние, на которое переместился объект, а также угол смещения.
- Фотометрия, позволяющая оценить видимый блеск светила, в свою очередь, обратно пропорциональный квадрату расстояния до него. В самом простом варианте изучается излучение, непосредственно собранное в телескоп. Способ в основном используется в отношении далеко расположенных звёзд.
Также последним методом можно исследовать вариации света объекта, а измерения отклонений использовать для определения периода обращения.
Если система не является двойной, масса определяется косвенно, по зависимости от светимости. А недавно был предложен третий метод, основанный на наблюдении за прохождением по диску звезды планеты со спутником. Заявлено, что таким способом можно определить не только массу светила, но и его плотность, а также некоторые характеристики планеты со спутником. Однако на настоящий момент метод всё ещё остаётся теоретическим, он до сих пор не был применён на практике.
Каким бы способом ни была определена масса звезды, выражается она в солнечном эквиваленте. Например, самая массивная из известных звёзд, называемая R136a1, имеет 265 долей солнечной массы. Расположена она на расстоянии 165 тысяч световых лет, поэтому невооружённым глазом с Земли её не видно. Однако её свет настолько яркий (по разным оценкам, в 8,7−10 миллионов раз больше, чем Солнца), что её можно увидеть в любительский телескоп в южном полушарии или вблизи экватора. Из-за чрезвычайно интенсивного ультрафиолетового излучения жизнь вблизи этой звезды была бы невозможна.
Объекты, подобные R 36a1, называются сверхтяжёлыми и образуются исключительно редко. До сих пор неизвестно, свойственна ли им большая масса изначально, или они состоят из нескольких менее тяжёлых звёзд. Также нельзя точно сказать, что произойдёт с достаточно быстро теряющей вещество R136a1 в конце жизненного цикла. Взорвавшись, она может оставить после себя нейтронную звезду, чёрную дыру или рассеять в окружающее пространство огромное количество железа.
Химический состав
Основные элементы в составе звезды — водород и гелий. Более тяжёлые компоненты содержатся в количестве, не превышающем нескольких процентов. Тем не менее именно от них зависит продолжительность жизни светила, его яркость и цвет, так как они замедляют или ускоряют ядерные реакции.
Концентрация элементов тяжелее гелия называется металличностью. Несмотря на название, они необязательно должны быть металлами с химической точки зрения, ведь в показатель также включаются углерод, азот, кислород и неон, часто содержащиеся в астрономических объектах в относительно большом количестве.
Металличность влияет на то, что останется при взрыве звезды в конце жизненного цикла. Чем она больше, тем меньше будет остаток. Массивным звёздам в молодом возрасте металличность несвойственна, зато она достаточно высока у следующих классов:
- Жёлтые карлики — Солнце и другие звёзды сравнимой с ним массы, имеющие температуру поверхности в 5−6 тысяч Кельвин. Как жёлтый, их цвет оценён по результатам фотометрии, субъективно же он ближе к белому.
- Красные карлики — Проксима Центавра и бо́льшая часть других ближайших к Земле звёзд. Они относительно холодные и маленькие, имеют не более трети солнечной массы. Вопреки названию испускаемый ими свет характеризуется охристо-желтоватым оттенком. Излучения красные карлики дают мало, но зато продолжительность их жизненного цикла измеряется миллиардами и даже десятками триллионов лет.
Ещё один признак, который может быть определён по химическому составу, — время образования объекта.
Звёздная эволюция
Всё звёзды в течение своей многомиллионной или даже многомиллиардной жизни проходят одни и те же пути развития. Всё начинается с того, что при взрыве близлежащей сверхновой, столкновении галактик или двух молекулярных облаков, прохождении одного из них через плотный рукав спиральной системы или любых других неоднородностях в силах межзвёздный газ под действием тяготения принимает форму шара, температура в центре которого нагревается до 1,5−2 десятков Кельвин.
Когда газ прекращает сжиматься, и в нём начинаются реакции нуклеосинтеза, объект начинает считаться полноценной звездой. Его дальнейшая эволюция зависит от массы, а в конце жизненного цикла играет свою роль химический состав.
Главная последовательность
Бо́льшую часть жизни (примерно 90%) в звезде в основном происходят реакции с участием водорода, во время которых он преобразовывается в гелий. Этот этап эволюции называется главной последовательностью. Солнце, излучение которого поддерживает жизнь на Земле, находится как раз на этой стадии.
В настоящий момент в его состав входит около 73 массовых процентов водорода и 25 процентов гелия. Остальная масса представлена железом, никелем, кислородом, азотом, кремнием, серой, магнием, углеродом, неоном, кальцием и хромом. В частности, исходя из показателя металличности, компьютерная модель рассчитывает возраст Солнца на уровне 4,5 миллиарда лет. На главной последовательности оно должно оставаться ещё примерно 5,5 миллиарда лет, за время которых его температура и светимость будут увеличиваться. После этого оно перейдёт к следующему этапу эволюции.
Красный гигант
Когда исчерпается топливо в центре, горение продолжится на периферии звёздного ядра, и структура объекта начнёт меняться: возрастёт светимость, расширятся внешние слои, снизится температура поверхности. В этот момент звезде, размер которой увеличивается примерно в 100 раз, присваивается спектральный класс красного гиганта.
В этом состоянии она проводит гораздо меньше времени, чем на первом этапе. Например, Солнце, после нахождения на главной последовательности в течение 10 миллиардов лет на стадии гиганта должно провести около 100 миллионов лет. Но если Солнцу это только предстоит, то одна из самых ярких звёзд в ночном небе, Альдебаран, сейчас находится на этом этапе. Её запасы гелия иссякнут в течение ближайших миллиардов лет, после чего она превратится в новое космическое тело.
Финальная стадия
Поскольку масса гелиевого ядра относительно быстро растёт, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься. При этом до 100 миллионов Кельвин возрастает температура, она, при условии достаточной массивности светила, инициирует переход гелия в углерод, который затем превращается в кислород, тот, в свою очередь, в кремний, и процесс завершается образованием железа.
На финальной стадии звезда постепенно остывает. Если её масса была меньше солнечной, она может просто испариться до размеров бурого карлика (сотые доли массы Солнца). В остальных случаях она преобразовывается в следующие объекты:
- Белый карлик — газовый шар с достаточной относительно Солнца массой, но с небольшим радиусом и светимостью. Именно к такому этапу однажды придёт Солнце. Лишившись источников энергии, оно будет становиться тёмным и невидимым, а полностью остыв, превратится в чёрного карлика.
- Пульсар — нейтронная звезда с очень маленькими размерами и периодом обращения и одновременно чрезвычайно высокой плотностью. Такой исход ожидает Альдебаран. Если сейчас его радиус оценивается в почти 30 миллионов километров, то в качестве пульсара он уменьшится примерно до 20 километров.
- Чёрная дыра — область, которую из-за высокой гравитации не может покинуть никакая материя или информация. Считается, что именно в такой объект превратилась исчезнувший массивный красный сверхгигант N6946-BH1. Астрономы следили за ним в течение нескольких лет, и в 2009 году было зафиксировано увеличение яркости, после которого звезда исчезла из оптической видимости. По одной из гипотез светимость повысилась из-за вспышки нейтрино, уменьшившей массу N6946-BH1 и сорвавшей с неё оболочку ударной волной.
Механизм образования двух последних объектов связан со вспышкой сверхновой. Явление заключается в резком увеличении звездой своей яркости с последующим затуханием вспышки. При этом выделяется огромная энергия и значительная масса вещества, однако его часть остаётся и преобразуется в пульсар или чёрную дыру.
Изменения в звёздах протекают так медленно, что могут оставаться незаметными в течение нескольких веков. Поэтому вся информация о них получена на основе наблюдения за объектами, находящимися на разных стадиях эволюции, а также с помощью моделирования их структуры с использованием компьютера.
Самые известные представители
Земля находится в Млечном Пути — галактике, содержащей более 200 миллиардов звёзд, хотя точно их количество невозможно ни посчитать, ни тем более обозначить. В настоящее время астрономический каталог содержит не более сотой процента всех светил ночного неба, однако самые интересные и необычные представители изучаются более тщательно и даже имеют собственные имена.
На первом месте среди них, конечно, всем знакомый центр планетной системы — Солнце. Кроме того, известной является ближайшая к нему Проксима Центавра. Важнейшим навигационным объектом ночного неба по праву считается Полярная звезда, указывающая направление на север благодаря своему ближайшему расположению к полюсу Мира. Однако из-за движения земной оси так было и будет не всегда. Так, ещё до 1100 года сразу две звезды находились примерно на одинаковом расстоянии от северного полюса, а к 3200 году Альраи окажется к нему ближе, чем Полярная звезда.
В списке самых ярких светил помимо Альдебарана располагаются Алголь, Денеб и Ригель. Однако статус ярчайшей после Солнца звезды, визуально наблюдаемой с Земли, закреплён за Сириусом. Другим яркой объектом является Антарес, который также считается одним из самых крупных светил. В мощный телескоп его можно увидеть не в виде точки, как большинство других объектов, а в форме диска.
Некоторые светила получают название в честь астрономов, описавших их свойства. К таким относятся звёзды Барнарда и Каптейна. Первая уникальна большой скоростью собственного движения, за что её также прозвали «беглянкой».
Скорость углового перемещения по небесной сфере звезды Каптейна несколько меньше, зато её отличием от большинства объектов Млечного Пути является движение в ретроградном направлении по галактике. Кроме того, она имеет аномальный спектр и относится к красным субкарликам.
Таким образом, многообразие звёзд в ночном небе открывает бескрайний простор для изучения. Астрономы регулярно делают важные открытия относительно космических тел, и с развитием науки и техники их частота будет только увеличиваться. Это позволит человечеству хотя бы на маленький шаг подойти ближе к пониманию процессов, происходящих во Вселенной.