Классификация звездных объектов
Герцшпрунг Эйнар
Датский астроном, оказавший огромное влияние в области изучения звездных объектов. В 1905-1907 открыл существование звезд-гигантов и звезд-карликов, показав, что звезды с одинаковой температурой могут иметь существенно разные светимости. Впервые построил диаграмму зависимости видимой звездной величины от показателя цвета для звезд в скоплениях Плеяды и Гиады.
Американский астроном. В 1910 независимо от Э. Герцшпрунга пришел к выводу, что различия в светимостях и собственных движениях звезд коррелируют с их спектральным типом. В 1913 построил диаграмму зависимости абсолютных величин от спектральных типов для всех звезд с известными параллаксами. Занимался исследованиям связи между спектрами звезд и их светимостью.
Рассел Генри Норрис
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Эволюция звезд
Затем происходит событие. Возможно, оно будет вызвано ударной волной от взорвавшейся рядом сверхновой, а может и естественной динамикой внутри молекулярного облака. Однако исход один – гравитационная неустойчивость приводит к формированию центра тяжести где-то внутри облака.
Поддаваясь соблазну гравитации, окружающее вещество начинает вращаться вокруг этого центра и наслаивается на его поверхность. Постепенно образуется уравновешенное сферическое ядро с растущей температурой и светимостью – протозвезда.
Как только температура протозвезды достигает миллиона градусов. В центе звезды начинают проходить первые термоядерные реакции (синтез из 2 ядер водорода 1 ядра гелия).
Энергия от этих реакций достигает поверхности светила, резко увеличивая его яркость. При наличии достаточной массы протозвезда превращается в молодую звезду.
(На заднем фоне изображена "Область активного звездообразования N44")
Субзвездные объекты. Коричневые карлики
Классификация на основе плотности объектов и фазового состояния: твёрдые, переходные и тёмные (незвёздные) газовые объекты. Твёрдые объекты включают Землю, меньшие планеты земного типа и спутники; Уран и Нептун входят в категорию переходных объектов. Сатурн, Юпитер и крупные газовые гиганты входят в категорию газовых объектов.
Коричневый карлик
Коричневый карлик
Звезды "солнечной массы"
Звезды со средней массой от половины до десяти масс Солнца после выгорания водорода в центре оказываются способны сжигать более тяжелые химические элементы в своем составе – сначала гелий, затем углерод, кислород и далее, насколько повезло с массой, вплоть до железа-56 (изотоп железа, который иногда называют «пеплом термоядерного горения»).
Для таких звезд фаза, следующая за главной последовательностью, называется стадией красного гиганта. Запуск гелиевых термоядерных реакций, затем углеродных и т.д. каждый раз приводит к значительным трансформациям звезды.
В каком-то смысле это предсмертная агония. Звезда то расширяется в сотни раз и краснеет, то снова сжимается. Светимость тоже меняется – то в тысячи раз увеличивается, то снова уменьшается.
В конце этого процесса внешняя оболочка красного гиганта сбрасывается, образуя зрелищную планетарную туманность. В центре остается обнаженное ядро – белый гелиевый карлик с массой приблизительно в половину солнечной и радиусом, примерно равным радиусу Земли.
Тяжелые звезды
Взрыв (вспышка) сверхновой
Такая звезда не просто сбрасывает оболочку, образуя планетарную туманность вместе с белым карликом, она высвобождает свою энергию в мощнейшем термоядерном взрыве - сверхновой.
В сердце остатков сверхновой остается в этом случае уже не белый карлик, а сверхплотная нейтронная звезда, радиусом всего в 10-20 километров.
Однако если масса красного гиганта больше 30 солнечных масс, то не образуется уже ни белый карлик, ни нейтронная звезда.
В центре останков сверхновой появляется нечто куда более впечатляющее – черная дыра, так как ядро взорвавшейся звезды сжимается настолько сильно, что коллапсировать начинают даже нейтроны, и больше уже ничто, включая свет, не может покинуть пределов новорожденной черной дыры – вернее, ее горизонта событий.
Особо массивные звезды – голубые сверхгиганты – могут миновать стадию красного сверхгиганта и также взорваться в сверхновой.
Последняя стадия эволюции звезд
Судьба Солнца
Однако человечество еще до превращения Солнца в красного гиганта ждет ряд астрономических потрясений. Жизнь на Земле станет невозможна уже через миллиард лет, когда интенсивность термоядерных реакций в центре Солнца станет достаточной, чтобы испарить земные океаны. Параллельно с этим условия для жизни на Марсе будут улучшаться, что в определенный момент может сделать его пригодным для обитания.
Примерно через 7 миллиардов лет Солнце разогреется достаточно, чтобы термоядерная реакция была запущена в его внешних областях. Радиус Солнца увеличится примерно в 250 раз, а светимость в 2700 раз – произойдет превращение в красного гиганта.
Из-за усилившегося солнечного ветра звезда на этом этапе потеряет до трети своей массы, однако успеет поглотить Меркурий.
Масса солнечного ядра за счет выгорания водорода вокруг него увеличится затем настолько, что произойдет так называемая гелиевая вспышка, и начнется термоядерный синтез ядер гелия в углерод и кислород. Радиус звезды значительно уменьшится, до 11 стандартных солнечных.
Однако уже 100 миллионов лет спустя реакция с гелием перейдет на внешние области звезды, и та снова увеличится до размеров, светимости и радиуса красного гиганта.
Солнечный ветер усилиться и разнесет внешние области звезды, образовав крупную планетарную туманность.
Как уже было сказано ранее, от Солнца останется белый карлик, который будет медленно остывать в течение миллиардов лет.
Ученые утверждают, что двойные звезды составляют примерно половину всех звезд нашей галактики. Двойная звезда представляет собой систему, состоящую из двух объектов (звезд), связанных между собой гравитационными силами. Обе звезды, входящие в систему, вращаются вокруг общего центра их масс. Расстояния между звездами могу отличаться, равно как и масса этих звезд, а также их размеры. Обе звезды, входящие в гравитационную систему, могут иметь, как схожие, так и отличительные характеристики. Например, звезда А может иметь большую массу или размер, чем звезда В.
Двойные звезды помечают латинскими буквами традиционно. Обычно буквой «А» помечают более яркого и массивного компаньона. Буквой «В» — менее яркую и массивную звезду.
Классификация
Астрономами было уже давно обнаружено, что двойные звезды могут отличаться по типу своего происхождения, физическим параметрам и прочим характеристикам. По этой причине ученые предложили классифицировать эти объекты небесной сферы. Условно двойные звезды разделяют на два типа: звезды, между которыми не происходит обмена масс, и звезды, между которыми он происходит, происходил или будет происходить в будущем. Последние, в свою очередь, подразделяются на контактные и полуразделенные. В контактных системах обе звезды заполняют свои полости Роша. В полуразделенных – только одна звезда.
Помимо представленной выше классификации, двойные звезды можно разделить по способу их наблюдения. Так, существуют астрометрические, затемненные, спектральные и визуальные двойные звезды.
Астрономическое явление, свойственное двойным звездам – это обмен массами между ними. Компоненты двойных звезд способны обмениваться своими массами и частицами друг с другом. У каждого из компонентов есть полость Роша – область, в которой гравитационные силы одного компаньона преобладают над гравитационными силами другого. Точка соприкосновения полостей Роша обеих звезд именуется точкой Лагранжа. Через эту точку возможно перетекание вещества одного компаньона к другому.
Интересным явлением, связанным с двойными звездами, можно также считать симбиотические системы двойных звезд. Данные системы состоят, как правило, из красного гиганта и белого карлика, которые вращаются вокруг общего центра масс. Продолжительность жизни таких систем сравнительно невелика. Однако для них характерны новоподобные вспышки, которые способны увеличить яркость звезды в 2-3 раза.
Двойная система. Симбиоз
Двойная звездная система
Как и одинарные звезды, двойные системы образуются под влиянием гравитационных сил из газопылевого облака. В современной астрономии существует три наиболее популярных теории образования двойных звезд. Первая из них связывает образование двойных систем с разделением на раннем этапе общего ядра протооблака, которое послужило материалом для возникновения двойной системы. Вторая теория связана с фрагментацией протозвездного диска, в результате чего могут появиться не только двойные, но и многократные системы звезд. Происходит фрагментация протозвездного диска на более позднем этапе, чем фрагментация ядра. Последняя теория гласит, что образование двойных звезд возможно путем динамических физико-химических процессов внутри протооблака, которое служит материалом для образования звезд.
Наше путешествие подходит к концу. Если тебя заинтересовала астрономия, остались какие-то вопросы, хочешь быть в свете последних событий, связанных с астрономической наукой или просто ищешь вдохновение, то можешь перейти в мой Telegram-канал
