Звезды бывают самые разные: маленькие и большие, яркие и не очень, старые и молодые, горячие и «холодные», белые, голубые, желтые, красные и т. д.
Разобраться в классификации звезд позволяет диаграмма Герцшпрунга – Рассела.
Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Звезды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.
Большая часть звезд находится на так называемой главной последовательности . Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90% времени эволюции большинства звезд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр.
Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития, звезды подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты.
Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К ним относится и наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды, как Солнце, называют желтыми карликами.
Жёлтый карлик
Жёлтый карлик – тип небольших звёзд главной последовательности, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца и температуру поверхности 5000–6000 K.
Время жизни жёлтого карлика составляет в среднем 10 миллиардов лет.
После того, как сгорает весь запас водорода, звезда во много раз увеличивается в размере и превращается в красный гигант. Примером такого типа звёзд может служить Альдебаран.
Красный гигант выбрасывает внешние слои газа, образуя тем самым планетарные туманности, а ядро коллапсирует в маленький, плотный белый карлик.
Красный гигант – это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Образование таких звезд возможно как на стадии звездообразования, так и на поздних стадиях их существования.
На ранней стадии звезда излучает за счет гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии, до того момента пока сжатие не будет остановлено начавшейся термоядерной реакцией.
На поздних стадиях эволюции звезд, после выгорания водорода в их недрах, звезды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга – Рассела: этот этап длится примерно 10% от времени «активной» жизни звезд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звездных недрах идут реакции нуклеосинтеза.
Звезда гигант имеет сравнительно низкую температуру 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.
Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.
Звезды карлики являются противоположностью гигантов и могут быть следующие.
Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды с массой, не превышающей 1,4 солнечной массы, после того, как она проходит стадию красного гиганта.
Из-за отсутствия водорода термоядерная реакция в ядре таких звезд не происходит.
Белые карлики – очень плотные. По размеру они не больше Земли, но массу их можно сравнить с массой Солнца.
Это невероятно горячие звёзды, их температура достигает 100 000 градусов и более. Они сияют за счёт своей оставшейся энергии, но со временем она заканчивается, и ядро остывает, превращаясь в чёрного карлика.
Красные карлики – самые распространённые объекты звёздного типа во Вселенной. Оценка их численности варьируется в диапазоне от 70 до 90% от числа всех звёзд в галактике. Они довольно сильно отличаются от других звезд.
Масса красных карликов не превышает трети солнечной массы (нижний предел массы - 0,08 солнечной, далее идут коричневые карлики), температура поверхности достигает 3500 К. Красные карлики имеют спектральный класс M или поздний K. Звезды этого типа испускают очень мало света, иногда в 10 000 раз меньше Солнца.
Учитывая их низкое излучение, ни один из красных карликов не виден с Земли невооружённым глазом. Даже ближайший к Солнцу красный карлик Проксима Центавра (самая близкая к Солнцу звезда в тройной системе) и ближайший одиночный красный карлик, звезда Барнарда, имеют видимую звёздную величину 11,09 и 9,53 соответственно. При этом невооружённым взглядом можно наблюдать звезду со звёздной величиной до 7,72.
Из-за низкой скорости сгорания водорода красные карлики имеют очень большую продолжительность жизни – от десятков миллиардов до десятков триллионов лет (красный карлик с массой в 0,1 массы Солнца будет гореть 10 триллионов лет).
В красных карликах невозможны термоядерные реакции с участием гелия, поэтому они не могут превратиться в красные гиганты. Со временем они постепенно сжимаются и всё больше нагреваются, пока не израсходуют весь запас водородного топлива.
Постепенно, согласно теоретическим представлениям, они превращаются в голубые карлики – гипотетический класс звёзд, пока ни один из красных карликов ещё не успел превратиться в голубого карлика, а затем – в белые карлики с гелиевым ядром.
Коричневый карлик – субзвездные объекты (с массами в диапазоне примерно от 0,01 до 0,08 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы 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.
Минимальная температура звёзд главной последовательности составляет порядка 4000 К, температура коричневых карликов лежит в промежутке от 300 до 3000 К. Коричневые карлики на протяжении своей жизни постоянно остывают, при этом чем крупнее карлик, тем медленнее он остывает.
Субкоричневые карлики
Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики – холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Масса их меньше примерно одной сотой массы Солнца или, соответственно, 12,57 массы Юпитера, нижний предел не определён. Их в большей мере принято считать планетами, хотя к окончательному заключению о том, что считать планетой, а что – субкоричневым карликом научное сообщество пока не пришло.
Черный карлик
Черные карлики – 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.
Двойная звезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс.
Иногда встречаются системы из трех и более звезд, в таком общем случае система называется кратной звездой.
В тех случаях, когда такая звездная система не слишком далеко удалена от Земли, в телескоп удается различить отдельные звезды. Если же расстояние значительное, то понять, что перед астрономами двойная звезда удается только по косвенным признакам – колебаниям блеска, вызываемым периодическими затмениями одной звезды другою и некоторым другим.
Новая звезда
Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10 000 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, вызывая вспышку светимости.
Сверхновая звезда
Сверхновая звезда – это звезда, заканчивающая свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.
Нейтронная звезда
Нейтронные звезды (НЗ) – это звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, типичный радиус нейтронной звезды составляет, предположительно, порядка 10-20 километров.
Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц – нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. Плотность таких звезд чрезвычайно высока, она соизмерима, а по некоторым оценкам, может в несколько раз превышать среднюю плотность атомного ядра. Один кубический сантиметр вещества НЗ будет весить сотни миллионов тонн. Сила тяжести на поверхности нейтронной звезды примерно в 100 млрд раз выше, чем на Земле.
В нашей Галактике, по оценкам ученых, могут существовать от 100 млн до 1 млрд нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд.
Пульсары
Пульсары – космические источники электромагнитных излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов).
Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения. Когда Земля попадает в конус, образуемый этим излучением, то можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Некоторые нейтронные звёзды совершают до 600 оборотов в секунду.
Цефеиды
Цефеиды – класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период-светимость, названный в честь звезды Дельта Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда.
Приведенный перечень основных видов (типов) звезд с их краткой характеристикой, разумеется, не исчерпывает всего возможного многообразия звезд во Вселенной.
«Чёрные дыры» - Небольшие последствия возникновения черных дыр. Чёрные дыры - конечный результат деятельности звёзд, масса которых выше солнечной в пять или больше раз. Астрономы наблюдали взрывы сверхновых звёзд. О чёрных дырах можно судить по действию их гравитационного поля на ближайшие объекты. Существование чёрных дыр устанавливается по тому мощному влиянию, которое они оказывают на другие объекты.
«Мир звёзд» - Звёзды - сверхгиганты. Дева. Созвездие Центавра. Температура звёзд. Козерог. Созвездие Большого Пса. Созвездия Малой Медведицы. Созвездие Стрельца. Созвездие Арго. Созвездие Змееносца. Созвездие Геркулеса. Рак. Звездное скопление. Созвездие Кита. Яркость звёзд. Созвездие Ориона. Созвездие Лебедя. Созвездие Персея.
«Звёзды и созвездия» - По ковшу Большой медведицы легко определить северное направление. Всего на небесной сфере – 88 созвездий. Яркие звезды Вега, Денеб и Альтаир образуют Летний треугольник. Астрономы древности разделили звездное небо на созвездия. Самая известная группа звезд в северном полушарии – Ковш Большой медведицы.
«Строение звёзд» - Строение звезд. Возрасту. эффективная температура К. Температуре (цвету). Радиусы звёзд. Размерам. Цвет. Ригель бело-голубой, Вега. Красный. Американец. Светимости. Финики. У Арктура желто-оранжевый оттенок, Бритый. Белый. Антарес ярко-красный. Цвет и температура звёзд. У различных звёзд максимум излучения приходится на разные длины волн.
«Основные характеристики звёзд» - Скорости звезд. Источники энергии звезд. Светимость звезд. Эффект Доплера. Среди звезд встречаются гиганты и карлики. Расстояние определяется методом параллакса. Параллаксы звезд очень малы. Что питает звезды. Расстояния до звезд. Линии ионизованного гелия. Расстояние до звезды. Метод параллакса является на данный момент наиболее точным способом.
Звезды - это самые горячие объекты во Вселенной. В их недрах происходят процессы термоядерного синтеза, в результате чего выделяется невероятно большое количество энергии. Температура поверхности звезд колеблется от 2 000 до 60 000 °С, а свет излучаемый ими виден за миллиарды световых лет. Но не все звезды одинаковы, есть и совершенно другие - холодные звезды, которые словно призраки блуждают по бескрайнему космосу, скрываясь от всех.
Теория
Такими звездами являются коричневые карлики (бурые карлики). Хотя согласно последнему утвержденному научным сообществом определению коричневые карлики - это субзвездные объекты малой массы (от 12 до 80 масс Юпитера или от 0,012 до 0,075 масс Солнца), но все же это звезды, пусть и не совсем обычные.
коричневый карлик в представлении художника
Впервые о коричневых карликах заговорили в 1960-х годах, но тогда их существование предполагалось только гипотетически. Гипотеза о существовании мелких, холодных и темных звезд заинтриговала многих ученых и через некоторое время начались поиски подобных объектов. Однако 35 лет наблюдений не позволили выявить хоть что-то похожее на гипотетический бурый карлик. С другой стороны, это было вполне закономерным, ведь как выяснится позднее такие звезды в большинстве своем не выделяют света (или их светимость ничтожно мала), а все наземные телескопы того времени имели слишком низкую чувствительность.
Первый коричневый карлик
Только в 1995 году благодаря использованию телескопов инфракрасного диапазона с повышенной чувствительностью удалось найти первого коричневого карлика - Тейде 1 . После было обнаружено еще очень большое количество подобных звезд, что наткнуло физиков на гипотезу о высокой распространенности бурых карликов во Вселенной, которая сейчас приобретает все большую правдоподобность.
второй обнаруженный коричневый карлик Глизе 229B, вращается вокруг красного карлика Глизе 229 в двухзвездной системе
В недрах коричневых карликов также как и в других звездах протекают процессы термоядерного синтеза , но они не носят стабильный характер и длятся относительно не долго, результатом этого является быстрое остывание звезды. Со временем светимость и температура бурых карликов постоянно снижается.
Спектральные классы
По температуре поверхности коричневые карлики довольно сильно разнятся между собой, поэтому было предложено разделить их на 4 спектральных класса (сперва классов было 3, класс Y долгое время отвергался научным миром):
Спектральный класс М - довольно массивные субзвездные объекты, близкие как по размерам, так и по поверхности температуры (до 2000 °С) к красным карликам.
Спектральный класс L - температура поверхности 1500-1000 °С, масса более 70 масс Юпитера. Первый обнаруженный карлик класса L - GD 165B . Всего найдено более 400 субзвезд этого типа.
Спектральный класс T - температура поверхности 1000-400 °С, масса менее 70 масс Юпитера. Первый найденный Т-карлик - Глизе 229B . На данный найдено больше 200 звезд спектрального класса T.
Спектральный класс Y - до 2011 года этот тип существовал только в теории. Температура ниже 400 °С.
Самые холодные звезды
В августе 2011 года было обнаружено 7 сверххолодных коричневых карликов отнесенных к классу Y.
Температура поверхности карлика CFBDSIR 1458+10 составляет приблизительно 97 °С .
Коричневый карлик WISE 1828+2650 обнаруженный космическим инфракрасным телескопом WISE имеет еще более низкую температуру - около 25 °С .
коричневый карлик WISE 1828+2650 класса Y в представлении художника
Относительно яркие и массивные светила довольно просто увидеть невооруженным глазом, но в Галактике куда больше карликовых звезд, которые видны только в мощные телескопы, даже если расположены вблизи от Солнечной системы. Среди них есть как скромные долгожители — красные карлики, так и недотянувшие до полноценного звездного статуса коричневые и отошедшие на покой белые карлики, постепенно превращающиеся в черные. Фото вверху SPL/EAST NEWS
Cудьба звезды целиком зависит от размера, а точнее от массы. Чтобы лучше представить себе массу звезды, можно привести такой пример. Если положить на одну чашу весов 333 тысячи земных шаров, а на другую - Солнце , то они уравновесят друг друга. В мире звезд наше Солнце - середнячок. Оно в 100 раз уступает по массе самым крупным звездам и раз в 20 превосходит самые легкие. Казалось бы, диапазон невелик: приблизительно как от кита (15 тонн) до кота (4 килограмма). Но звезды - не млекопитающие, их физические свойства гораздо сильнее зависят от массы. Сравнить хотя бы температуру: у кита и кота она почти одинаковая, а у звезд различается в десятки раз: от 2000 кельвинов у карликов до 50 000 у массивных звезд. Еще сильнее - в миллиарды раз различается мощность их излучения. Именно поэтому на небе мы легко замечаем далекие гигантские звезды, а карликов не видим даже в окрестностях Солнца.
Но когда были проведены аккуратные подсчеты, выяснилось, что распространенность гигантов и карликов в Галактике сильно напоминает ситуацию с китами и котами на Земле. В биосфере есть правило: чем мельче организм, тем больше его особей в природе. Оказывается, это справедливо и для звезд, но объяснить эту аналогию не так-то просто. В живой природе действуют пищевые цепи: крупные поедают мелких. Если бы лис в лесу стало больше, чем зайцев, то чем бы питались эти лисы? Однако звезды, как правило, не едят друг друга. Тогда почему же гигантских звезд меньше, чем карликов? Половину ответа на этот вопрос астрономы уже знают.
Дело в том, что жизнь массивной звезды в тысячи раз короче, чем карликовой. Чтобы удержать собственное тело от гравитационного коллапса, звездам-тяжеловесам приходится раскаляться до высокой температуры - сотен миллионов градусов в центре. Термоядерные реакции идут в них очень интенсивно, что приводит к колоссальной мощности излучения и быстрому сгоранию «топлива». Массивная звезда растрачивает всю энергию за несколько миллионов лет, а экономные карлики, медленно тлея, растягивают свой термоядерный век на десятки и более миллиардов лет. Так что, когда бы ни родился карлик, он здравствует до сих пор, ведь возраст Галактики всего около 13 миллиардов лет. А вот массивные звезды, появившиеся на свет более 10 миллионов лет назад, давно уже погибли.
Однако это лишь половина ответа на вопрос, почему гиганты встречаются в космосе так редко. А вторая половина состоит в том, что массивные звезды рождаются намного реже, чем карликовые. На сотню новорожденных звезд типа нашего Солнца появляется лишь одна звезда с массой раз в 10 больше, чем у Солнца. Причину этой «экологической закономерности» астрофизики пока не разгадали.
Вырожденные звезды
Обычно в период формирования звезды ее гравитационное сжатие продолжается до тех пор, пока плотность и температура в центре не достигнут значений, необходимых для запуска термоядерных реакций, и тогда за счет выделения ядерной энергии давление газа уравновешивает его собственное гравитационное притяжение. У массивных звезд температура выше и реакции начинаются при относительно небольшой плотности вещества, но чем меньше масса, тем выше оказывается «плотность зажигания». Например, в центре Солнца плазма сжата до 150 граммов на кубический сантиметр. Однако при плотности, еще в сотни раз большей, вещество начинает сопротивляться давлению независимо от роста температуры, и в итоге сжатие звезды прекращается прежде, чем выход энергии в термоядерных реакциях становится значимым. Причиной остановки сжатия служит квантовомеханический эффект, который физики называют давлением вырожденного электронного газа.
Дело в том, что электроны относятся к тому типу частиц, который подчиняется так называемому «принципу Паули», установленному физиком Вольфгангом Паули в 1925 году. Этот принцип утверждает, что тождественные частицы, например электроны, не могут одновременно находиться в одном и том же состоянии. Именно поэтому в атоме электроны движутся по разным орбитам. В недрах звезды нет атомов: при большой плотности они раздавлены и существует единое «электронное море». Для него принцип Паули звучит так: расположенные рядом электроны не могут иметь одинаковые скорости. Если один электрон покоится, другой должен двигаться, а третий - двигаться еще быстрее, и т. д. Такое состояние электронного газа физики называют вырождением.
Даже если небольшая звезда сожгла все термоядерное топливо и лишилась источника энергии, ее сжатие может быть остановлено давлением вырожденного электронного газа. Как бы сильно ни охладилось вещество, при высокой плотности движение электронов не прекратится, а значит, давление вещества будет противостоять сжатию независимо от температуры: чем больше плотность, тем выше давление. Сжатие умирающей звезды с массой, равной солнечной, остановится, когда она уменьшится примерно до размера Земли, то есть в 100 раз, а плотность ее вещества станет в миллион раз выше плотности воды. Так образуются белые карлики. Звезда меньшей массы прекращает сжатие при меньшей плотности, поскольку сила ее тяготения не так велика. Очень маленькая звезда-неудачник может стать вырожденной и прекратить сжатие еще до того, как в ее недрах температура поднимется до порога «термоядерного зажигания». Такому телу никогда не стать настоящей звездой.
Недостающее звено
До недавних пор в классификции астрономических объектов зияла большая дыра: самые маленькие известные звезды были раз в 10 легче Солнца, а самая массивная планета - Юпитер - в 1000 раз. Существуют ли в природе промежуточные объекты - не звезды и не планеты с массой от 1/1000 до 1/10 солнечной? Как должно выглядеть это «недостающее звено»? Можно ли его обнаружить? Эти вопросы давно волновали астрономов, но ответ стал намечаться лишь в середине 1990-х годов, когда программы поиска планет за пределами Солнечной системы принесли первые плоды. На орбитах вокруг нескольких солнцеподобных звезд обнаружились планеты-гиганты, причем все они оказались массивнее Юпитера . Промежуток по массе между звездами и планетами стал сокращаться. Но возможна ли смычка, и где провести границу между звездой и планетой?
Еще недавно казалось, что это совсем просто: звезда светит собственным светом, а планета - отраженным. Поэтому в категорию планет попадают те объекты, в недрах которых за все время существования не протекают реакции термоядерного синтеза. Если же на некотором этапе эволюции их мощность была сравнима со светимостью (то есть термоядерные реакции служили главным источником энергии), то такой объект достоин называться звездой. Но оказалось, что могут существовать промежуточные объекты, в которых термоядерные реакции происходят, но никогда не служат основным источником энергии. Их обнаружили в 1996 году, но еще задолго до того они получили название коричневых карликов. Открытию этих странных объектов предшествовал тридцатилетний поиск, начавшийся с замечательного теоретического предсказания.
В 1963 году молодой американский астрофизик индийского происхождения Шив Кумар рассчитал модели самых маломассивных звезд и выяснил, что если масса космического тела превосходит 7,5% солнечной, то температура в его ядре достигает нескольких миллионов градусов и в нем начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. При меньшей массе сжатие останавливается раньше, чем температура в центре достигает значения, необходимого для протекания реакции синтеза гелия. С тех пор это критическое значение массы называют «границей возгорания водорода», или пределом Кумара. Чем ближе звезда к этому пределу, тем медленнее идут в ней ядерные реакции. Например, при массе 8% солнечной звезда будет «тлеть» около 6 триллионов лет - в 400 раз больше современного возраста Вселенной! Так что, в какую бы эпоху ни родились такие звезды, все они еще находятся в младенческом возрасте.
Впрочем и в жизни менее массивных объектов бывает краткий эпизод, когда они напоминают нормальную звезду. Речь идет о телах с массами от 1% до 7% массы Солнца, то есть от 13 до 75 масс Юпитера. В период формирования, сжимаясь под действием гравитации, они разогреваются и начинают светиться инфракрасным и даже чуть-чуть красным - видимым светом. Температура их поверхности может подняться до 2500 кельвинов, а в недрах превысить 1 миллион кельвинов. Этого хватает, чтобы началась реакция термоядерного синтеза гелия, но только не из обычного водорода, а из очень редкого тяжелого изотопа - дейтерия, и не обычного гелия, а легкого изотопа гелия-3. Поскольку дейтерия в космическом веществе очень мало, весь он быстро сгорает, не давая существенного выхода энергии. Это все равно, что бросить в остывающий костер лист бумаги: сгорит моментально, но тепла не даст. Разогреться сильнее «мертворожденная» звезда не может - ее сжатие останавливается под действием внутреннего давления вырожденного газа. Лишенная источников тепла, она в дальнейшем лишь остывает, как обычная планета. Поэтому заметить эти неудавшиеся звезды можно только в период их недолгой молодости, пока они теплые. Выйти на стационарный режим термоядерного горения им не суждено.
Ближайшие соседи
Из нескольких тысяч звезд, видимых на небе невооруженным глазом, лишь пара сотен удостоилась собственного имени. Казалось бы, что уж там говорить о тусклых светилах, с трудом заметных даже в телескоп. Но нет! В астрономических книгах часто упоминаются такие объекты, как Проксима Центавра, Летящая звезда Барнарда, звезды Каптейна, Пшибыльского, ван Маанена, Лёйтена… Обычно они названы по именам астрономов, которые их изучали. Эти названия утвердились в науке так же, как чашка Петри или лучи Рентгена - спонтанно, без всяких формальных решений, просто как форма признания заслуг ученых. И что любопытно, почти все звезды, носящие имена ученых, оказались невзрачными, очень маленькими и тусклыми.
Чем же так привлекают астрономов эти крошечные звезды? Прежде всего тем, что наше Солнце - из их числа. По совокупности свойств его можно отнести к крупным карликам. Поэтому, изучая жизнь мелких звезд, мы пытаемся понять его прошлое и будущее. К тому же карликовые звезды - наши ближайшие соседи. И это неудивительно, раз малышей в Галактике больше. Проксима в созвездии Центавра расположена в четырех световых годах от нас - ближе всех других звезд, на что и указывает ее название (лат. proxima - «ближайшая»). Но, несмотря на близость, видно ее только в телескоп. И это неудивительно, ведь ее оптическая светимость в 18 тысяч раз меньше солнечной. По размерам она всего в 1,5 раза крупнее Юпитера, а температура ее поверхности около 3000 К - вдвое ниже, чем у Солнца. Проксима в 7 раз легче Солнца и находится совсем недалеко от предела Кумара - нижней границы звездных масс. Она едва способна поддерживать в своих недрах термоядерные реакции.
Чуть дальше Проксимы, но в гравитационной связке с ней, располагается двойная звезда альфа Центавра. Оба ее компонента почти точные копии нашего Солнца. Правда, они примерно на 200 миллионов лет старше, а значит, изучая их, мы прогнозируем будущее Солнца на миллионы лет вперед.
Более отдаленное будущее Солнца представлено, например, звездой ван Маанена - это ближайший к нам одиночный белый карлик, остаток звезды, некогда похожей на Солнце. Через 6-7 миллиардов лет нашему светилу уготована та же судьба: сбросив наружные слои, сжаться до размеров земного шара, превратившись в сверхплотный остывающий «огарок» звезды - сначала белый от высокой температуры, затем постепенно краснеющий и наконец практически невидимый холодный черный карлик. О том, как будет происходить это превращение, рассказывает другая «именная» звезда, фигурирующая в астрономических статьях как «объект Сакураи». Японский любитель астрономии Юкио Сакураи открыл ее 20 февраля 1996 года в момент внезапного увеличения ее блеска. Сначала казалось, что это обычный молодой белый карлик, но за полгода он раздулся в сотни раз, демонстрируя «предсмертные конвульсии» звезды, дожигающей последние капли своего ядерного горючего. Астрономы называют это гелиевой вспышкой. Если верить расчетам, то еще несколько таких вспышек, и карлик должен успокоиться навсегда.
Открытие «мертворожденных» звезд
Физики уверены: что не запрещено законами сохранения, то разрешено. Астрономы добавляют к этому: природа богаче нашего воображения. Если Шив Кумар смог придумать коричневые карлики, то природе, казалось бы, не составит труда их создать. Три десятилетия продолжались безрезультатные поиски этих тусклых светил. В работу включались все новые и новые исследователи. Даже теоретик Кумар прильнул к телескопу в надежде найти объекты, открытые им на бумаге. Его идея была проста: обнаружить одиночный коричневый карлик очень сложно, поскольку нужно не только зафиксировать его излучение, но и доказать, что это не далекая гигантская звезда с холодной (по звездным меркам) атмосферой или даже окруженная пылью галактика на краю Вселенной. Самое трудное в астрономии - определить расстояние до объекта. Поэтому нужно искать карлики рядом с нормальными звездами, расстояния до которых уже известны. Но яркая звезда ослепит телескоп и не позволит разглядеть тусклый карлик. Следовательно, искать их надо рядом с другими карликами! Например с красными - звездами предельно малой массы или же белыми - остывающими остатками нормальных звезд. В 1980-х годах поиски Кумара и других астрономов не принесли результата. Хотя не раз появлялись сообщения об открытии коричневых карликов, но детальное исследование каждый раз показывало, что это - маленькие звезды. Однако идея поиска была правильная и спустя десятилетие она сработала.
В 1990-е годы у астрономов появились новые чувствительные приемники излучения - ПЗС-матрицы и крупные телескопы диаметром до 10 метров с адаптивной оптикой, которая компенсирует вносимые атмосферой искажения и позволяет с поверхности Земли получать почти такие же четкие изображения, как из космоса. Это сразу же принесло плоды: были обнаружены предельно тусклые красные карлики, буквально пограничные с коричневыми.
А первого коричневого карлика отыскала в 1995 году группа астрономов под руководством Рафаэля Реболо из Института астрофизики на Канарских островах . С помощью телескопа на острове Ла-Пальма они нашли в звездном скоплении Плеяды объект, который назвали Teide Pleiades 1, позаимствовав название у вулкана Пико-де-Тейде на острове Тенерифе. Правда, некоторые сомнения в природе этого объекта оставались, и пока испанские астрономы доказывали, что это действительно коричневый карлик, в том же году о своем открытии заявили их американские коллеги. Группа под руководством Тадаши Накаджима из с помощью телескопов Паломарской обсерватории обнаружила на расстоянии 19 световых лет от Земли в созвездии Зайца, рядом с очень маленькой и холодной звездой Глизе 229, еще более мелкий и холодный ее спутник Глизе 229B. Температура его поверхности - всего 1000 K, а мощность излучения в 160 тысяч раз ниже солнечной.
Незвездная природа Глизе 229B окончательно подтвердилась в 1997 году так называемым литиевым тестом. В нормальных звездах небольшое количество лития, сохранившегося с эпохи рождения Вселенной, быстро сгорает в термоядерных реакциях. Однако коричневые карлики для этого недостаточно горячи. Когда в атмосфере Глизе 229B был обнаружен литий, этот объект стал первым «несомненным» коричневым карликом. По размерам он почти совпадает с Юпитером, а его масса оценивается в 3- 6% массы Солнца. Он обращается вокруг своего более массивного компаньона Глизе 229A по орбите радиусом около 40 астрономических единиц (как Плутон вокруг Солнца).Очень быстро выяснилось, что для поиска «несостоявшихся звезд» годятся и не самые крупные телескопы. Первых одиночных коричневых карликов открыли на рядовом телескопе в ходе планомерных обзоров неба. Например, объект Kelu-1 в созвездии Гидры обнаружен в рамках долгосрочной программы поиска карликовых звезд в окрестностях Солнца, которая началась на Европейской Южной обсерватории в Чили еще в 1987 году. При помощи 1-метрового телескопа системы Шмидта астроном Чилийского университета Мария Тереза Руиз уже много лет регулярно фотографирует некоторые участки неба, а затем сравнивает снимки, полученные с интервалом в годы. Среди сотен тысяч слабых звезд она ищет те, которые заметно смещаются относительно других - это безошибочный признак близких светил. Таким способом Мария Руиз открыла уже десятки белых карликов , а в 1997 году ей наконец попался коричневый. Его тип определили по спектру, в котором оказались линии лития и метана. Мария Руиз назвала его Kelu-1: на языке народа мапуче, населявшего некогда центральную часть Чили, «келу» означает красный. Он расположен на расстоянии около 30 световых лет от Солнца и не связан ни с одной звездой.
Все эти находки, сделанные в 1995-1997 годах, и стали прототипами нового класса астрономических объектов, который занял место между звездами и планетами. Как это обычно бывает в астрономии, за первыми открытиями сразу последовали новые. В последние годы множество карликов обнаружено в ходе рутинных инфракрасных обзоров неба 2MASS и DENIS.
Как вас теперь называтьЗвезды-неудачники, открытые «на кончике пера», Кумар назвал «черными карликами», но поскольку обнаружить их долго не удавалось, новый термин забылся (теперь в научно-популярной литературе так называют остывшие белые карлики). В середине 1970-х годов, когда астрономы стали искать невидимую скрытую массу (сейчас ее называют темной материей), проявляющую себя только через гравитацию, подозрение пало на тусклые карликовые объекты, предсказанные Кумаром. Стали поступать и новые идеи по их именованию. Учитывая, что они все же не совсем черные, Крис Дэвидсон из Университета штата Миннесота предложил термин «инфракрасные карлики», другие астрономы пытались называть их «малиновыми карликами», но в 1975 году студентка-дипломница Джил Тартер из Университета в Беркли придумала термин brown dwarf, и он прижился. На русский язык его перевели как «коричневый карлик», позже появился вариант «бурый карлик», хотя в действительности эти объекты имеют инфракрасный цвет, и, возможно, точнее было бы переводить brown как «темный» или «тусклый». Но уже поздно: в нашей научной литературе их называют «коричневыми карликами», а в научно-популярной встречаются и «бурые».
Звездная пыль
Уже вскоре после открытия бурые карлики заставили астрономов внести коррективы в устоявшуюся десятки лет назад спектральную классификацию звезд. Оптический спектр звезды - это ее лицо, а точнее - паспорт. Положение и интенсивность линий в спектре прежде всего говорят о температуре поверхности, а также о других параметрах, в частности химическом составе, плотности газа в атмосфере, напряженности магнитного поля и т. п. Около 100 лет назад астрономы разработали классификацию звездных спектров, обозначив каждый класс буквой латинского алфавита. Их порядок многократно пересматривали, переставляя, убирая и добавляя буквы, пока не сложилась общепринятая схема, безупречно служившая астрономам многие десятки лет. В традиционном виде последовательность спектральных классов выглядит так: O-B-A-F-G-K-M. Температура поверхности звезд от класса O до класса M убывает со 100 000 до 2000 К. Английские студенты-астрономы даже придумали мнемоническое правило для запоминания порядка следования букв: «Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!» И вот на рубеже веков этот классический ряд пришлось удлинить сразу на две буквы. Оказалось, что в формировании спектров экстремально холодных звезд и субзвезд весьма важную роль играет пыль.
На поверхности большинства звезд из-за высокой температуры никакие молекулы существовать не могут. Однако у самых холодных звезд класса М (с температурой ниже 3000 К) в спектрах видны мощные полосы поглощения окисей титана и ванадия (TiO, VO). Естественно, ожидалось, что у еще более холодных коричневых карликов эти молекулярные линии будут еще сильнее. Все в том же 1997 году у белого карлика GD 165 был открыт коричневый компаньон GD 165B, с температурой поверхности 1900 К и светимостью 0,01% солнечной. Он поразил исследователей тем, что в отличие от других холодных звезд не имеет полос поглощения TiO и VO, за что был прозван «странной звездой». Такими же оказались спектры и других коричневых карликов с температурой ниже 2000 К. Как показали расчеты, молекулы TiO и VO в их атмосферах конденсируются в твердые частицы - пылинки, и уже не проявляют себя в спектре, как это свойственно молекулам газа.
Чтобы учесть эту особенность, Дэви Киркпатрик из Калифорнийского технологического института уже на следующий год предложил расширить традиционную спектральную классификацию, добавив в нее класс L для маломассивных инфракрасных звезд, с температурой поверхности 1500-2000 K. Большинство объектов L-класса должны быть коричневыми карликами, хотя очень старые маломассивные звезды тоже могут остыть ниже 2000 К.
Продолжая исследования L-карликов, астрономы обнаружили еще более экзотические объекты. В их спектрах видны мощные полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода, поэтому их называют «метановыми карликами». Прототипом этого класса считается первый открытый бурый карлик Глизе 229B. В 2000 году Джеймс Либерт с коллегами из Аризонского университета выделили в самостоятельную группу T-карлики с температурой 1500-1000 К и даже чуть ниже. Коричневые карлики ставят перед астрономами много сложных и очень интересных вопросов. Чем холоднее атмосфера звезды, тем труднее изучать ее как наблюдателям, так и теоретикам. Присутствие пыли делает эту задачу еще сложнее: конденсация твердых частиц не только изменяет состав свободных химических элементов в атмосфере, но и влияет на теплообмен и форму спектра. В частности, теоретические модели с учетом пыли предсказали парниковый эффект в верхних слоях атмосферы, что подтверждается наблюдениями. Вдобавок расчеты показывают, что после конденсации пылинки начинают тонуть. Возможно, на разных уровнях в атмосфере формируются плотные облака пыли. Метеорология коричневых карликов может оказаться не менее разнообразной, чем у планет-гигантов. Но если атмосферы Юпитера и Сатурна можно изучать вблизи, то расшифровывать метановые циклоны и пылевые бури коричневых карликов придется только по их спектрам.
Секреты «полукровок»
Вопросы о происхождении и численности коричневых карликов пока остаются открытыми. Первые подсчеты их количества в молодых звездных скоплениях типа Плеяд показывают, что по сравнению с нормальными звездами общая масса коричневых карликов, видимо, не так велика, чтобы «списать» на них всю скрытую массу Галактики. Но этот вывод еще нуждается в проверке.
Общепринятая теория происхождения звезд не дает ответа и на вопрос, как образуются коричневые карлики. Объекты столь малой массы могли бы формироваться подобно планетам-гигантам в околозвездных дисках. Но обнаружено довольно много одиночных коричневых карликов, и трудно предположить, что все они вскоре после рождения были потеряны своими более массивными компаньонами. К тому же совсем недавно на орбите вокруг одного из коричневых карликов открыли планету, а значит, он не подвергался сильному гравитационному влиянию соседей, иначе карлик бы ее потерял.
Совершенно особый путь рождения коричневых карликов наметился недавно при исследовании двух тесных двойных систем - LL Андромеды и EF Эридана. В них более массивный компаньон, белый карлик, своей гравитацией стягивает вещество с менее массивного спутника, так называемой звезды-донора. Расчеты показывают, что первоначально в этих системах спутники-доноры были обычными звездами, но за несколько миллиардов лет их масса упала ниже предельного значения и термоядерные реакции в них угасли. Теперь по внешним признакам это типичные коричневые карлики. Температура звезды-донора в системе LL Андромеды около 1300 K, а в системе EF Эридана - около 1650 K. По массе они лишь в несколько десятков раз превосходят Юпитер, а в их спектрах видны линии метана. Насколько их внутренняя структура и химический состав сходны с аналогичными параметрами «настоящих» коричневых карликов, пока неизвестно. Таким образом, нормальная маломассивная звезда, потеряв значительную долю своего вещества, может стать коричневым карликом.
Правы были астрономы, утверждая, что природа изобретательнее нашей фантазии. Коричневые карлики, эти «не звезды и не планеты», уже начали преподносить сюрпризы. Как выяснилось недавно, несмотря на свой холодный характер, некоторые из них являются источниками радио- и даже рентгеновского (!) излучения. Так что в будущем этот новый тип космических объектов обещает нам немало интересных открытий.
У каждой звезды своя судьба и своя продолжительность жизни. Наступает момент, когда она начинает угасать.
Белые карлики – это необычные звезды. Они состоят из вещества, плотность которого чрезвычайно высока. В теории звездной эволюции они рассматриваются как заключительный этап эволюции звезд малой и средней массы, сравнимыми с массой Солнца. По разным оценкам в нашей Галактике насчитывается 3-4 % таких звезд.
Как же образуются белые карлики?
После того как в стареющей звезде выгорит весь водород, ее ядро сжимается и разогревается, - это способствует расширению ее внешних слоев. Эффективная температура звезды падает, и она превращается в красного гиганта. Разреженная оболочка звезды, очень слабо связанная с ядром, со временем рассеивается в пространстве, перетекая на соседние планеты, а на месте красного гиганта остается очень компактная звезда, называемая белым карликом.
Долгое время оставалось загадкой, почему белые карлики, имеющие температуру, превосходящую температуру Солнца, по сравнению с размерами Солнца невелики, пока не выяснилось, что плотность вещества внутри них предельно высока (в пределах 10 5 – 10 9 г/см 3). Стандартной зависимости - масса-светимость - для белых карликов не существует, что отличает их от других звезд. В чрезвычайно малом объеме «упаковано» огромное количество вещества, из-за чего плотность белого карлика почти в 100 раз больше плотности воды.
(На картинке сравнение размеров двух белых карликов с планетой Земля )
Температура белых карликов остается практически постоянной, несмотря на отсутствие внутри них термоядерных реакций. Чем же это объясняется? По причине сильного сжатия электронные оболочки атомов начинают проникать друг в друга. Это продолжается до тех пор, пока между ядрами расстояние не становится минимальным, равным радиусу наименьшей электронной оболочки. В результате ионизации электроны начинают свободно двигаться относительно ядер, а вещество внутри белого карлика приобретает физические свойства, которые характерны для металлов. В подобном веществе энергия к поверхности звезды переносится электронами, скорость которых по мере сжатия все больше увеличивается: некоторые из них двигаются со скоростью, соответствующей температуре в миллион градусов. Температура на поверхности и внутри белого карлика может резко отличаться, что не приводит к изменению диаметра звезды. Здесь можно привести сравнение с пушечным ядром – остывая, оно не уменьшается в объеме.
(На картинке звезда ван Маанена - тусклый белый карлик, находящийся в созвездии Рыб )
Угасает белый карлик крайне медленно: за сотни миллионов лет интенсивность излучения падает всего на 1%. Но в итоге он должен будет исчезнуть, превратившись в черного карлика, для чего могут потребоваться триллионы лет. Белые карлики вполне можно назвать уникальными объектами Вселенной. Воспроизвести в земных лабораториях условия, в которых они существуют, еще никому не удалось.
Загрузка...
