Типы звезд – горячее, яркое путешествие по Вселенной

Наблюдаемая Вселенная содержит около 10 триллионов галактик. Умножив это число на 100 миллиардов звёзд в одной галактике, мы получаем число с 24 нулями, 1 × 10 24 звезд, название этого числа – септиллион. Звезды бывают очень разных размеров, и их массы и яркость могут сильно различаться. Тем не менее, исследователи разработали систему, которая помогает взглянуть на них вместе.

Самая распространенная система классификации называется Morgan-Keenan (MK), которая классифицирует звезды на основе температуры и светимости. Система МК по сути объединяет две разные системы:

  • Гарвардская классификация, где звезды классифицируются по температуре их поверхности с использованием одной буквы алфавита: O (самая холодная), B, A, F, G и M (самая горячая). Это так называемые звезды главной последовательности, но, как мы увидим, есть и более экстремальные типы звезд (например, гигантские звезды, супергигантские звезды и белые карлики). Эти широкие типы также разделены, так что вы можете иметь звезды G1, звезды G2 и так далее.
Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд

  • Спектральная классификация Йеркса (иногда используемая как синоним системы МК), которая представляет собой светимость, где звезды именуются римскими цифрами: 0, I (Ia, Iab, Ib), II, III, IV, V, VI и VII.

В системе МК звезды определяются буквой из классификации Гарварда и римской цифрой из числа Йеркса (Солнце – звезда G2-V).

Рождение звезд

Вселенная большая, темная и холодная – по крайней мере, в подавляющем большинстве. Но если вы будете бродить по этой Вселенной, вы обязательно столкнетесь с чем-то горячим и ярким. Звезды, так называют эти объекты, являются гигантскими термоядерными реакторами. Они ответственны за нагревание некоторых планет до приемлемой температуры, они производят подавляющее большинство химических элементов, о которых мы знаем, и они в основном являются причиной того, почему Вселенная не является полностью замороженным и бесплодным местом.

Жизнь звезды начинается, когда газообразная материальная туманность начинает разрушаться под действием собственной силы тяжести.

Когда звездное ядро ​​набирает достаточную массу, оно начинает развивать значительное гравитационное притяжение, которое еще более плотно упаковывает частицы, увеличивая плотность. Затем, как только критическая точка достигнута и ядро ​​звезды становится достаточно плотным, водород начинает превращаться в гелий посредством ядерного синтеза, высвобождая энергию в процессе. Таким образом рождается звезда.

Это слияние водорода с гелием является топливом звезды, и тепло, которое оно производит, также создает давление, которое предотвращает коллапс звезд на самих себе. В зависимости от того, насколько они массивны, звезды также окажутся на разных курсах.

В целом, у более крупных звезд жизнь короче, хотя обычно мы говорим о миллиардах лет. Однако их жизненный цикл сильно зависит от их массы.

Например, звезда с массой, превышающей Солнце в 0,4 раза, расширится и превратится в красного гиганта. Затем, когда она сильно выбрасывает большую часть своей массы через галактику, звезда станет белым карликом. Исходя из своей массы, звезда также может стать коричневым карликом, нейтронной звездой или, если она достаточно массивна, черной дырой. Итак, мы уже видим, что разные типы звезд могут превращаться в разные объекты после того, как они израсходуют свое топливо.

  • Средние звезды становятся белыми карликами. Они выбрасывают свои внешние слои, но все еще поддерживают горячее ядро, сопоставимое по размеру с Землей. Противоположным образом, чем меньше белый карлик, тем больше его масса – это происходит потому, что давление быстро движущихся электронов удерживает эти звезды от коллапса, поэтому чем массивнее звезда, тем больше она способна преодолеть это давление и, таким образом, массивные белые карлики имеют тенденцию становиться меньше.
  • Белые карлики могут снова стать активными звездами. Если белый карлик находится достаточно близко к звезде-компаньону, он может начать высасывать материал из второй звезды, а если он захватит его достаточно, он может произвести взрыв ядерного синтеза, заставляя его осветляться и превращаться в новую. Обычно это длится несколько дней, после чего процесс начинается снова. Если за один раз будет собрано достаточно материала, белый карлик может превратиться в сверхновую.
  • Большие звезды становятся сверхновыми. Сверхновая это не только большая новая. В новой зоне поверхность звезды взрывается, но в сверхновой ядро ​​также разрушается и взрывается. Процесс генерации сверхновой катастрофичен – в считанные секунды ядро ​​сжимается от тысяч миль до нескольких десятков, а температура может резко возрасти более чем на 100 миллиардов градусов. Извержение сверхновой может затмить всю галактику. Каждый год мы обнаруживаем 20-40 сверхновых в других галактиках.
  • Сверхновые могут стать нейтронными звездами. После этого нечестивого процесса ядро ​​разрушается. Если коллапсирующее звездное ядро ​​имеет массу 1.4-3 солнечной массы, то остается нейтронная звезда. Нейтронные звезды – самые маленькие и самые плотные звезды, если исключить черные дыры. Нейтронные звезды имеют радиус порядка 10 километров, и те, которые мы наблюдали до сих пор, кажутся очень горячими, хотя на самом деле они больше не выделяют тепло и медленно остывают со временем.
  • Большие сверхновые превращаются в черные дыры. Если ядро ​​звезды, оставшееся после взрыва сверхновой, больше трех солнечных масс, оно разрушится в черную дыру. Черные дыры – самые массивные объекты из известных нам во Вселенной, настолько массивные, что даже свет не может избежать их захвата. Черные дыры настолько исключительны, что начинают нарушать наше нынешнее понимание физики. Считается, что черные дыры очень холодные внутри, но невероятно горячие снаружи.
  • Звездный мусор часто образует новые звезды. Пыль и осколки, выбрасываемые новыми и сверхновыми, являются отличными семенами для новых звезд.
Остаток сверхновой
Остаток сверхновой

Понимание звезд

Мы уже видели некоторые типы звезд, но прежде чем мы углубимся в классификацию как таковую, давайте кратко рассмотрим то, что мы знаем и не знаем о звездах.

За пределами Солнца ближайшая к Земле звезда – одна из трех звезд в тройной звёздной системе Альфа Центавра, на расстоянии около 4,3 световых лет от Земли. Это очень, очень далеко. Чтобы понять, каково это расстояние, расстояние от Земли до Марса составляет около 0,00001 световых лет, и с нашими лучшими из доступных космических кораблей это все равно займет около 7 месяцев полетов. Чтобы добраться до Альфы Центавра с такой скоростью, потребуется более 100 000 лет. 

Конечно, мы физически не близки к звездам, но с помощью телескопов мы можем ближе познакомиться с ними. Наземные телескопы позволяют ученым изучать звезды с различной длиной волны света, включая видимый спектр, радиоволны и даже инфракрасный свет.

Это не просто наблюдение – исследователи также проводят эксперименты в лаборатории, чтобы определить свойства звезд и исследовать процессы, которые питают звезды. В конечном счете, компьютерное моделирование также помогло улучшить наше понимание звезд.

Благодаря современным исследованиям мы знаем, что звезды имеют слоистые, луковичные слои. Здесь мы видим массивную звезду перед взрывом.
Благодаря современным исследованиям мы знаем, что звезды имеют слоистые, луковичные слои. Здесь мы видим массивную звезду перед взрывом. 

С помощью компьютерных моделей мы можем аппроксимировать различные свойства звезд (такие как плотность, давление, скорость, состав) и посмотреть, как они влияют на наблюдения. Достаточно болтовни. Давайте посмотрим на некоторые звезды.

Звезды главной последовательности – и не только

В астрономии «главная последовательность» – это термин, используемый для обозначения звезд, которые вписываются в общую группу звезд на графиках зависимости цвета от светимости. Эти графики, также называемые диаграммами Герцшпрунга – Рассела в честь их соавторов, являются общим инструментом классификации звезд.

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела по сути представляет собой квадрат, на котором звезды нанесены цветом по горизонтали и светимостью по вертикали. Цвет зависит от температуры, а яркость зависит от размера, поэтому вы также можете увидеть его в виде диаграммы температуры-размера.

Основная последовательность звезд в точности соответствует названию: основная последовательность, в которой сгруппированы эти звезды, от верхнего левого (ярко-синий, более горячий) до нижнего правого (менее яркий и менее горячий).

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

Трудно сказать, почему звезды сгруппированы по этой схеме, но около 90% всех известных звезд во Вселенной (включая Солнце) являются звездами главной последовательности.

Есть и другие скопления звезд – слева мы видим менее яркие белые карлики, о которых мы уже говорили, и выше главной последовательности мы видим гигантов и супергигантов. Вот как выглядит настоящая диаграмма звезд: из 22 000 звезд, нанесенных из каталога Гиппаркоса, и 1000 из Глиезного каталога ближайших звезд, наиболее яркой из которых является диагональ главной последовательности.

Таким образом, первая звездная классификация состоит из звезд главной последовательности и звезд не главной последовательности. Основная последовательность: звезды являются нормой, другие типы звезд могут быть разбросаны по диаграмме (хотя они также имеют тенденцию группироваться в скопления).

Типы звезд главной последовательности

Как мы уже упоминали, звезды главной последовательности также чрезвычайно разнообразны, поэтому для них тоже существует отдельная классификация.

Традиционная классификация здесь называется Гарвардской классификацией, одномерной классификацией, где звезды группируются по их температуре, причем буква представляет каждую категорию. Однако в этой классификации не проводится различие между звездами с одинаковой температурой, но разной светимостью. Поэтому была разработана новая система классификации – классификация Моргана-Кинана (МК), которая также включает светимость.

Современная система классификации для них называется классификацией Моргана-Кинана (МК) и также включает светимость.

Каждой звезде присваивается спектральный класс из более ранней спектральной классификации Гарварда, а также класс светимости с использованием римских цифр, как описано ниже, образуя классификацию звезды. Так, например, у вас есть звезды B0, BI, звезды, BII и так далее.

Ia-Oчрезвычайно светящиеся супергиганты
Iaсветящиеся супергиганты
Ibменее светящиеся супергиганты
IIяркие гиганты
IIIнормальные гиганты
IVсубгиганты
Вглавная последовательность карликовых звезд
VI или SDсубкарлики
Dбелые карлики

Яркость звездной классификации

Таким образом, М-звезды самые маленькие, О-звезды самые большие, а светимость колеблется от I (самая яркая) до VI (менее яркая) и D (белые карлики). Как уже упоминалось, Солнце является звездой типа G2V. Альфа Центавра А также является звездой G2V, в то время как Проксима Центавра является звездой типа M5.5-V.

Почему мы классифицируем звезды

Ну, во-первых, исследователи любят классифицировать все – так мы лучше понимаем тенденции и закономерности. Так, например, мы знаем, что звезды М-типа являются самыми распространенными в видимой Вселенной. Солнце принадлежит к относительно редкой группе звезд.

Астрономы также рассчитывают обитаемую зону вокруг различных типов звезд – расстояние, на котором планета может существовать вокруг звезды, чтобы она могла содержать жидкую воду и, следовательно, могла потенциально содержать жизнь.

Обитаемая зона в системе красного карлика
Обитаемая зона в системе красного карлика

Зона обитаемости в системе звезды подобной нашему Солнцу
Зона обитаемости в системе звезды подобной нашему Солнцу

Миссия НАСА «Кеплер» заключается в поиске пригодных для жизни планет вокруг близлежащих звезд главной последовательности, менее массивных, чем звезды типа А, но более массивных, чем звезды типа М, поэтому в основном вокруг звезд типа K, G и F

В конечном счете, мы классифицируем звезд, потому что хотим лучше понять и определить их. Мы все еще только царапаем поверхность огромной Вселенной знаний, и это помогает систематизировать наши знания.

Более экзотические звезды

Это не единственная звездная классификация, и она не является полностью фиксированной и установленной. Существуют и другие классификации, и разговоры об изменении классификаций не редкость в астрономическом мире, поскольку наше понимание прогрессирует и улучшается.

Есть и более экзотические типы звезд. Например, недавние исследования показали, что звезды класса L (маленькие, темные, красноватые) и звезды класса T (метановый карлик) могут встречаться чаще, чем все остальные вместе взятые классы, но их сложнее обнаружить.

Существует еще один класс – класс Y звезд коричневых карликов, более холодный, чем у спектрального класса T и с различными спектральными сигнатурами. К настоящему времени подтверждено менее двух десятков этих звезд. Класс C углеродных звезд также обсуждается, и звезды класса D обычно используются для обозначения любых звезд, которые в настоящее время не подвергаются слиянию. Подсчитано, что только в нашей галактике 300 миллиардов звезд, и мы точно не знаем, сколько галактик во Вселенной, но оценки варьируются в триллионах.

По мере того, как наши возможности обнаружения и мощность обработки изображений возрастают, мы, вероятно, будем продолжать обнаруживать новые звезды, которые улучшат наше нынешнее понимание. 


Вас также может заинтересовать: