Виды звезд

Белые карлики и красные гиганты

После выгорания термоядерного топлива в звезде с массой примерно равной массей Солнца, в ядре плотность вещества становится очень высокой и свойства газа изменяются. После этого звезда переходит в область красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла. Оболочка красного гиганта достигает огромных раземров, но за время порядка 10-100 тыс. лет рассеивается в пространство. Сброшенная оболочка бывает иногда видна как туманность. Оставшееся ядро постепенно остывает и превращается в так называемый белый карлик, где силам гравитации противостоит давление вырожденного электронного газа, что обеспечивает устойчивость самой звезды. При массе сравнимой с массой Солнца, радиус белого карлика составляет несколько тысяч километров. Так как ядерные реакции в ядре прекращаются, то всё свечение происходит за счёт остывания. Основной запас энергии содержится в колебательных движениях ионов, которые при температуре ниже 15 тыс. кельвинов образуют кристаллическую решётку. Получается, что белые карлики представляют собой горячие кристаллы. Постепенно температура поверхности белого карлика уменьшается и звезда перестаёт быть белой (по цвету) - это скорее уже бурый или коричневый карлик. Масса белых карликов не может превышать некоторого значения, которое равно примерно 1,4 массы Солнца. Если масса звезды больше, давление электронов не может противостоять силам гравитации и за считанные секунды происходит катастрофическое сжатие белого карлика - коллапс. В ходе коллапса плотность резко растёт, протоны объединяются с вырожденными электронами и образуют нейтроны, а всю освобожденную гравитационную энергию уносят нейтрино.

Пульсары

В 60-х годах XX века совершенно случайно, при наблюдении с радиотелескопом, который был предназначен для изучения мерцаний космических радиоисточников, Джослин Белл, Энтони Хьюиш и другие сотрудники Кембриджского университета Великобритании обнаружили серии периодических импульсов продолжительностью 0,3 секунды на частоте 81,5 МГц, которые повторялись через удивительно постоянное время, через 1,3373011 секунды, что было непохоже на хаотическую картину случайных нерегулярных мерцаний. Через полгода обнаружили еще три подобных пульсирующих радиоисточника. Стало очевидным, что источники излучения являются естественными небесными телами. Они получили название пульсары. В настоящее время считается, что пульсары – это нейтронные звезды, образовавшиеся после вспышек сверхновых. Постоянство пульсации объясняется стабильностью вращения нейтронных звезд. В настоящее время открыто более 1300 пульсаров в радиодиапазоне. Подавляющее большинство имеет периоды в пределах от 0,1 до 1 с. Есть пульсары с очень малыми периодами, менее 30 мс, так называемые миллисекундные пульсары. В 1982 года в созвездии Лисички был обнаружен миллисекундный пульсар с периодом 0,00155 с., что означает, что звезда делает около 642 оборотов в секунду. Очень короткие периоды пульсаров послужили первым и самым веским аргументом в пользу интерпретации этих объектов как вращающихся нейтронных звезд, так как звезда с таким быстрым вращением должна быть плотной. Ведь существование такой звезды возможно только при тех условиях, когда центробежные силы меньше сил тяготения, связывающих вещество звезды. Сейчас известны не только пульсары, излучающие в радиодиапазоне, – их называют радиопульсарами, – но и рентгеновские пульсары, которые излучают регулярные импульсы рентгеновских лучей. Как и обычные пульсраы, они представляют собой нейтронные звезды, у которых магнитные поля создают эффект пульсаций, хотя эти поля в радиопульсарах и пульсарах рентгеновски действуют по-разному. Ученые считают, что рентгеновские пульсары представляют собой тесные двойные системы, где одна из звезд является нейтронной, а другая – яркой звездой-гигантом. Рентгеновские пульсары, в большинстве, располагаются в диске Галактики. Излучение пульсаров носит нетепловой характер, никак не связано с нагревом нейтронной звезды, с температурой, с тепловыми процессами на ее поверхности..

Нейтронные звезды

Нейтронной звездой называется такая звезда,в которой давление нейтронного газа и сила гравитации находятся в равновесии. Они возникают при вспышках сверхновых звезд, если первоначальная масса звезды была 10–40 M, или при аккреции вещества на белый карлик в тесной двойной системе. Ученые доказали, что вещество, в котором электроны и протоны соединяются в нейтроны, может удерживаться в виде шара своим гравитационным полем. А знаю свойства нейтронного вещества, можно осуществить теоретические расчеты нейтронных звезд. Анализ математической модели нейтронной звезды показывает, что ее плотность должна быть очень велика и что нейтронные звезды должны быстро вращаться вокруг своей оси и обладать сильным магнитным полем. Внешней оболочкой нейтронной звезды является кора, состоящая из ядер железа при температуре 105–106 К. Весь остальной объем, за исключением небольшой области в центре, занимает «нейтронная жидкость». В центре предполагается наличие небольшого гиперонного ядра. Нейтроны подчиняются принципу Паули. При таких плотностях «нейтронная жидкость» становится вырожденной и останавливает дальнейшее сжатие нейтронной звезды.

Протозвезды

Звезды образуются в результате гравитационной неустойчивости в холодных и плотных молекулярных облаках. Поэтому звезды всегда рождаются группами (скоплениями, комплексами). Температура вещества при переходе от молекулярных облаков к звездам возрастает в миллионы раз, а плотность – в 1020 раз. Стадия развития звезды, характеризующаяся сжатием и не имеющая еще термоядерных источников энергии, называется протозвездой. Эволюцию протозвезды можно разделить на три стадии: формирование(начало гравитационной неустойчивости), быстрое сжатие(быстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру облака), медленное сжатие(протозвезда становится непрозрачной для собственного теплового излучения; температура и давление растут, сжатие замедляется). При достижении температуры в несколько миллионов градусов начинают происходить термоядерные реакции. Заключительные стадии формирования звезды могут быть весьма бурными. Помимо так называемого протозвездного ветра многие звезды выбрасывают с огромной скоростью в пространство гигантские струи горячего вещества.

Сверхновые

Вспышки сверхновых – один из самых мощных катастрофических природных процессов. При взрыве сверхновой звезды может выделяется столько энергии, сколько сонце выделяет за миллиард лет. Сверхновая звезда может излучать больше, чем все звезды галактики вместе взятые. Сверхновыми называются звезды, взрывающиеся и достигающие в максимуме абсолютной звездной величины от –11m до –18m. Плотное ядро коллапсирует и когда ядро сильно уплотняется, его сжатие прекращается, и на верхние слои обрушивается встречная ударная волна, а также выплескивается энергия огромного числа нейтрино.Оболочка разлетается со скоростью около 10 000 км/с, обнажая нейтронную звезду либо черную дыру. Сверхновая сохраняет свою максимальную яркость около месяца, после чего начинает угасать. Но самая знаменитый остаток сверхновой в нашей Галактике – Крабовидная туманность.Только четверть всех сверхновых связана с коллапсом ядер массивных звезд. Большинство же сверхновых образуются при коллапсе белых карликов. Так как все белые карлики приблизительно похожи друг на друга, то сверхновые звезды будут иметь приблизительно одинаковые звездные величины в любой галактике, что помогает астрономам определять расстояния до них.

Двойные звезды

Часто на небе звезды могут быть видны рядом, хотя в космосе они разделены огромными расстояниями. Такие звезды называют оптическими двойными. Но с другой стороны, при наблюдении в телескоп многие звезды распадутся на пары, а некоторые даже на несколько звезд. Такие звезды называют физические двойные. Двойные звезды, вращающиеся одна вокруг другой, явление очень распространенное. Считается, что из каждой сотни звезд 30 входят в состав двойных систем, а 23 – в состав кратных. Все двойные звезды либо начали эволюционировать вместе, либо в результате захвата одной звезды другой при тесном сближении, что часто должно ыло происходить в шаровых скоплениях и центральных областях галактик. В некоторых случаях двойственность звезд можно устанановить только по переменности блеска, когда одна звезда затмевает другую, или по спектру, где из-за эффекта Доплера отражается вращение звезд вокруг общего центра масс. В первом случае звезда называется затменной переменной, а во втором – спектрально-двойной. Из наблюдений двойных звезд получают информацию о размерах и массах обоих компонент двойной системы. Кратные системы часто представляются невооруженному глазу как одиночные звезды. Только в хорошие бинокли и телескопы можно заметить их двойственность или кратность.

Физические переменные звезды и цефеиды

Физическими переменными называются звезды, которые изменяют свою светимость в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. Цефеидами называются пульсирующие звезды высокой светимости, названные так по имени одной из первых открытых переменных звезд – Цефея. Это желтые сверхгиганты спектральных классов F и G, масса которых превосходит массу Солнца в несколько раз. В ходе эволюции цефеиды приобретают особую структуру – на определенной глубине возникает слой, который аккумулирует энергию, приходящую из ядра звезды, а затем отдает ее. Цефеиды периодически сжимаются, температура цефеид растет, уменьшается радиус. Затем площадь поверхности растет, ее температура уменьшается, что вызывает общее изменение блеска. Исследование спектров цефеид показывает, что периодически изменяются лучевые скорости: вблизи максимума блеска фотосферы этих звезд приближаются к нам с наибольшей скоростью, а вблизи минимума – с наибольшей скоростью удаляются от нас. Это следует из анализа спектров цефеид на основе эффекта Доплера. Таким образом, периодически изменяется радиус цефеиды. Чем больше период изменения блеска цефеиды, тем больше ее светимость.

Квазары

Квазары считаются самыми далекими от нас астрономическими объектами. В "начальной" стадии вселенное галактики располагались в более близком соседстве. Но в результате расширения Вселенной они стали разбегаться. Со временем далекие от нас астрономические объекты становятся еще отдаленнее. О расширении Вселенной, когда, можно сказать, расширяется само пространство, свидетельствуют многие факты и наблюдения, в том числе и так называемое явление красного смещения в спектрах излучения наблюдаемого объекта. Под красным смещением астрономы подразумевают уменьшение частоты (или длины волны) излучения, наблюдаемое при увеличении расстояния источника волн относительно их приемника (эффект Доплера). В результате этого эффекта спектральные линии излучения далекого объекта оказываются смещенными в сторону красной части спектра по сравнению с эталонными спектрами. Следовательно, чем больше расстояние от нас до астрономического объекта, тем больше величина красного смещения. Наибольшее красное смещение отмечается в спектрах излучения квазаров, природа которых еще полностью не выяснена. Обычно эта величина для далеких квазаров лежит в пределах 2т3,5.. В 1982 году австралийскими астрономами был открыт новый квазар, получивший название PKS 200-330, у которого обнаружилось рекордное для того времени красное смещение Z==3,78. Это означает, что спектральные линии отдаляющегося от нас астрономического объекта в результате эффекта Доплера имеют длину волны, в 3,78 раза превышающую значение неподвижного источника светоизлучения. Расстояние до этого квазара, видимого в оптический телескоп как звезда девятнадцатой величины, составляет 12,8 млрд световых лет..