Как называются звезды карлики

Карлики звездного мира

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.

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.

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 Калифорнийского технологического института 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 называть

Звезды-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.

КАРЛИКИ — звезды небольших размеров (от 1 до 0,01 радиуса Солнца) и невысоких светимостей (от 1 до 10 4 светимости Солнца) с массой М от 1 до 0,1 солнечной массы. Среди карликов много эруптивных звезд. От обычных, или красных, карликов резко отличаются по… … Большой Энциклопедический словарь

ЗВЕЗДЫ — горячие светящиеся небесные тела, подобные Солнцу. Звезды различаются по размеру, температуре и яркости. По многих параметрам Солнце типичная звезда, хотя кажется гораздо ярче и больше всех остальных звезд, поскольку расположено намного ближе к… … Энциклопедия Кольера

Звезды — Другие значения слова «звезда» см. в статье Звезда (значения). Плеяды, звёздное скопление Звезда небесное тело, в котором происходят, происходили или будут происходить ядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в которой идут… … Википедия

карлики — (звёзды карлики), звёзды небольших размеров (от 1 до 0,01 радиуса Солнца) и невысоких светимостей (от 1 до 10 4 светимости Солнца) с массами от 1 до 0,1 солнечной массы. Среди карликов много эруптивных звёзд. От обычных (или красных) звёзд… … Энциклопедический словарь

Карлики — (астрономическое) звёзды относительно небольших размеров и невысоких светимостей. Большинство их образует на Герцшпрунга Ресселла диаграмме (См. Герцшпрунга Ресселла диаграмма) нижнюю часть главной последовательности. Средняя плотность К … Большая советская энциклопедия

Звезды типа UV Кита — Вспыхивающие звёзды или звёзды типа UV Кита переменные звёзды, резко и непериодически увеличивающие свою светимость в несколько раз во всём диапазоне от радиоволн до рентгеновского излучения. Вспыхивающие звёзды это тусклые красные карлики,… … Википедия

ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ — звезды, блеск которых заметно изменяется со временем. Большинство переменных звезд либо очень молоды, либо стары. Поэтому удобнее всего классифицировать их в соответствии с возрастом, т. е. со стадией их эволюции. См. также ЗВЕЗДЫ. Молодые… … Энциклопедия Кольера

Белые карлики — звезды с массами порядка 1 ой массы Солнца и радиусами примерно в сто раз меньшими солнечного. Их доля в общем числе звезд Галактики (Млечного пути) от 3 до 10% и значительная их часть входит в состав двойных звезд. Белые карлики конечная… … Начала современного естествознания

Коричневые карлики — Коричневый карлик (меньший объект) вращающийся вокруг звезды Gliese 229, которая расположена в созвездии Зайца около 19 световых лет от Земли. Коричневый карлик Gliese 229B имеет массу от 20 до 75 масс Юпитера. Коричневые или бурые карлики… … Википедия

белые карлики — компактные звёзды с массами около 1 массы Солнца и радиусами около 0,01 радиуса Солнца. Средняя плотность вещества белые карлики105–106 г/см3. Составляют 3 10% от общего числа звёзд Галактики; значительная часть белых карликов входит в двойные… … Энциклопедический словарь

Как называются звезды карлики

Звезды-карлики — небольшие звезды низкого свечения. Однако, невзирая на небольшие размеры, эти звезды достаточно массивны.

Коричневые карлики — очень холодные космические объекты, немного крупнее Юпитера. Коричневые карлики образуются так же, как и другие звезды, но их начальная масса недостаточна для возникновения ядерных реакций; светлость их очень слабая.

Довольно часто мы слышим название звезды — красный карлик. Но мало кто в точности понимает что это такое. Единственное, что нам более-менее понятно, что она по идее должна быть маленькой, раз её назвали карликом. Но ведь всё-таки, интересно же узнать, какую звезду называют красным карликом. Красные карлики — это на самом деле маленькие звёзды с небольшой массой. По сравнению с солнцем они имеют слабую светимость и относительно низкую температуру. Примерно 1500-3000 тыс. градусов Кельвина, при этом на звезде происходят почти те же процессы, что и на солнце. Но из-за маленькой массы, протон-протонные реакции имеют в ядре звезды низкую интенсивность энерговыделения. Собственно из-за этого и низкая температура звезды. Красные карлики больше Юпитера, но меньше, чем звезда средних размеров, такая, как наше Солнце. Их светлость составляет 0,01% от светлости Солнца. Ни одного красного карлика нельзя увидеть невооруженным глазом, даже ближайшего к нам — Проксиму Центавра.

Надо сказать, что в нашей Галактике из всех звёзд самое большое количество именно красные карлики. Они составляют аж 80% всех галактических тел. Красные карлики на диаграмме Герцшпрунга-Рессела относятся к группе звёзд главной последовательности. Они занимают нижнюю часть диаграммы. Относятся к позднему спектральному классу. Как правило это М спектральный класс. Интересно, что самый близкий к нашему солнцу красный карлик, называется Проксима Центавра. И это вторая по близости к Земле звезда (не путайте с планетой). От нас до неё всего лишь 4,22 световых лет wink, что в 270 тыс. раз больше, чем до солнца.

Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики — холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принято считать планетами.

Черный карлик — 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.

Темные светила: коричневые карлики

Астрономы не ставят экспериментов — они получают информацию с помощью наблюдений. Как сказал один из представителей этой профессии, не существует настолько длинных приборов, чтобы ими можно было дотянуться до звезд. Однако в распоряжении астрономов имеются физические законы, которые позволяют не только объяснять свойства уже известных объектов, но и предсказывать существование еще не наблюдавшихся.

Предвидение Шива Кумара

Про нейтронные звезды, черные дыры, темную материю и иные космические экзоты, вычисленные теоретиками, наслышаны многие. Однако во Вселенной немало и других диковинок, открытых тем же способом. К их числу относятся тела, занимающие промежуточное положение между звездами и газовыми планетами. В 1962 году их предсказал Шив Кумар, 23-летний американский астроном индийского происхождения, только что защитивший докторскую диссертацию в Мичиганском университете. Кумар назвал эти объекты черными карликами. Позднее в литературе фигурировали такие имена, как черные звезды, объекты Кумара, инфракрасные звезды, однако в конце концов победило словосочетание «коричневые карлики» (brown dwarfs), предложенное в 1974 году аспиранткой Калифорнийского университета Джилл Тартер.

Четыре года международная команда астрономов «взвешивала» ультрахолодный карлик класса L (6,6% солнечной массы) с помощью телескопа «Хаббл», VLT и телескопа им. Кека.

Кумар шел к своему открытию четыре года. В те времена основы динамики рождения звезд уже были известны, но в деталях оставались изрядные пробелы. Однако Кумар в целом столь верно описал свойства своих «черных карликов», что впоследствии с его заключениями согласились даже суперкомпьютеры. Все-таки человеческий мозг как был, так и остается лучшим научным инструментом.

Рождение недозвезд

Звезды возникают в результате гравитационного коллапса космических газовых облаков, которые в основном состоят из молекулярного водорода. Кроме того, там имеется гелий (один атом на 12 атомов водорода) и следовые количества более тяжелых элементов. Коллапс завершается рождением протозвезды, которая становится полноправным светилом, когда ее ядро разогревается до такой степени, что там начинается устойчивое термоядерное горение водорода (гелий в этом не участвует, поскольку для его поджога нужны температуры в десятки раз выше). Минимальная температура, необходимая для воспламенения водорода, составляет около 3 млн градусов.

Кумара интересовали самые легкие протозвезды с массой не выше одной десятой массы нашего Солнца. Он понял, что для запуска термоядерного горения водорода они должны сгуститься до большей плотности, нежели предшественники звезд солнечного типа. Центр протозвезды заполняется плазмой из электронов, протонов (ядер водорода), альфа-частиц (ядер гелия) и ядер более тяжелых элементов. Случается, что еще до достижения температуры поджога водорода электроны дают начало особому газу, свойства которого определяются законами квантовой механики. Этот газ успешно сопротивляется сжатию протозвезды и тем препятствует разогреву ее центральной зоны. Поэтому водород либо вообще не зажигается, либо гаснет задолго до полного выгорания. В таких случаях вместо несостоявшейся звезды формируется коричневый карлик.

Возможность вырожденного ферми-газа к сопротивлению гравитационному сжатию отнюдь не беспредельна, и это легко показать на пальцах. По мере того как электроны заполняют все более высокие уровни энергии, их скорости возрастают и в конце концов приближаются к световой. В этой ситуации сила тяготения одерживает верх и гравитационный коллапс возобновляется. Математическое доказательство сложнее, но вывод аналогичен. Так и получается, что квантовое давление электронного газа останавливает гравитационный коллапс, лишь если масса коллапсирующей системы остается ниже определенной границы, соответствующей 1,41 массы солнца. Она называется пределом чандрасекара — в честь выдающегося индийского астрофизика и космолога, который вычислил ее в 1930 году. Предел чандрасекара задает максимальную массу белых карликов, о чем нашим читателям наверняка известно. Однако предшественники коричневых карликов в десятки раз легче и о пределе чандрасекара могут не беспокоиться.

Кумар вычислил, что минимальная масса нарождающейся звезды равна 0,07 массы Солнца, если речь идет о сравнительно молодых светилах популяции I, которым дают начало облака с повышенным содержанием элементов тяжелее гелия. Для звезд популяции II, возникших более 10 млрд лет назад, во времена, когда гелия и более тяжелых элементов в космическом пространстве было гораздо меньше, она равна 0,09 солнечной массы. Кумар нашел также, что формирование типичного коричневого карлика занимает около миллиарда лет, а его радиус не превышает 10% радиуса Солнца. Наша Галактика, как и другие звездные скопления, должна содержать великое множество таких тел, но их трудно обнаружить из-за слабой светимости.

Как они зажигаются

Со временем эти оценки не особенно изменились. Сейчас считают, что временное возгорание водорода у протозвезды, родившейся из относительно молодых молекулярных облаков, происходит в диапазоне 0,07?0,075 солнечной массы и длится от 1 до 10 млрд лет (для сравнения, красные карлики, самые легкие из настоящих звезд, способны светить десятки миллиардов лет!). Как отметил в беседе с «ПМ» профессор астрофизики Принстонского университета Адам Барроуз, термоядерный синтез компенсирует не более половины потери лучистой энергии с поверхности коричневого карлика, в то время как у настоящих звезд главной последовательности степень компенсации составляет 100%. Поэтому несостоявшаяся звезда охлаждается даже при работающей «водородной топке» и тем более продолжает остывать после ее заглушки.

Протозвезда с массой менее 0,07 солнечной поджечь водород вообще не способна. Правда, в ее недрах может вспыхнуть дейтерий, поскольку его ядра сливаются с протонами уже при температурах в 600?700 тысяч градусов, порождая гелий-3 и гамма-кванты. Но дейтерия в космосе немного (на 200 000 атомов водорода приходится всего один атом дейтерия), и его запасов хватает всего на несколько миллионов лет. Ядра газовых сгустков, не достигших 0,012 массы Солнца (что составляет 13 масс Юпитера) не разогреваются даже до этого порога и поэтому не способны ни к каким термоядерным реакциям. Как подчеркнул профессор Калифорнийского университета в Сан-Диего Адам Бургассер, многие астрономы полагают, что именно здесь и проходит граница между коричневым карликом и планетой. По мнению представителей другого лагеря, коричневым карликом можно считать и газовый сгусток полегче, если он возник в результате коллапса первичного облака космического газа, а не родился из газо-пылевого диска, окружающего только что вспыхнувшую нормальную звезду. Впрочем, любые подобные определения — дело вкуса.

Еще одно уточнение связано с литием-7, который, как и дейтерий, образовался в первые минуты после Большого взрыва. Литий вступает в термоядерный синтез при несколько меньшем нагреве, нежели водород, и потому загорается, если масса протозвезды превышает 0,055?0,065 солнечной. Однако лития в космосе в 2500 раз меньше, чем дейтерия, и поэтому с энергетической точки зрения его вклад совершенно ничтожен.

Что у них внутри

Что же происходит в недрах протозвезды, если гравитационный коллапс не завершился термоядерным поджогом водорода, а электроны объединились вединую квантовую систему, так называемый вырожденный ферми-газ? Доля электронов в этом состоянии увеличивается постепенно, а не подскакивает за единый миг от нуля до 100%. Однако для простоты будем считать, что этот процесс уже завершен.

Принцип Паули утверждает, что два электрона, входящие в одну и ту же систему, не могут пребывать в одинаковом квантовом состоянии. В ферми-газе состояние электрона определяется его импульсом, положением и спином, который принимает всего два значения. Это означает, что в одном и том же месте может находиться не более пары электронов с одинаковыми импульсами (и, естественно, противоположными спинами). А поскольку в ходе гравитационного коллапса электроны пакуются во все уменьшающийся объем, они занимают состояния с возрастающими импульсами и, соответственно, энергиями. Значит, по мере сжатия протозвезды растет внутренняя энергия электронного газа. Эта энергия определяется чисто квантовыми эффектами и не связана с тепловым движением, поэтому в первом приближении не зависит от температуры (в отличие от энергии классического идеального газа, законы которого изучают в школьном курсе физики). Более того, при достаточно высокой степени сжатия энергия ферми-газа многократно превосходит тепловую энергию хаотического движения электронов и атомных ядер.

Увеличение энергии электронного газа повышает и его давление, которое также не зависит от температуры и растет куда сильнее давления теплового. Именно оно противостоит тяготению вещества протозвезды и прекращает ее гравитационный коллапс. Если это произошло до достижения температуры поджога водорода, коричневый карлик остывает сразу же после непродолжительного по космическим масштабам выгорания дейтерия. Если прото-звезда пребывает в пограничной зоне и имеет массу 0,07?0,075 солнечной, она еще миллиарды лет сжигает водород, но на ее финал это не влияет. В конце концов квантовое давление вырожденного электронного газа столь снижает температуру звездного ядра, что горение водорода останавливается. И хотя его запасов хватило бы на десятки миллиардов лет, поджечь их коричневый карлик уже больше не сможет. Этим-то он и отличается от самого легкого красного карлика, выключающего ядерную топку, лишь когда весь водород превратился в гелий.

Все известные звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рассела распределены не равномерно, а объединяются в несколько спектральных классов с учетом светимости (Йеркская классификация, или МКК, по фамилиям разработавших ее астрономов из Йеркской обсерватории — Уильяма Моргана, Филиппа Кинана и Эдит Келлман). Современная классификация выделяет на диаграмме Герцшпрунга-Рассела восемь таких основных групп. Класс 0 — это гипергиганты, массивные и очень яркие звезды, превышающие Солнце по массе в 100?200 раз, а по светимости — в миллионы и десятки миллионов. Класс Ia и Ib — это сверхгиганты, в десятки раз массивнее Солнца и в десятки тысяч раз превосходящие его по светимости. Класс II — яркие гиганты, занимающие промежуточное положение между сверхгигантами и гигантами, которые относятся к классу III. Класс V — это т.н. главная последовательность (карлики), на которой лежит большинство звезд, в том числе и наше Солнце. Когда звезда главной последовательности исчерпает свой запас водорода и в ее ядре начнется горение гелия, она станет субгигантом, которые относятся к классу IV. Чуть ниже главной последовательности лежит класс VI — субкарлики. А к классу VII относятся компактные белые карлики, конечная стадия эволюции звезд, не превышающих по массе предел Чандрасекара.

Профессор Барроуз отмечает и еще одно различие звезды и коричневого карлика. Обычная звезда не только не остывает, теряя лучистую энергию, но, как это ни парадоксально, нагревается. Это происходит потому, что звезда сжимает и разогревает свое ядро, а это сильно увеличивает темпы термоядерного горения (так, за время существования нашего Солнца его светимость возросла по крайней мере на четверть). Иное дело коричневый карлик, сжатию которого препятствует квантовое давление электронного газа. Вследствие излучения с поверхности он остывает, подобно камню или куску металла, хотя и состоит из горячей плазмы, как нормальная звезда.

Долгие поиски

Погоня за коричневыми карликами затянулась надолго. Даже у наиболее массивных представителей этого семейства, которые в юности испускают пурпурное свечение, температура поверхности обычно не превышает 2000 К, а у тех, что полегче и постарше, порой не достигает даже 1000 К. В излучении этих объектов присутствует и оптическая компонента, хоть и очень слабенькая. Поэтому для их поиска лучше всего подходит инфракрасная аппаратура высокого разрешения, которая появилась только в 1980-х годах. Тогда же начали запускать инфракрасные космические телескопы, без которых почти невозможно обнаружить холодные коричневые карлики (пик их излучения приходится на волны длиной 3?5 микрометров, которые в основном задерживаются земной атмосферой).

Именно в эти годы появились сообщения о возможных кандидатах. Поначалу такие заявления не выдерживали проверки, и реальное открытие первой из предсказанных Шивом Кумаром псевдозвезд состоялось лишь в 1995 году. Пальма первенства здесь принадлежит группе астрономов, возглавляемой профессором Калифорнийского университета в Беркли Гибором Басри. Исследователи изучали чрезвычайно тусклый объект PPl 15 в удаленном примерно на 400 световых лет звездном скоплении Плеяды, который ранее обнаружила группа гарвардского астронома Джона Стауффера. По предварительным данным, масса этого небесного тела составляла 0,06 массы Солнца, и он вполне мог оказаться коричневым карликом. Однако эта оценка была весьма приблизительной, и на нее нельзя было полагаться. Профессор Басри и его коллеги смогли решить эту задачу с помощью литиевой пробы, которую незадолго до того придумал испанский астрофизик Рафаэль Реболо.

«Наша группа работала на первом 10-метровом телескопе гавайской обсерватории имени Кека, который вступил в действие в 1993 году, — вспоминает профессор Басри. — Мы решили воспользоваться литиевой пробой, поскольку она давала возможность различить коричневые карлики и близкие к ним по массе красные карлики. Красные карлики очень быстро сжигают литий-7, а почти все коричневые карлики к этому не способны. Тогда считали, что возраст Плеяд составляет около 70 млн лет, и даже легчайшие красные карлики за это время должны были полностью избавиться от лития. Если бы мы нашли литий вспектре PPl 15, то имели бы все основания утверждать, что имеем дело с коричневым карликом. Задача оказалась непростой. Первый спектрографический тест вноябре 1994 года действительно выявил литий, а вот второй, контрольный, в марте 1995-го, этого не подтвердил. Естественно, мы пребывали в разочаровании — открытие ускользало прямо из рук. Однако первоначальное заключение было правильным. PPl 15 оказался парой коричневых карликов, обращающихся вокруг общего центра масс всего за шесть суток. Поэтому-то спектральные линии лития то сливались, то расходились — вот мы и не увидели их в ходе второго теста. Попутно мы обнаружили, что Плеяды старше, нежели считалось ранее».

В этом же 1995 году появились сообщения об открытии еще двух коричневых карликов. Рафаэль Реболо и его коллеги по Астрофизическому институту Канарских островов обнаружили в Плеядах карлик Teide 1, который был также идентифицирован с помощью литиевого метода. А в самом конце 1995 года исследователи из Калифорнийского Технологического института и университета Джонса Хопкинса сообщили, что красный карлик Gliese 229, который находится всего в 19 световых годах от Солнечной системы, обладает компаньоном. Этот спутник в 20 раз тяжелее Юпитера, и в его спектре имеются линии метана. Молекулы метана разрушаются, если температура превышает 1500К, в то время как атмосферная температура наиболее холодных нормальных звезд всегда больше 1700К. Это позволило признать Gliese 229-B коричневым карликом, даже не используя литиевый тест. Сейчас уже известно, что его поверхность нагрета всего до 950 К, так что этот карлик очень даже холодный.

Астрономы постоянно узнают о коричневых карликах что-то новое. Так, в конце ноября 2010 года ученые из Чили, Англии и Канады сообщили об открытии в созвездии Девы всего в 160 световых годах от Солнца звездной пары из двух карликов разных цветовых категорий — белого и коричневого. Последний принадлежит к числу самых горячих карликов Т-класса (его атмосфера нагрета до 1300 К) и по массе равен 70 Юпитерам. Оба небесных тела гравитационно связаны, несмотря на то, что их разделяет огромная дистанция — примерно 1 световой год. Звездную пару коричневых карликов астрономы наблюдали с помощью телескопа UKIRT (United Kingdom Infrared Telescope) с 3,8-метровым зеркалом. Этот телескоп, расположенный рядом с вершиной Мауна-Кеа на Гавайях на высоте 4200 м над уровнем океана — один из крупнейших в мире инструментов, работающих в инфракрасном диапазоне.

L-карлики, E-карлики — что дальше?

В настоящее время коричневых карликов известно вдвое больше, чем экзопланет, — примерно 1000 против 500. Исследование этих тел заставило ученых расширить классификацию звезд и звездоподобных объектов, поскольку прежняя оказалась недостаточной.

Астрономы издавна подразделяют звезды на группы в соответствии со спектральными характеристиками излучения, которые, в свою очередь, прежде всего определяются температурой атмосферы. Сейчас в основном применяется система, основы которой более ста лет назад были заложены сотрудниками обсерватории Гарвардского университета. В ее простейшей версии звезды делятся на семь классов, обозначаемых латинскими буквами O, B, A, F, G, K и M. В класс O входят чрезвычайно массивные голубые звезды с температурой поверхности выше 33 000К, в то время как к классу M относят красные карлики, красные гиганты и даже ряд красных сверхгигантов, атмосфера которых нагрета менее чем до 3700 К. Каждый класс в свою очередь делится на десять подклассов — от самого горячего нулевого до самого холодного девятого. К примеру, наше Солнце принадлежит классу G2. У гарвардской системы есть и более сложные варианты (так, в последнее время белые карлики выделяют в особый класс D), но это уже тонкости.

Открытие коричневых карликов обернулось введением новых спектральных классов L и T. К классу L относят объекты с температурами поверхности от 1300 до 2000К. Среди них не только коричневые карлики, но и наиболее тусклые красные карлики, которые раньше относили к M-классу. Класс Т включает лишь одни коричневые карлики, атмосферы которых нагреты от 700 до 1300 K. В их спектрах в изобилии присутствуют линии метана, поэтому эти тела нередко называют метановыми карликами (именно таков Gliese 229 B).

«К концу 1990-х годов мы накопили немало информации о спектрах самых тусклых звезд, в том числе и коричневых карликов, — рассказывает «ПМ» астроном из Калтеха Дэви Киркпатрик, входящий в группу ученых, по инициативе которых были введены новые классы. — Оказалось, что они обладают рядом особенностей, не встречавшихся ранее. Типичные для красных М-карликов спектральные метки оксидов ванадия и титана исчезли, зато появились линии щелочных металлов — натрия, калия, рубидия и цезия. Поэтому мы решили, что гарвардскую классификацию надо расширить. Сначала был добавлен класс L, эту букву предложил именно я — просто потому, что за ней ничего еще не числилось. Однако Gliese 229 B из-за наличия метана классу L не соответствовал. Пришлось задействовать еще одну свободную букву — T, так появился T-класс».

Скорее всего, дело этим не закончится. Уже предложено ввести класс y, который резервируется для гипотетических ультрахолодных коричневых карликов, нагретых ниже 600к. Их спектры также должны иметь характерные особенности, такие как четкие линии поглощения аммиака (а при температурах менее 400 к появятся и пары воды). Поскольку все коричневые карлики обречены на остывание, тела y-класса обязаны существовать, хотя до сих пор не обнаружены. Не исключено, что их откроют после запуска гигантского инфракрасного телескопа james webb, который отправится в космос в 2020 году. Быть может, эта обсерватория даже найдет у коричневых карликов планеты, существование которых в принципе вполне допустимо. Впереди астрономов ждет еще немало интересного.

Виды звезд

Для покупки оптических приборов рекомендуем нашего партнера 4глаза.ру

Во Вселенной существует множество различных звезд. Большие и маленькие, горячие и холодные, заряженные и не заряженные. В этой статье мы дадим классификацию основных видов звезд.

Одной из классификаций звезд является спектральная классификация. Согласно этой классификации звезды относят в тот или иной класс согласно их спектру. Спектральная классификация звезд служит многим задачам звездной астрономии и астрофизики. Качественное описание наблюдаемого спектра позволяет оценить важные астрофизические характеристики звезды, такие как эффективная температура ее поверхности, светимость и, в отдельных случаях, особенности химического состава.

Некоторые звезды не попадают ни в один из перечисленных спектров. Такие звезды называют пекулярными. Их спектры не укладываются в температурную последовательность O—B—A—F—G—K—M. Хотя зачастую такие звезды представляют собой определенные эволюционные стадии вполне нормальных звезд, либо представляют звезды, не совсем характерные для ближайших окрестностей Солнца (бедные металлами звезды, такие как звезды шаровых скоплений и гало Галактики). В частности, к звездам с пекулярными спектрами относятся звезды с различными особенностями химического состава, что проявляется в усилении или ослаблении спектральных линий некоторых элементов.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Хорошо разобраться в классификации звезд позволяет диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звезды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки. Диаграмма предложена в 1910 независимо друг от друга исследователями Э. Герцшпрунгом и Г. Расселом. Она используется для классификации звезд и соответствует современным представлениям о звездной эволюции.

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.

Желтый карлик

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 таким, например, относится наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды называются желтыми карликами.

Звезда может называться красным гигантом в момент звездообразования и на поздних стадиях развития. На ранней стадии развития звезда излучает гравитационную энергию, выделяющуюся 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

10% от времени «активной» жизни звезд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звездных недрах идут реакции нуклеосинтеза.

Звезды-гиганты

Звезда гигант имеет сравнительно низкую температуру поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий 800 солнечных радиусов и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами.

Звезды карлики являются противоположностью гигантов и включают в себя несколько различных подвидов:

  • Белый карлик — проэволюционировавшие звезды с массой не превышающей 1,4 солнечных массы, лишенные собственных источников термоядерной энергии. Диаметр таких звезд может быть в сотни раз меньше солнечного, а потому плотность может быть в 1 000 000 раз больше плотности воды.
  • Красный карлик — маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М или верхний К. Они довольно сильно отличаются от других звезд. Диаметр и масса красных карликов не превышает трети солнечной (нижний предел массы — 0,08 солнечной, за этим идут коричневые карлики).
  • Коричневый карлик — субзвездные объекты с массами в диапазоне 5—75 масс 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.
  • Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики — холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принято считать планетами.
  • Черный карлик – 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.
  • Кроме перечисленных, существует еще несколько продуктов эволюции звезд:

    • Нейтронная звезда. Звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10-20 км в диаметре. Плотность таких звезды может достигать 1000 000 000 000 плотностей воды. А магнитное поле во столько же раз больше магнитного поля земли. Такие звезды состоят в основном из нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. Часто такие звезды представляют собой пульсары.
    • Новая звезда. Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10000 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, вызываю вспышку светимости.
    • 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 последней стадии эволюции.
    • 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.
    • Многообразие звезд во Вселенной неисчерпаемо, и возможно существуют еще звезды или продукты их эволюции, которые не вошли в эту классификацию. Наука не стоит на месте, впереди нас ждет еще много открытий.

      Автор статьи: Михаил Карневский, Татьяна Сидорова
      Дата обновление: 21.02.2020
      Перепечатка без активной ссылки запрещена!

      Эволюция звёзд » > Самые яркие звезды

    • Вы можете приложить к своему отзыву картинки.

      Звезды карлики

      Любая звезда представляет собой огромный газовый шар, который состоит из гелия и водорода, а также следов других химических элементов. Звезд существует огромное количество и все они отличаются своими размерами и температурой, а некоторые из них состоят из двух и более звезд, которые связаны между собой силой гравитации. С Земли некоторые звезды видны невооруженным глазом, а некоторые можно рассмотреть только в телескоп. Однако, даже имея специальное оборудование, далеко не каждую звезду можно рассмотреть так, как этого хочется, и даже в мощные телескопы некоторые звезды будут выглядеть не более, чем просто светящиеся точки.

      Таким образом, простой человек, имеющий достаточно хорошую остроту зрения, в ясную погоду на ночном небосводе может увидеть из одного земного полушария порядка 3000 звезд, однако, на самом деле, в Галактике их существует значительно больше. Все звезды классифицируются в соответствии с размером, цветом, температурой. Таким образом, бывают карлики, гиганты и сверхгиганты.

      Звезды карлики бывают следующих типов:

    • желтый карлик. Данный тип представляет собой небольшие звезды главной последовательности спектрального класса G. Их масса колеблется в пределах от 0,8 до 1,2 массы Солнца.
    • оранжевый карлик. К данному типу относятся небольшие звезды главной последовательности спектрального класса К. Их масса составляет 0,5 – 0,8 массы Солнца. В отличие от желтых карликов, оранжевые карлики характеризуются более длительной продолжительностью жизни.
    • красный карлик. Этот тип объединяет маленькие и относительно холодные звезды главной последовательности спектрального класса М. Их отличия от других звезд достаточно ярко выражены. Они имеют такой диаметр и массу, которые не более, чем 1/3 от Солнечной.
    • голубой карлик. Этот тип звезд гипотетический. Голубые карлики эволюционируют из красных карликов перед тем, как произойдет выгорание всего водорода, после чего они, предположительно, эволюционируют в белые карлики.
    • белый карлик. Это тип уже проэволюционировавших звезд. Они имеют такую массу, которая не более массы Чандрасекара. Белые карлики лишены собственного источника термоядерной энергии. Они относятся к спектральному классу DA.
    • черный карлик. Этот тип представляет собой остывшие белые карлики, которые, соответственно, не излучают энергии, т.е. не светятся, или же излучают ее очень-очень слабо. Они представляют собой конечную стадию эволюции белых карликов в отсутствие аккреции. Масса черных карликов, так же как и белых, не превышают массы Чандрасекара.
    • коричневый карлик. Данные звезды представляют собой субзвездные объекты, которые имеют массу от 12,57 до 80,35 масс Юпитера, что, в свою очередь, соответствует 0,012 – 0,0767 массам Солнца. Коричневые карлики отличаются от звезд главной последовательности тем, что в их недрах не протекает реакция термоядерного синтеза, в результате которой в других звездах водород превращается в гелий.
    • субкоричневые карлики или коричневые субкарлики. Представляют собой абсолютно холодные образования, масса которых ниже предела коричневых карликов. В большей степени их принято считать планетами.

    Итак, можно отметить, что звезды, относящиеся к белым карликам, это те звезды, которые имеют изначально небольшой размер и находятся на свой конечной стадии эволюции. История открытия белых карликов уходит в относительно недалекий 1844 год. Именно в то время немецким астрономом и математиком Фридрихом Бесселем во время наблюдения за Сириусом было обнаружено небольшое отклонение звезды от прямолинейного движения. В результате этого, Фридрих предположил, что у Сириуса присутствует невидимая массивная звезда-спутник. Это предположение подтвердилось в 1862 году американским астрономом и телескопостроителем Альваном Грэхэмом Кларком во время юстировки самого крупного на то время рефрактора. Возле Сириуса была обнаружена неяркая звезда, получившая в дальнейшем название Сириус Б. Данная звезда характеризуется низкой светимостью, а ее гравитационное поле воздействует на своего яркого партнера достаточно заметно. Это, в свою очередь, является подтверждением того, что это звезда имеет очень малый радиус при значительной ее массе.

    Какие звезды карлики

    Карликами называются проэволюционировавшие звезды, имеющие массу, которая не превышает предел Чандрасекара. Образование белого карлика происходит в результате выгорания всего водорода. Когда водород выгорает, происходит сжатие ядра звезды до больших плотностей, в это же время внешние слои сильно расширяются и сопровождаются общим потускнением светимости. Таким образом звезда сначала превращается в красного гиганта, который сбрасывает свою оболочку. Сброс оболочки происходит по причине того, что внешние слои звезды имеют крайне слабую связь с центральным горячим и очень плотным ядром. Впоследствии данная оболочка становится расширяющей планетарной туманностью. Стоит обратить внимание на то, что красные гиганты и белые карлики имеют очень тесную взаимосвязь.

    Все белые карлики подразделяются на две спектральные группы. К первой группе относятся карлики, имеющие «водородный» спектральный класс DA, в котором нет спектральных линий гелия. Данный тип является наиболее распространенным. Второй тип белых карликов – DB. Он более редкий и называется «гелиевый белый карлик». В спектре звезд данного типа не обнаружено водородных линий.

    По мнению американского астронома Ико Ибена указанные типы белых карликов образуются совершенно разными путями. Это связано с тем, что горение гелия в красных гигантах является неустойчивым и периодически происходит развитие слоевой гелиевой вспышки. Также Ико Ибен предположил механизм, по которому происходит сброс оболочки в разные стадии развития гелиевой вспышки – на ее пике и между вспышками. Соответственно, на его образование влияет механизм сброса оболочки.

    Читайте так же:

    • Хорошо продающиеся как называется Высокомаржинальные товары: что это такое, особенности продажи, расчет наценок и прибыли Продавать в интернет-магазине можно все что угодно. Но вот какую вы получите прибыль - зависит от […]
    • Интересные факты гиннесса Интересные факты о рекордах Гиннеса О Книге рекордов Гиннеса слышал каждый. Предлагаем вашему вниманию интересные факты, связанные с этой книгой и занесенными в нее рекордами. 1. […]
    • Как называется японская валюта Японская иена Японская иена – официальная валюта Японии. Банковский код - JPY. 1 иена равна 100 сэнам и 1 000 ринам, однако в 1954 году все монеты достоинством меньше 1 иены были изъяты из […]
    • Интересные факты газета Интересные факты Само название «газета» произошло от мелкой итальянской монеты gazzetta – именно столько стоил в 16 веке небольшой листок с новостями, который с 1556 года издавался в […]
    • Как называется скорый поезд москва санкт-петербург Фирменные поезда Фирменный поезд "Санкт-Петербург – Москва (двухэтажный)" Новый фирменный двухэтажный поезд Москва – Санкт-Петербург № 5/6 курсирует с 1 февраля 2020 года. К вашим услугам […]
    • Диета интересные факты Интересные факты о диете В первую очередь организм расстается с водой и только потом - с жировыми клетками. Медленный сброс веса предполагает комфортный режим питания без голодания и […]

    Leave a Reply

    Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *