Типи Зірок

Типи звезд.

3везды бувають новонародженими, молодими, середнього віку і її старими. Нові зірки постійно утворюються, а старі постійно вмирають. Наймолодші, які називаються зірками типу Т Тельця (за однією з зірок в сузір'ї Тельця), нагадують Сонце, але набагато молодша. Фактично вони ще перебувають у процесі формування та є прикладами протозвезд (первинних зірок). Це перемінні зірки, їх світність змінюється, оскільки вони ще на стаціонарний режим існування. Навколо багатьох зірок типу Тельця є обертові диски речовини; від такого типу зірок виходять потужні вітри. Енергія речовини, яке вихоплює протозвезду під впливом сили тяжіння, перетворюється на тепло. Через війну температура всередині протозвезды постійно підвищується. Коли центральна значна її частина стає настільки гарячої, що починається ядерний синтез, протозвезда перетворюється в нормальну зірку. Щойно починаються ядерні реакції, у зірки з’являється генератор, здатний підтримувати її існування у протягом дуже довгого часу. Наскільки довгого — це від розміру зірки на початку цього процесу, але в зірки розміром із наше Сонце палива вистачить па стабільне існування у протягом приблизно 10 мільярдів років. Проте може бути, що зірки, значно більше масивні, ніж Сонце, існують лише кілька років; причина у цьому, що вони стискають своє ядерного палива з більшою скоростью.

Нормальні звезды.

Усі зірки основу своєї нагадують наше Сонце: це величезні кулі дуже гарячого світного газу, у глибині яких виробляється ядерна енергія. Не всі зірки з точністю такі, як Сонце. Найстрашніше явне відмінність — це колір. Є зірки червонуваті чи блакитнуваті, а чи не жовті. З іншого боку, зірки різняться і з яскравості, і з блиску. Наскільки яскравою виглядає зоря у небі, залежить тільки від її істинної світності, але також від відстані, отделяющего його від нас. З урахуванням відстаней, яскравість зірок змінюється у широкому діапазоні: від однієї десятитисячної яскравості Сонця до яскравості більш як мільйона Сонць. Переважна більшість зірок, як виявилося, розташовується ближчі один до тьмяному краю цієї шкали. Сонце, яке у багатьох аспектах є типовою зіркою, має вищою світністю, ніж безліч інших зірок. Неозброєним оком можна побачити невелика кількість слабких за своєю природою зірок. У сузір'ях нашого неба головну увагу привертають до собі «сигнальні вогні «незвичайних зірок, тих, що мають дуже великі світністю. Чому ті ж зірки так різняться зі своєї яскравості? Виявляється, тут залежить від маси зірки. Кількість речовини, що міститься у певній зірці, визначає її колір і блиск, як і того, як блиск змінюється у часі. Мінімальна величина маси, необхідна, щоб зірка була зіркою, становить близько однієї дві Вставити з листика.

Гіганти і карлики.

Найбільш масивні зірки це й найгарячіші, і найяскравіші. Вони білими чи блакитнуватими. Попри свої величезні розміри, ці зірки виробляють таку кількість енергії, що їхні запаси палива перегорають за якісь кілька років. На противагу їм зірки, які мають невеличкий масою, завжди неярки, а колір їх — червонястий. Вони можуть існувати протягом тривалих мільярдів років. Проте в більшості дуже яскравих зірок у нашій небі є червоні і жовтогарячі. До до них відносяться і Альдебаран — очей бика в сузір'ї Телець, і Антарес в Скорпіоні. Які ж можуть ці холодні зірки зі слабко світними поверхнями змагатися з розпеченими до краю зірками типу Сиріуса і Веги? Відповідь у тому, що це зірки дуже розширилися і нині за розміру набагато перевершують нормальні червоні зірки. Через це їх називають гігантами, і навіть сверхгигантами. Завдяки величезній площі поверхні, гіганти випромінюють набагато більше енергії, ніж нормальні зірки на кшталт Сонця, як і раніше, що температура їхній поверхні значно нижчі від. Діаметр червоного сверхгиганта — наприклад, Бетельгейзе в Оріоні - на кілька сотень разів перевищує діаметр Сонця. Навпаки, розмір нормальної червоною зірки, зазвичай, не перевершує однією десятою розміру Сонця. За контрастом з гігантами їх називають «карликами ». Гігантами і карликами зірки бувають різних стадіях свого життя, і гігант може у результаті розширення зрештою перетворитися на карлика, досягнувши «похилого віку » .

Життєвий цикл звезды.

Сонце містить дуже багато водню, проте запаси їх нескінченні. Останні 5 мільярдів років Сонце вже витратило половину у огрядного палива й зможе підтримувати своє існування у протягом ще п’ять мільярдів років, як за паси водню у його ядрі вичерпаються. Хіба потім? Коли зірка витратить водень, який міститься у центральної її частини, всередині зірки відбуваються великі зміни. Водень починає переростати над центрі, а оболонці, яка збільшується у вигляді, розбухає. Через війну розмір самої зірки різко зростає, а температура його поверхні падає. Саме це процес й народжує червоних гігантів і сверхгигантов. Він є частиною тій послідовності змін, яка називається зоряної еволюцією і яку проходять всі зірки. У кінцевому результаті всі зірки старіють і тихо вмирають, по тривалість кожної окремої зірки визначається її масою. Масивні зірки проносяться через свій життєвий цикл, закінчуючи його ефектним вибухом. Зірки скромніших розмірів, зокрема й Сонце, навпаки, наприкінці життя стискуються, перетворюючись на білі карлики. Після цього просто згасають. У процесі перетворення червоної гіганта в білий карлик зірка може скинути свої зовнішні верстви, як легку оболонку, оголивши у своїй ядро. Газова оболонка яскраво світиться під впливом потужного випромінювання зірки, температура чим поверхні може становити 100 000 З. Коли такі світні газові бульки були вперше виявлено, вони було названо планетарними туманностями, оскільки часто виглядають як кола типу планетної диска, користуючись маленьким телескопом. Насправді ж вони, звісно, нічого спільного з планетами не имеют!

Зоряні скопления.

Очевидно, майже всі зірки народжуються групами, а чи не окремо. Тому нічого дивного у цьому, що зоряні скупчення — річ дуже поширена. Астрономи люблять вивчати зоряні скупчення, тому що він відомо, що це зірки, що входять до скупчення, утворилися приблизно один і той водночас і близько на рівній відстані від нас. Будь-які помітні розбіжності у блиску між такими зірками є істинними відмінностями. Хоч би які колосальні зміни ні зазнали ці зірки з часом, починали вони всі одночасно. Особливо корисно вивчення зоряних скупчень з погляду залежності їх властивостей від безлічі - адже вік цих зірок та його відстань від Землі приблизно однакові, так що відрізняються вони друг від друга лише своєю масою. Зоряні скупчення цікаві як для наукового вивчення — вони виключно гарні як об'єкти для фотографування й у спостереження астрономами-любителями. Є дві типу зоряних скупчень: відкриті й кульові. Ці назви пов’язані зі своїми зовнішнім виглядом. У відкритому скупченні кожна зірка видно окремо, вони розподілені на деякому ділянці неба більш-менш рівномірно. А кульові скупчення, навпаки, представляють собою, як б сферу, настільки щільно заповнену зірками, що її центрі окремі зірки неразличимы.

Відкриті зоряні скопления.

Напевно, найзнаменитішим відкритим зоряним скупченням є Плеяди, чи сім сестер, в сузір'ї Тельця. Попри таку назва, більшість людності може розглянути без допомоги телескопа лише шість зірок. Загальна кількість зірок у тому скупченні - десь між 300 і 500, й вони перебувають у ділянці площею 30 світлових років у поперечнику і відстані 400 світлових років ми. Вік цього скупчення — всього 50 мільйонів років, що у астрономічним стандартам зовсім небагато, і має вона дуже масивні світні зірки, які встигли ще перетворитися на гіганти. Плеяди — це типове відкрите зоряне скупчення; зазвичай, у таке скупчення входить і від кількох сотень за кілька тисяч зірок. Серед відкритих зоряних скупчень вулицю значно більше молодих, ніж старих, а найстаріші чи налічують понад сто мільйонів років. Вважається, що швидкість, із якою утворюються, з часом не змінюється. Річ у тім, що у старіших скупчення зірки поступово віддаляються друг від друга, доки змішаються із головною безліччю зірок — тих самих, тисячі яких постають маємо в нічному небі. Хоча тяжіння до певної міри утримує відкриті скупчення разом, вони ж досить слабкі, і тяжіння іншого об'єкта, наприклад великого міжзоряного хмари, може їх розірвати. Деякі зоряні групи настільки слабко утримуються разом, що й називають не скупченнями, а зоряними асоціаціями. Вони невідь що довго чекати і зазвичай складаються з дуже молодих зірок поблизу між зоряних хмар, з яких вони виникли. У зоряну асоціацію входить від 10 до 100 зірок, розкиданих у сфері розміром у кілька сотень світлових років. Хмари, у яких утворюються зірки, сконцентровано у диску нашої Галактики, що саме там виявляють відкриті зоряні скупчення. Якщо врахувати, як багато хмар міститься у Млечном Шляхи і який величезне кількість пилу перебуває у міжзоряному просторі, стане очевидно, що 1200 відкритих зоряних скупчень, ми знаємо, повинні складати лише мізерну частку їх вересня Галактиці. Можливо, їх загальну чисельність сягає 100 000.

Кульові зоряні скопления.

На противагу відкритим, кульові скупчення є сфери, щільно заповнені зірками, яких там нараховуються сотні тисяч і навіть мільйони. Зірки й цих скупчення розташовані так густо, що, якби наше Сонце належало до якомусь шаровому скупченню, ми могли бачити в нічному небі неозброєним оком понад мільйон окремих зірок. Розмір типового кульового скупчення — від 20 до 400 світлових років. У щільно наповнених центрах цих скупчень зірки перебувають у такий близькості одна в іншу, що взаємне тяжіння пов’язує їх одне з одним, створюючи компактні подвійні зірки. Іноді відбувається повне злиття зірок; за тісної зближення зовнішні верстви зірки можуть зруйнуватися, виставляючи на пряме огляд центральне ядро. У кульових скупчення подвійні зірки зустрічаються в 100 раз частіше, ніж деінде. Деякі з цих двійню є джерелом рентгенівського випромінювання. Навколо нашої Галактики знаємо близько 200 кульових зоряних скупчень, які розподілені з усього величезному кулястому гало, заключающему в собі Галактику. Всі ці скупчення дуже старі, і виникли вони більше чи менш до того ж час, як і сама Галактика: від 10 до 15 мільярдів років тому. Схоже те що, що скупчення утворилися, коли частини хмари, з якого була створена Галактика, розділилися більш дрібні фрагменти. Кульові скупчення не розходяться, оскільки зірки у яких сидять дуже тісно, та його потужні взаємні сила тяжіння пов’язують скупчення в щільне єдине ціле. Кульові зоряні скупчення спостерігаються як навколо нашої Галактики, а й навколо інших галактик будь-якого сорти, Найяскравіше шаровий скупчення, легко видиме неозброєним оком, це Омега Кентавра у південному сузір'ї Кентавр. Вона знаходиться з відривом 16 500 світлових років від поверхні Сонця і є великим із усіх відомих скупчень: його діаметр — 620 світлових років. У 1596 р. голландський спостерігач зірок, любитель, під назвою Давид Фабриціус (1564−1617), виявив досить яскраву зірку в сузір'ї Кіта; зірка ця поступово стала тьмяніти і за кілька тижнів взагалі зникла не врахували. Фабриціус був охарактеризований першим, хто описав спостереження перемінної зірки. Є різноманітні причини, якими зірки замінюють блиск. Причому блиск іноді змінюється набагато світлових величин, інколи ж так незначно, що це й зміна можна знайти лише з допомогою дуже чутливих приладів. Деякі зірки змінюються регулярним. Інші - несподівано гаснуть чи раптово спалахують. Зміни можуть відбуватися циклично, з періодом у років, а можуть случатися в лічені секунди. Щоб осягнути, чому та чи інша зірка є перемінної, потрібно спочатку точно простежити, яким чином вона змінюється. Графік зміни зоряної величини перемінної зірки називається кривою блиску. Графіки блиску змінних зірок показують, деякі: зірки змінюються регулярним (правильним) чином — часовий відрізок їхнього графіка на відрізку часу певної довжини (періоді) повторюється знову і знову. Інші зірки змінюються цілком непередбачено. До правильним мінливі зірки відносять пульсуючі зірки й подвійні зірки. Кількість світла змінюється від того, що зірки пульсують чи викидають хмари речовини. Але є інша група змінних зірок, що є подвійними (бінарними). Коли бачимо зміна блиску бінарних зірок, це, що відбулася лише одна з кількох можливих явищ. Обидві зірки може стати на лінії нашого зору, оскільки, впродовж своїм орбітам, можуть проходити прямо одна перед інший. Такі системи називаються затменно-двойными звездами.

Пульсуючі перемінні звезды.

Деякі із найбільш правильних змінних зірок пульсують, стискуючись і знову збільшуючись — хіба що вібрують з певною частотою, приклад, але оскільки це відбувається з струною музичного інструмента. Найбільш відомий тип подібних зірок — цефеиды, як було названо, але зірці Дельта Цефея, що є типовий приклад. Це зірки надгіганти, їх маса перевершує масу Сонця 3 — 10 раз, а світність в сотні мільйонів і навіть тисячі разів вище, ніж в Сонця. Період пульсації цефеид вимірюється днями. У процесі пульсації цефеиды як площа, і температура його поверхні змінюються, що викликає зміну її блиску. Миру, перша з описаних змінних зірок, й інші їй зірки зобов’язані своєї переменностью пульсациям.

Які Спалахують звезды.

Магнітні явища на Сонце є причиною сонячних плям і сонячних спалахів, але вони можуть на яскравість Сонця. Для деяких зірок — червоних карликів — тут інше: ними подібні спалахи досягають величезних масштабів, і цього світлове випромінювання може зростати на цілу зоряну величину, або навіть більше. Найближча до Сонцю зірка є одним із таких вспыхивающих зірок. Ці світлові викиди не можна передбачити, а тривають вони лише кілька минут.

Подвійні звезды.

Приблизно половину всіх зірок нашої Галактики належить до подвійним системам, отже подвійні зірки, обертові по орбітам одна навколо інший, явище дуже поширене. Належність до подвійний системі дуже впливає все життя зірки, особливо коли напарники перебувають близько друг до друга. Потоки речовини, устремляющиеся від однієї зірки в іншу, призводять до драматичним вибухів, таких як вибухи нові й наднових зірок. Подвійні зірки утримуються разом взаємним тяжінням. Обидві зірки подвійний системи обертаються по эллиптическим орбітам навколо деякою точки, лежачої з-поміж них і званої центром гравітації цих зірок. Це можна уявити як опора, якщо уявити зірки сидячими на дитячих гойдалках: кожна своєму кінці дошки, належної на колоду. Чим далі зірки друг від друга, тим довше тривають шляху по орбітам. Більшість подвійних зірок занадто близькі друг до друга, щоб їх можна було розрізнити окремо навіть у найпотужніші телескопи. Якщо відстань між партнерами дуже багато, орбітальний період може вимірюватися роками, інколи ж цілим столетием.

Тісні подвійні звезды.

У системі близько розташованих подвійних зірок взаємні сила тяжіння прагнуть розтягнути кожну їх, дати їй форму груші. Якщо тяжіння досить сильно, настає критичного моменту, коли речовина починає витікати з одного зірки й падати в іншу. Навколо цих двох зірок є деяка область у вигляді тривимірної вісімки, поверхню якої є критичну кордон. Ці дві грушеобразные постаті, кожна навколо своєї зірки, називаються порожнинами Роша. Якщо один із зірок виростає настільки, що заповнює свою порожнину Роша, то речовина з неї потрапляє в іншу зірку у тому точці, де порожнини торкаються одна одної. Часто зоряний матеріал не опускається безпосередньо в зірку, а спочатку закручується вихором, створюючи так званий аккреционный диск. Якщо обидві зірки настільки розширилися, що заповнили свої порожнини Роша, виникає контактна подвійна зірка. Матеріал обох зірок перемішується і зливається в кулю навколо двох зоряних ядер. Оскільки в рахунку всі зірки розбухають, перетворюючись на гіганти, а багато зірки є подвійними, то взаємодіючі подвійні системи — явище нередкое.

Нейтронні звезды.

Якщо маса сжимающейся зірки перевершує масу Сонця більш ніж 1,4 разу, така зірка, досягнувши стадії білого карлика, на атом не зупиниться. Гравітаційні сили у цьому випадку такі великі, що електрони удавлюються всередину атомних ядер. Через війну протони перетворюються на нейтрони, здатні прилягати друг до друга без будь-яких проміжків. Щільність нейтронних зірок перевершує навіть щільність білі карлики; але якщо маса матеріалу не перевершує 3 сонячних мас, нейтрони, як і електрони, здатні самі припинити подальший стиснення. Типова нейтронна зірка має у поперечнику лише від 10 до 15 км, а один кубічний сантиметр її речовини важить майже мільярд тонн. Крім нечувано величезної щільності, нейтронні зірки мають ще двома особливі властивості, що дозволяють їх виявити, попри настільки малі розміри: це швидке обертання і сильне магнітне полі. Загалом, обертаються всі зірки, але зірка стискається, швидкість її обертання зростає - точно як і, як фігурист на льоду обертається набагато швидше, коли притискає себе руки. Нейтронна зірка робить кілька оборотів в секунду. Поруч із виключно швидким обертанням, нейтронні зірки мають магнітне полі мільйони раз більш сильніше, ніж в Земли.

Пульсары.

Перші пульсари відкрили 1968 р., коли радіоастрономи виявили регулярні сигнали, що йдуть до нас з чотирьох точок Галактики. Вчені були вражені тим, якісь природні об'єкти можуть випромінювати радіоімпульси у тому правильному і швидкому ритмі. Спочатку (щоправда, ненадовго) астрономи запідозрили участь якихось мислячих істот, котрі живуть у затінках Галактики. Але невдовзі знайшли природне пояснення. У потужному магнітному полі нейтронної зірки рухомі спіраллю електрони генерують радіохвилі, які випромінюються вузьким пучком, як промінь прожектора. Зірка швидко обертається, і радиолуч перетинає лінію нашого спостереження, як маяк. Деякі пульсари випромінюють як радіохвилі, а й світлові, рентгенівські і гама промені. Період самих повільних пульсарів до чотирьох секунд, а найшвидших — тисячні частки секунд. Обертання цих нейтронних зірок було з якихось причин ще більше прискорений; можливо, вони входить у подвійні системы.

Рентгенівські подвійні звезды.

У Галактиці знайдено, по крайнього заходу, 100 потужне джерело рентгенівського випромінювання. Рентгенівські промені мають така велика енергією, що з виникнення їх джерела має відбутися щось із низки он що виходить. На думку астрономів, причиною рентгенівського випромінювання могло б прислужитися матерія, падаюча на поверхню маленькій нейтронної зірки. Можливо, рентгенівські джерела є подвійні зірки, одна у тому числі дуже мала, але інша масивна; це то, можливо нейтронна зірка, білий карлик чи чорна діра. Зірка-компаньйон може або масивною зіркою, маса якої перевершує сонячну удесятеро — 20 раз, або мати масу, перевищує масу Сонця лише вдвічі. Проміжні варіанти видаються вкрай малоймовірними. До таких ситуацій наводить складна історія еволюції та обмін масами у подвійних системах, Фінальний результат залежить від початкових мас і початкового відстані між звездами.

У подвійних системах з невеликими масами навколо нейтронної зірки утворюється газовий диск, У разі систем з більшими на масами матеріал потрапляє просто у нейтронну зірку — її магнітне полі засмоктує його, як і вирву. Саме через такі системи часто виявляються рентгенівськими пульсарами.

Наднові звезды.

Зірки, маси яких немає досягають 1,4 сонячної, вмирають тихо і безтурботно. Хіба приміром із більш масивними зірками? Як виникають нейтронні зірки й чорні діри? Катастрофічний вибух, яким закінчується життя масивною зірки, — це справді вражаюче подія. Цю саму потужне з природних явищ, совершающихся в зірках. У мить ока вивільняється більше енергії, ніж випромінює її наше Сонце за 10 мільярдів років. Світловий потік, який надсилав однієї гинучої зіркою, еквівалентний цілої галактиці, тоді як видимий світло становить лише невелику частину повної енергії. Залишки взорвавшейся зірки розлітаються проти зі швидкостями до 20 000 км в секунду. Такі грандіозні зоряні вибухи називаються надновими. Наднові - досить рідкісне явище. Щороку та інших галактиках виявляють від 20 до 30 наднових, головним чином результаті систематичного пошуку. За століття у кожному галактиці їх то, можливо від однієї чотирьох. Однак у нашої власної Галактиці наднових не спостерігали з 1604 г. Можливо, вони були, але залишилися невидимими через кількість пилу в Млечном Шляхи. Радіоастрономи виявили кільце газу, що залишається від наднової в сузір'ї Кассіопеї, і вирахували дату вибуху — 1658 р. Тоді хто б зареєстрував незвичайно яскравою зірки, хоча досить скромна зірочка, яку згодом не бачили, відзначено у тому ж місці на зоряної карті 1680 г.