Химический состав звезд, Из чего состоят звезды?
Второе - это детальный химический состав атмосфер звёзд, определяемый из анализа спектрограмм высокого разрешения. Звёзды различных масс и возрастов обладают различной внутренней структурой. Внешние слои звёзд солнечной массы достаточно холодные для того, чтобы водород находился в нейтральном состоянии, и, следовательно, был непрозрачным для ультрафиолетового излучения, при этом механизмом переноса энергии является конвекция.
Так, было определено , что 10 млрд лет назад площадь Млечного пути была значительно меньше. Галактика расширяется и продолжит расширяться по мере рождения новых звезд.
Кроме этого, ученым известно, что карликовая галактика Стрелец неоднократно проходила через Млечный путь. Это повлияло на движение звезд. В мае года на основе данных Gaia исследователи пришли к выводу, что в результате одного из столкновений около 4,7 млрд лет назад, произошли эпизоды звездообразования, один из которых совпал с появлением Солнца.
Фото: Shutterstock. Европейские ученые в ходе миссии Gaia обнаружили на поверхности звезд землетрясения, изучили химический состав звезд и выяснили, что в их основе лежат тяжелые элементы углерода и азота. Что происходит Космический аппарат Gaia Европейского космического агентства, запущенный в году, собрал данные о температуре, возрасте, движении и химическом составе 2 млрд звезд. В ходе анализа химического состава астрономы определили, что после Большого взрыва во Вселенной преобладали легкие элементы, такие как водород и гелий.
Тяжелые же элементы — углерод и азот, становились центрами звезд. Когда звезды умирают, они выбрасывают эти тяжелые элементы во Вселенную, из чего, в свою очередь, образуются новые звезды. Иногда также используются классы W для звёзд Вольфа — Райе , P — для планетарных туманностей и Q — для новых звёзд [52]. Звёзды одного и того же спектрального класса имеют похожие спектры и температуры, но могут иметь различные размеры и, как следствие, светимости. Поэтому для полноты классификации вводятся классы светимости, каждый из которых занимает свою область диаграммы Герцшпрунга — Рассела.
Классы светимости, от более ярких к более тусклым [40] [53] :. Солнце — жёлтая звезда главной последовательности или просто жёлтый карлик , соответственно, его спектральный класс — G2V [40]. Спектры звёзд одного спектрального класса, но разных классов светимости, также различаются.
Так, например, в более ярких звёздах спектральных классов B—F линии водорода более узкие и глубокие, чем в звёздах меньшей светимости. Кроме того, в звёздах-гигантах более сильны линии ионизованных элементов, а сами эти звёзды краснее, чем звёзды главной последовательности тех же спектральных классов [55].
Если спектр звезды обладает какими-то особенностями, выделяющими его среди других спектров, к спектральному классу добавляется дополнительная буква. Например, буква e означает, что в спектре есть эмиссионные линии ; m означает, что в спектре сильны линии металлов.
Буквы n и s означают, что линии поглощения, соответственно, широкие или узкие. Обозначение neb используется, если вид спектра указывает на наличие туманности вокруг звезды, p — для пекулярных спектров [56] [57]. Переменными называются те звёзды, блеск которых изменяется достаточно для того, чтобы это было обнаружено с современным уровнем техники. Если переменность вызвана физическими изменениями в звезде, то она называется физической, а если освещённость, создаваемая звездой, меняется только из-за её вращения или покрытия другими объектами — геометрической.
Физическая и геометрическая переменность могут сочетаться.
Звёздная величина при этом может меняться как периодически, так и неправильным образом [58] [59] [60]. При этом переменность не является постоянной характеристикой звезды, а возникает и исчезает на различных этапах её эволюции см. На данный момент известны сотни тысяч переменных звёзд, в том числе и в других галактиках. Некоторые типы переменных звёзд, к примеру, цефеиды или сверхновые , в астрономии используются как стандартные свечи и позволяют измерять расстояния в космосе [58] [62].
Классификация переменных звёзд сложна и учитывает форму кривой блеска звезды, амплитуду и периодичность его изменений и физические процессы, которые вызывают переменность.
В Общем каталоге переменных звёзд , предназначенном для классификации и каталогизации переменных, выделяются сотни классов переменных звёзд, однако некоторые звёзды всё равно не относятся ни к одному из них [58] [63]. Существует специальная система именования переменных звёзд см. Можно выделить следующие основные типы переменных звёзд [60] :.
Двойная звезда — система из двух звёзд, которые вращаются вокруг общего центра масс. Если в гравитационно-связанную систему входит несколько звёзд, то такая система называется кратной звездой , причём кратные звёзды, как правило, имеют иерархическую структуру: к примеру, тройные системы могут состоять из двойной звезды и достаточно удалённой от неё одиночной.
К двойным и кратным системам принадлежит более половины всех звёзд, а периоды обращения в них могут составлять от нескольких минут до нескольких миллионов лет. Двойные звёзды служат наиболее надёжным источником информации о массах и некоторых других параметрах звёзд [70] [71]. Обычно двойные звёзды классифицируют на основании того, каким методом была обнаружена их двойственность [70] [71] [72] :. Также выделяют тесные двойные системы — пары звёзд, расстояние между которыми сопоставимо с их размерами.
В таких системах могут наблюдаться различные явления, вызванные взаимодействием звёзд, например, перетекание вещества с одной звезды на другую, если одна или обе звезды заполняют свою полость Роша [70] [72] [73].
Иногда встречаются пары звёзд, близко расположенные в проекции на небесную сферу , но находящиеся друг от друга на большом расстоянии и не связанные гравитацией.
Такие пары называются оптически-двойными звёздами [72]. Звёздное скопление — группа звёзд, близко расположенных в пространстве и связанных происхождением из одного молекулярного облака. Общепринято деление звёздных скоплений на два типа — шаровые и рассеянные [74] , однако иногда к звёздным скоплениям причисляют и звёздные ассоциации. Звёздные скопления ценны для астрономии тем, что звёзды в них находятся на одном расстоянии от Земли и образовались практически одновременно с почти одинаковым химическим составом.
Таким образом, они различаются только начальной массой, что облегчает составление теории звёздной эволюции [75]. Шаровые звёздные скопления — плотные и массивные скопления, которые имеют шарообразную форму и повышенную концентрацию звёзд в центре скопления. Они содержат от 10 тысяч до нескольких миллионов звёзд, в среднем — около тысяч, а их диаметры составляют — световых лет. Такие скопления имеют возраст порядка 10—15 млрд лет, поэтому относятся к населению II и образуют сферическую подсистему Галактики см.
Звёзды в шаровых скоплениях бедны металлами , так как образовались давно, и имеют небольшие массы, поскольку массивные звёзды уже завершили свою эволюцию см. Рассеянные звёздные скопления менее плотны, чем шаровые, и содержат меньше звёзд — от нескольких десятков до нескольких тысяч, в среднем —, диаметры таких скоплений составляют до 50 световых лет.
В отличие от шаровых скоплений, рассеянные не так сильно связаны гравитацией и, как правило, распадаются в течение миллиарда лет после образования. Такие скопления относятся к населению I и концентрируются к галактическому диску , а в самих скоплениях встречается много массивных и ярких звёзд [78] [75] [77]. Они очень слабо связаны гравитацией, поэтому распадаются в течение 10 млн лет после образования.
Это означает, что они состоят из очень молодых звёзд [80] [75] [81]. Галактики — системы звёзд и межзвёздного вещества , самые крупные из которых могут содержать сотни миллиардов звёзд и иметь радиусы до 30 килопарсек. Звёзды распределены в галактиках неравномерно: молодые, богатые металлами звёзды населения I образуют плоскую составляющую галактики, которая наблюдается как галактический диск, а старые и бедные металлами звёзды населения II образуют сферическую составляющую, которая сильно концентрируется к центру галактики [82] [83] [84].
Четыре основных типа галактик, выделенные ещё Эдвином Хабблом в году [85] [86] :. Физические и наблюдаемые параметры звёзд непостоянны, так как из-за идущих в них термоядерных реакций меняется состав звезды, уменьшается масса и излучается энергия. Изменение характеристик звезды со временем называется эволюцией звезды , этот процесс проходит по-разному у звёзд различных начальных масс [87].
Часто в таких случаях говорят о «жизни звезды», которая начинается, когда единственным источником энергии звезды становятся ядерные реакции, и заканчивается, когда реакции прекращаются [88] [89] [90]. Срок жизни звезды, в зависимости от начальной массы, составляет от нескольких миллионов до десятков триллионов лет [91] [92]. В течение жизни у звёзд может возникать и исчезать переменность [61] , а на ход эволюции звезды может влиять её принадлежность к тесной двойной системе [93].
На разных стадиях эволюции звёзд в них проходят различные термоядерные реакции. Наиболее важные, энергетически эффективные и длительные из них — протон-протонный цикл и CNO-цикл , в которых из четырёх протонов образуется ядро гелия , — происходят в ядрах звёзд главной последовательности [94] [95]. В достаточно массивных звёздах на более поздних этапах эволюции синтезируются более тяжёлые элементы: сначала углерод в тройном гелиевом процессе , а в самых тяжёлых звёздах и более тяжёлые элементы вплоть до железа — дальнейший нуклеосинтез не идёт, так как энергетически невыгоден [96] [95].
Тем не менее элементы тяжелее железа могут образовываться при так называемом взрывном нуклеосинтезе , который происходит, когда звезда теряет гидростатическое равновесие, например, при взрывах сверхновых [97]. Звёзды образуются из холодных разреженных облаков межзвёздного газа , которые начинают сжиматься из-за возникшей гравитационной неустойчивости.
Изначально могут начать сжиматься только облака большой массы, но в процессе они разделяются на более маленькие области сжатия, каждая из которых уже становится отдельной звездой. По этой причине звёзды всегда формируются группами: в составе звёздных ассоциаций или звёздных скоплений [98]. После того как в облаке формируется гидростатически равновесное ядро, оно начинает считаться протозвездой. Протозвезда светит за счёт сжатия сначала в дальнем инфракрасном диапазоне, затем разогревается и становится видима в оптическом диапазоне.
Эта стадия может длиться от 10 5 лет для самых крупных звёзд до 10 9 лет для наименее массивных [99] [] []. В это время также формируются протопланетные диски вокруг звезды, которые впоследствии могут эволюционировать в планетные системы []. Характеристики звёзд главной последовательности зависят в первую очередь от массы и, в гораздо меньшей степени, от возраста и начального химического состава: чем больше масса звезды, тем больше её температура, радиус и светимость и тем меньше срок её жизни на главной последовательности.
У самых тяжёлых звёзд срок жизни на главной последовательности — порядка нескольких миллионов лет, а у самых маломассивных — порядка 10 триллионов лет, что превышает возраст Вселенной [54] []. Звёзды населения II с низким содержанием тяжёлых элементов, которые также синтезируют гелий в ядре, в несколько раз тусклее звёзд главной последовательности того же спектрального класса и называются субкарликами [].
Стадия главной последовательности заканчивается, когда в ядре звезды остаётся слишком мало водорода и его сгорание не может продолжаться в том же режиме. Разные звёзды после этого ведут себя по-разному []. У большинства звёзд гелий накапливается в ядре, а водорода остаётся всё меньше.
В результате водород начинает сгорать в слоевом источнике вокруг ядра, а сама звезда переходит сначала на стадию субгигантов , а затем на ветвь красных гигантов , охлаждаясь, но многократно увеличивая свои размеры и светимость []. Согласно теоретическим моделям, они нагреваются и сжимаются, превращаясь в голубые карлики , а потом в гелиевые белые карлики см.
В звёздах большей массы в определённый момент начинается горение гелия. При большей массе гелий загорается постепенно, и звезда проходит голубую петлю.
Когда в ядре накапливаются углерод и кислород, а гелия остаётся мало, ядро начинает сжиматься, и звезда переходит на асимптотическую ветвь гигантов — процессы здесь похожи на происходящие у звёзд на ветви красных гигантов. В более массивных звёздах ядро начинает сжиматься, а звезда становится сверхгигантом.
Вскоре могут начаться реакции и с более тяжёлыми элементами, вплоть до железа, и в звезде образуется множество слоёв, состоящих из разных элементов. После этого звезда может как сбросить оболочку, став белым карликом, состоящим из кислорода, неона или магния , так и взорваться как сверхновая, и тогда от неё останется нейтронная звезда или чёрная дыра [] []. Выделяется три типа объектов, в которые звезда может превратиться в конце жизни []. Белые карлики — объекты из вырожденного вещества с массой порядка солнечной, но в раз меньшими радиусами.
В белых карликах не вырабатывается энергия, а излучают они лишь за счёт высокой температуры внутри них: самые горячие из них имеют температуры около 70 K , но постепенно остывают и становятся чёрными карликами [] [].
В этом случае происходит коллапс ядра с нейтронизацией вещества, при котором происходит взрыв сверхновой. Получившаяся нейтронная звезда оказывается неустойчивой, и коллапс будет продолжаться: дальнейшие устойчивые конфигурации неизвестны. В какой-то момент радиус ядра становится меньше радиуса Шварцшильда , при котором вторая космическая скорость становится равной скорости света , и появляется чёрная дыра звёздной массы [] []. Списки звёзд, содержащие какие-либо сведения о них, такие как небесные координаты , собственные движения , звёздные величины или спектральные классы , известны как звёздные каталоги.
В некоторых каталогах содержится информация о звёздах определённого типа: например, только о двойных или переменных. Хранением, систематизацией и распространением данных о звёздных каталогах занимается Страсбургский центр астрономических данных.
Среди современных звёздных каталогов можно выделить следующие [] [] [] :. С древности звёзды получали собственные названия см. До года официальных собственных названий звёзд не было, но на год Международным астрономическим союзом утверждено собственных названий [] [].
Обозначения Байера , введённые в году Иоганном Байером , стали первыми, которые с некоторыми изменениями используются до сих пор. В его каталоге самые яркие звёзды каждого созвездия получили название в виде буквы греческого алфавита и названия созвездия. В случае, если звёзд в созвездии было больше, чем букв в греческом алфавите , используются буквы латинского алфавита: сначала строчные от a до z, затем заглавные от A до Z.
Другая широко используемая система — обозначения Флемстида — появилась в году и основана на каталоге Джона Флемстида , опубликованном в году, уже после его смерти.
В ней каждой звезде созвездия присваивается номер в порядке увеличения прямого восхождения. Пример такого названия — 61 Лебедя []. В любом случае звёзды также обозначаются по названию каталога, в котором они отмечены, и номеру в нём.
Для двойных или кратных звёзд , переменных , а также новых или сверхновых звёзд , используется иная система обозначений [] :. Люди с древности обращали внимание на небо и замечали на нём различные группы звёзд. До наших дней дошли некоторые созвездия, описанные в шумерских звёздных каталогах, а из 48 созвездий, описанных Птолемеем во II веке н. Некоторые яркие звёзды получали собственные имена, также различавшиеся в разных культурах, — наибольшее распространение получили арабские названия [].
Звёздное небо использовалось и в прикладных целях. В Древнем Египте началом года считался день первого гелиакического восхода Сириуса []. Мореходы Минойской цивилизации , существовавшей с третьего тысячелетия до н. Значительное развитие астрономия получила в Древней Греции. Наиболее известный звёздный каталог того времени был составлен Гиппархом во II веке до н.
Гиппарх также был первым, кто достоверно обнаружил переменную звезду , а именно новую приблизительно в году до н. Среди них была сверхновая года, породившая Крабовидную туманность []. Однако переменные звёзды других типов стали открывать гораздо позже: первой из них стала Мира , переменность которой в году обнаружил Давид Фабрициус [62].
При этом о самих звёздах было известно мало: в частности, они считались расположенными на очень далёкой сфере неподвижных звёзд даже после коперниковской революции — этому способствовало большое расстояние до звёзд, из-за чего никакие их относительные движения заметить было невозможно [] , а догадки, что далёкие звёзды на самом деле подобны Солнцу , только появлялись и обосновывались чаще философски.
Впервые оценить расстояние до звёзд попытался в году Христиан Гюйгенс : расстояние до Сириуса у него получилось равным 0,5 светового года , при этом оценивал расстояние он фотометрически. В то же время астрономы пытались обнаружить звёздные параллаксы , но точности измерений им не хватало.
Тем не менее эти попытки привели к другим открытиям: в частности, в — годах Уильям Гершель смог доказать, что многие двойные звёзды являются физическими парами, а не оптически-двойными звёздами. Впервые звёздный параллакс в — годах сумел измерить для двух звёзд Василий Яковлевич Струве , причём для одной из них — Альтаира — величина оказалась очень близкой к современному значению, хотя сам Струве не был уверен в точности результата.
В году он же измерил параллакс Веги , а вскоре за ним последовали результаты других астрономов []. Далёкими от истины были представления и о природе звёзд — первым шагом к её изучению стали изобретение щелевого спектрографа и развитие спектрального анализа. Фраунгоферовы линии были открыты в году, хотя Исаак Ньютон изучал спектр Солнца ещё в году. Уже в х годах были определены составы атмосфер различных звёзд, в том числе и Солнца, и в то же время Густав Кирхгоф предположил существование фотосфер звёзд , в которых должен образовываться непрерывный спектр [39].
Другим вопросом, занимавшим учёных, был источник энергии звёзд: на рубеже XIX и XX веков была популярна идея, что звёзды светят, так как выделяют энергию при гравитационном сжатии. Проблема этой гипотезы была в том, что, по расчётам, для Солнца такого механизма должно было хватать на 10 7 лет, тогда как по геологическим сведениям Земля существовала уже не менее 10 9 лет.
После открытия радиоактивности Джеймс Джинс попытался объяснить свет звёзд именно ей, но эта идея также не могла объяснить такой длительный срок жизни Солнца; ему же принадлежала гипотеза, что энергия выделяется за счёт аннигиляции.
Наконец, в году Артур Эддингтон предположил, что энергия выделяется при превращении ядер водорода в ядра гелия , и, хотя он не представлял, как именно происходит это превращение, в конечном итоге эта догадка оказалась верной — уже в конце х годов были открыты протон-протонный и CNO-циклы превращения водорода в гелий. После того как был определён источник энергии звёзд, стали развиваться теории звёздной эволюции , которые позволили объяснить видимое разнообразие звёзд и их распределение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела [].
Разные народы выделяли разные астеризмы и созвездия , но практически во всех культурах в созвездия объединяли звёзды Большой Медведицы , Ориона и Плеяд.
Зачастую наблюдаемые фигуры на небе ассоциировались с теми или иными образами, предметами или животными, что у различных народов связывалось с их мифами и легендами.
Многие современные созвездия связаны именно с древнегреческой мифологией [] []. Звёздное небо и звёзды на нём во многих ранних цивилизациях воспринимались как божественные сущности — предположительно, эта идея зародилась в Месопотамии и оттуда распространилась по всему миру. Там же возникла и астрология , которая до Нового времени не отделялась от астрономии [] [].
Вид звёздного неба находит отражение и в более современных произведениях культуры. К примеру, ноктюрн — стиль живописи, которому присуще изображение ночных сцен, в частности ночного неба: одна из самых известных картин этого жанра — « Звёздная ночь » Винсента ван Гога. Также звёздам посвящаются различные произведения художественной литературы , а в научной фантастике зачастую рассматриваются конкретные звёзды или звёздные системы [] [] [].
Часто звёзды рассматриваются в более символическом смысле: в различных языках слово «звезда» имеет множество переносных значений.
Схематичное изображение звезды встречается на флагах более чем 40 стран, многие из которых исламские : в этой религии звезда и полумесяц — символ мира и жизни. Звёзды играют важную роль и в других религиях: например, в христианстве широко известен сюжет о Вифлеемской звезде [].
Материал из Википедии — свободной энциклопедии. Это стабильная версия , отпатрулированная 6 марта У этого термина существуют и другие значения, см. Звезда значения. Запрос «Звёзды» перенаправляется сюда; см.
Основная статья: Строение звёзд. Основная статья: Спектральные классы звёзд. Основная статья: Переменная звезда. Основная статья: Двойная звезда. Основная статья: Галактика. Основная статья: Эволюция звёзд. Основная статья: Звёздный нуклеосинтез.
Основная статья: Формирование звезды. Основная статья: Главная последовательность. Основная статья: Каталог звёздного неба. Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 18 октября Архивировано 1 января года. Star англ. Encyclopedia of Science. Архивировано 21 октября года. Размеры звезд методы определения рус.
Дата обращения: 29 октября Архивировано 23 июля года. Собственные движения «неподвижных» звезд и их значение в астрономии рус. Дата обращения: 26 октября Архивировано 25 июля года. Осипов ; —, т. International Astronomical Union. Архивировано 14 октября года.
Brightest stars неопр. Архивировано 23 октября года. Nearest stars неопр. Расстояния до космических объектов методы определения неопр.
Дата обращения: 30 октября Архивировано 4 июня года. Массы небесных тел методы определения неопр. Архивировано 7 ноября года. Дата обращения: 4 ноября Архивировано 26 ноября года. What Is the Biggest Star? Дата обращения: 3 января Архивировано 21 января года. Meet the most extreme stars англ. Архивировано 24 января года. Star Facts 13 сентября Архивировано 7 февраля года.
ESO 21 июля Дата обращения: 24 апреля
