определение; характеристики; классификации
физические и химические характеристики
термоядерные реакции в звёздах
перенос энергии
звёздная атмосфера
связи характеристик (спектр, цвет, температура, масса, размеры, светимость)
классификация по цвету, температуре, спектру
основные температурные/ спектральные классы
O, B, A, F, G, M, K, C (углеродные), S (циркониевые), бариевые;
звезды Вольфа-Райе
температура и светимость (диаграмма Герцшпрунга-Рассела)
классы светимости
классы звёзд по областям диаграммы
главная последовательность;
субгиганты; гиганты; красные гиганты; сверхгиганты;
субкарлики; красные карлики; голубые карлики; коричневые карлики; белые карлики;
голубые страгглеры ("отставшие")
звёзды с особыми физическими характеристиками
переменные звёзды; цефеиды; кратные звезды;
нейтронные звёзды; пульсары; новые; сверхновые; микроквазары
группы звёзд
кратные звезды; шаровые звёздные скопления; рассеянные звёздные скопления; ассоциации
происхождение звёзд; эволюция звёзд
история изучения
приложение
сокращения
технические термины и физические явления
Определение; характеристики; классификации
Звезда – массивное самосветящееся небесное тело, состоящее из газа и плазмы, в котором происходят термоядерные (ТЯ) реакции.
Основные параметры звезды: радиус, масса, температура ядра и поверхности, светимость, строение, спектр, состав. Параметры разных звёзд могут значительно различаться.
Со временем звёзды меняют свои характеристики, в первую очередь из-за ТЯ синтеза в них, который меняет химический состав и массу. Эволюция звёзд; она может проходить по-разному.
Физические и химические характеристики
радиус, масса, светимость, температура
Радиус Солнца (RS) – 6,96*105 км. Радиусы звёзд обычно находятся в диапазоне 10−2-103RS.
Масса Солнца (MS) – 1,99*1027 тн. Массы звёзд обычно находятся в диапазоне 0,075-120MS. Иногда встречаются звёзды большей массы, напр., R136a1 в 265 раз массивнее Солнца.
Светимость Солнца (LS) – 3,85*1023 кВт. Светимости звёзд могут составлять от 10−4 до 106LS.
Как меру светимости используют также абсолютную звёздную величину – это видимая звёздная величина, которую бы имела звезда, находясь на расстоянии 10 парсек от наблюдателя.
Температура абсолютно чёрного тела того же радиуса и светимости, что и звезда, называется её эффективной температурой. Эффективные температуры звёзд обычно составляют 2-50 тыс. К.
Значения температуры, плотности, давления растут при приближении к центру звезды: напр., в центре Солнца температура достигает 15,5 млн. К, плотность – 156 г/см3, давление – 2*1016 Па.
Диапазон температур в центрах звёзд довольно невелик: напр., для звезды с массой 0,1MS t в ядре составляет 4 млн. К, а для звезды с массой 50MS - 40 млн.
дополнительные физические характеристики
У всех звёзд имеется магнитное поле. У Солнца оно непостоянно; его напряжённость в пятнах достигает 4*103 эрстед. У магнитных звёзд наблюдаются поля напряжённостью до 3,4*104 эрстед.
Звёзды, как правило,находятся в гидростатическом и термодинамическом равновесии. Это верно и для переменных звёзд, т.к. их параметры обычно колеблются около точки равновесия. Вещество большинства звёзд подчиняется уравнению состояния идеального газа.
спектры; химический состав Звёзды состоят,в основном, из водорода и гелия. В некоторых звёздах, относимых к молодым, водород составляет ~75% массы, гелий ~25%. С течением времени доля гелия в составе звезды возрастает.
Спектры излучения звёзд обычно являются непрерывными с линиями поглощения. Иногда на фоне непрерывного спектра наблюдаются линии излучения.
Для наглядности звёздные спектры нередко сравнивают со спектром абсолютно чёрного тела, которое излучает ЭМ волны по закону Планка.
Термоядерные реакции в звёздах
В центральной части большинства звезд происходит ТЯ синтез, сопровождаемый выделением энергии. Исключениями являются протозвёзды и коричневые карлики. ТЯ синтез происходит либо в ядре звезды, где температура и давление максимальны, либо в слое вокруг инертного ядра; напр., у субгигантов, ядра которых состоят из гелия, а условия для его горения пока не достигнуты. У Солнца граница ядра находится на расстоянии 0,3RS от центра.
В разных типах звёзд проходят разные ТЯ реакции. Синтез из 4-х ядер водорода (протонов) ядра гелия; может идти двумя путями – протон-протонным циклом или CNO-циклом. В протон-протонном цикле происходит последовательное слияние протонов напрямую с превращением 4 протонов в ядро гелия; этот процесс доминирует при меньших температурах – в ядрах звёзд массы <1,5MS, на него приходится до 98% выделяемой энергии. В CNO-цикле углерод, азот, кислород являются катализаторами; за счёт этого процесса выделяется большая часть энергии в массивных звёздах. Если у звёзды этих элементов <10−10-10−9 массы (низкая металличность), то CNO-цикл не идёт, и единственным источником энергии является протон-протонный цикл. Эти ТЯ реакции самые энергетически эффективные и длительные.
При увеличении массы звезды увеличивается температура и плотность в её ядре; от этих параметров, в свою очередь, зависит частота ТЯ и т.о. мощность энерговыделения. Для протон-протонного цикла мощность пропорциональна T4 (T – температура в ядре), а для CNO-цикла – T17, поэтому при высоких температурах CNO-цикл приобретает основное значение.
Мощность выделения энергии на единицу массы этих двух процессов уравнивается при при температуре 18 млн. К (которая достигается в звёздах ~1,5MS). У Солнца при T =16 млн. К только 10% энергии выделяется в CNO-цикле.
В достаточно массивных звёздах синтезируются более тяжёлые элементы: сначала углерод в тройном гелиевом процессе, а в самых тяжёлых звёздах и более тяжёлые элементы вплоть до железа; дальнейший ТЯ синтез не идёт, так как "энергетически невыгоден" (?). Элементы тяжелее железа могут образовываться при т.н. взрывном ТЯ синтезе, который происходит, когда звезда теряет гидростатическое равновесие, напр., при взрывах сверхновых.
Коричневые карлики поддерживают горение дейтерия и лёгких элементов – лития, бериллия, бора, которые могут идти при довольно низких температурах. В самых массивных коричневых карликах могут в течение некоторого времени идти реакции синтеза гелия из водорода. Однако, в отличие от настоящих звёзд, горение водорода в них быстро прекращается и никогда не становится единственным источником энергии.
Перенос энергии
Энергия переносится из центра звезды к её поверхности. Есть два основных способа переноса энергии: 1) лучистый перенос, происходящий, когда вещество достаточно прозрачно для фотонов; 2) конвекция, происходящая, когда вещество оказывается слишком непрозрачным для лучистого переноса, из-за чего возникает температурный градиент, и вещество начинает перемешиваться. Соответствующие области звезды называются зоной лучистого переноса и конвективной зоной. В различных звёздах зона лучистого переноса и конвективная располагаются по-разному.
Чем больше масса звезды, тем больший % выделение энергии находится в её центре: напр., в звезде массы 10MS 90% энергии выделяется во внутренних 10%, а в звезде массы 1MS те же 90% энергии выделяются во внутренних 70%.
У звёзд с массами >1,5MS ядро конвективно, а внешние слои являются областью лучистого переноса. При уменьшении массы размер конвективного ядра становится меньше и появляется конвективная зона у поверхности звезды, т.к. из-за более низкой температуры внешние слои становятся непрозрачными и уменьшают эффективность лучистого переноса. При массе звезды <1,15MS конвективное ядро совсем исчезает. Т.о. звёзды массы 1,15-1,5MS имеют две небольших конвективных зоны – в ядре и у поверхности – разделённые зоной лучистого переноса; остальные части звезды устойчивы к конвекции; граница этих областей лежит на расстоянии 0,7RS от центра. К таким относится и Солнце. При дальнейшем уменьшении массы звезды конвективная зона у поверхности увеличивается, и для звёзд масс <0,2-0,5MS она включает весь объём звезды – такие звёзды полностью конвективны.
Структура звезды может меняться со временем: по мере накопления гелия прозрачность вещества увеличивается, что может приводить к остановке конвекции в ядрах звёзд малой массы.
Звёздная атмосфера
Область, в которой формируется наблюдаемое излучение.
Фотосфера – самая нижняя, непрозрачная часть атмосферы. В ней образуется непрерывный спектр излучения, а сама она при наблюдениях в оптическом диапазоне выглядит как поверхность звезды. С ней связано явление потемнения к краю: края звезды кажутся более тусклыми, чем центральные областей: напр., у Солнца в видимом диапазоне края тусклее центра на 40%.
У Солнца температура фотосферы составляет 6500K, плотность – 5*10−4 кг/м3.
Обращающий слой – слой звёздной атмосферы над фотосферой, в котором создаются линии поглощения спектра. У него более низкая температура и плотность, чем у фотосферы.
У Солнца температура этого слоя составляет 4500K, плотность – 10−7 кг/м3.
Хромосфера – слой звёздной атмосферы, в котором создаются эмиссионные линии спектра. У него более высокая температура, чем у фотосферы. Этого слоя нет у горячих звёзд.
У Солнца температура хромосферы 10000 K, но яркость в 100 раз меньше, чем у фотосферы.
Корона – верхний слой звёздной атмосферы, излучающий, в основном, в Р диапазоне. У короны очень высокая температура, достигающая у некоторых звёзд 10 млн. K, но очень низкая плотность и яркость. Светимость в этом слое <10−3 общей светимости звезды.
У Солнца температура короны 1,5 млн. К, светимость – 10−6LS. Из-за низкой светимости в оптическом диапазоне корона наблюдается у Солнца только во время полных затмений.
Звёздный ветер – стационарное истечение вещества из атмосферы в космос; заметен у многих звёзд. Самый мощный звёздный ветер производят массивные звёзды. У звёзд малой массы он уносит немного, но со временем значительно замедляет их вращение вокруг оси.
Связи характеристик (спектр, цвет, температура, масса, размеры, светимость)
Существуют корреляции между температурой, светимостью, спектром и видимым цветом (т.е. пиком излучения в оптическом диапазоне) – звезды с близкими значениями температуры имеют и сходные значения светимости, похожие спектры и цвета. Т.о. классификация звёзд по температуре является также классификацией их по светимости, спектру и цвету (и обратно).
Цвет звезды является в 1-ом приближении показателем температуры ее поверхности.
Т.к. масса звезды связана с температурой ее поверхности и светимостью (немного по-разному), её можно оценить по положению на ГП.
Спектр звезды характеризуют наличие и интенсивность линий поглощения и излучения; они возникают в результате переходов электронов между определёнными уровнями энергии; частота этих переходов и их возможность, а значит и вид спектра, зависят от температуры.
Спектр излучения звезды отчасти похож на спектр абсолютно чёрного тела и к нему можно применить закон смещения Вина: чем выше температура абсолютно чёрного тела, тем в более коротких волнах будет находится максимум спектра, а излучение будет более голубым.
Радиус (R), температура (T), светимость (L) определяются, в первую очередь, массой звезды. На них влияют и другие свойства звезды, в т.ч. состав, но в гораздо меньшей степени, чем масса.
Теоретические ограничения на массу ограничивают диапазон остальных параметров звёзд. Максимальная масса устойчивых звёзд составляет ~120MS. Хотя известны более массивные звёзды, они оказываются неустойчивыми, пульсируют и теряют массу, выбрасывая вещество в космос, пока не становятся устойчивыми. Нижний предел массы ~0,08MS: при меньшей массе звезда не может поддерживать ядерное горение водорода в своих недрах.
Классификация по цвету, температуре, спектру
Прежде всего, звёзды можно объединять в классы по цвету: голубые, белые, ...
Далее, их можно объединять в классы по набору спектральных характеристик (особенностей). Таким классам соответствуют классы по некоторым диапазонам температур, т.о. их можно назвать температурно-спектральными. Температурная шкала делится на регионы так, чтобы внутри региона были близкие спектры; что возможно т.к. температуры и спектры связаны.
Спектральный класс соответствует определённому химическому составу звезды.
Основные температурно-спектральные классы звёзд, в порядке уменьшения температуры, от >30 тыс. К до < 600К – O, B, A, F, G, K, M. Им соответствуют разные пики видимого диапазона и т.о. разные цвета. Каждый из классов делится на 10 подклассов от 0 до 9 в порядке уменьшения температуры (для O подклассы от O2 до O9). Иногда используют полуцелые подклассы, напр., B0,5. Классы с более высокой температурой называются ранними, с низкой – поздними; поскольку температура звёзд со временем, как правило, уменьшается, исключая переходы в другие фазовые состояния. Классы C и S имеют в спектрах заметные линии углерода и циркония. Классы L, T, Y называются коричневыми карликами.
Кроме них, в отдельные классы выделяют звёзды с особыми спектрами, хотя и подходящие в тот или иной главный класс по температуре, но существенно отличные от них по спектрам. Напр. в отдельный класс WR выделяют звезды Вольфа-Райо, имеющие сильные эмиссионные линии.
Если спектр звезды обладает особенностями, отличающими его от основного спектра класса, к её обозначению добавляется дополнительная буква. Напр., буква e означает, что в спектре есть эмиссионные линии; m – что в спектре сильны линии металлов, n и s – что линии поглощения широкие или узкие, neb – вид спектра указывает на наличие туманности вокруг звезды, p – спектр пекулярный (аномальный). Т.е. это дополнительное деление классов на подклассы.
Распределение звёзд по классам неравномерно: к классу M принадлежит ~73% звёзд нашей Галактики, к классу K ~15%, звёзд класса O – 0,00002%.
Класс Температура (К) Цвет Особенности спектра
O > 30 000 Голубой Присутствуют линии многократно ионизованных атомов, напр., He II, C III, N III, O III, Si V. Есть линии He I, линии H I слабы.
B 10 000 -30 000 Бело-голубой Интенсивность линий He I максимальна, появляются линии Ca II, видны линии O II, Si II, Mg II. Линии He II отсутствуют.
A 7400 -10 000 Белый Интенсивность линий H I максимальна, линии Ca II усиливаются, появляются линии нейтральных металлов. Линии He I пропадают.
F 6000 -7400 Жёлто-белый Линии Ca II и других металлов, к примеру, Fe I, Fe II, Cr II, Ti II, усиливаются, линии H I слабеют.
G 5000 -6000 Жёлтый Макс. интенсивн. линий Ca II, линии H I слабеют.
K 3800 -5000 Оранжевый В основном линии металлов, в т.ч. Ca I. Появляются полосы поглощения TiO, линии H I незначительны.
M 2500 -3800 Красный Присутствует множество линий металлов и молекулярных соединений, в особенности TiO.
C 2500 -3800 Красный Спектры похожи на таковые у звёзд классов K и M, однако вместо полос TiO наблюдаются сильные полосы поглощения соединениями углерода.
S 2500 -3800 Красный Спектры похожи на спектры звёзд класса M, но вместо полос TiO присутствуют полосы ZrO и другие молекулярные полосы поглощения.
L 1300 -2500 Тёмно-красный Выражены линии щелочных металлов, особенно Na I и K I, полосы TiO пропадают.
T 600 -1300 Тёмно-красный Присутствуют полосы CH4 и H2O.
Y < 600 Тёмно-красный Появляются линии NH3.
Основные спектральные/ температурные классы
Класс O
Температура >30 тыс. К; в спектрах доминирует синее и УФ излучение; показатель цвета B–V ~ −0,3m.
Отличительная черта спектра – линии поглощения многократно ионизованных элементов, в т.ч. Si V, C III, N III, O III. Сильные линии He II, в т.ч. серия Пикеринга. Линии нейтрального гелия и водорода есть, но слабы.
~15% звёзд классов O и B имеют эмиссионные линии. У многих в Р диапазоне есть эмиссия очень сильно ионизованных элементов, напр., Si XV.
К классу O принадлежат, в основном, самые массивные и яркие звёзды. Вносят главный вклад в светимость (но не массу) галактик. В галактиках, где звёзды класса O имеются, они очерчивают структуру спиральных рукавов.
Подклассы определяются интенсивностью линий ионизованного гелия.
Играют основную роль в обогащении галактик рядом элементов, напр., кислородом.
Живут короткий срок.
примеры
Альфа Жирафа, O9Ia, сверхгигант; Тета Ориона C, O7Vp, ГП.
Класс B
Температуры 10-30 тыс. К; бело-голубой цвет; показатель цвета B–V ~ −0,2m.
В спектрах, как и у звёзд класса O, есть линии ионизованных элементов, напр., O II, Si II, Mg II. Однако практически нет, или очень слабы линии He II. Линии нейтрального гелия, наоборот, очень сильны. Хорошо заметны линии водорода, в т.ч. серия Бальмера.
Часто встречаются линии излучения. Линии водорода усиливаются к поздним классам. Линии нейтрального гелия достигают максимума интенсивности в подклассе B2; далее ослабевают.
Звёзды ранних подклассов B имеют похожие физические и спектральные характеристики со звёздами класса O, поэтому их часто объединяют, под общим названием OB-звёзды.
примеры
Ригель, B8Iae, сверхгигант; Тау Ориона, B5III, гигант; Эта Возничего, B3V, ГП; 18 Тельца, B8V, ГП.
Класс A
Температура 7400-10000 K; белый цвет; показатели цвета B−V близки к 0.
В спектре очень сильны линии водорода, особенно серия Бальмера. Остальные линии гораздо слабее и могут быть почти незаметны. Линии нейтрального гелия отсутствуют или очень слабы.
Линии водорода достигают максимума интенсивности в подклассе A2. К поздним классам (т.е. при уменьшении температур) усиливаются линии Ca II и появляются линии некоторых нейтральных металлов.
Спектры довольно разнообразны. Более 30% звёзд класса A химически разнообразны: имеют сильный дефицит металлов или, наоборот, избыток тех или иных элементов.
Часто встречаются быстро вращающиеся звёзды, что делает их ярче.
примеры
Эта Льва, A0Ib, сверхгигант; Тубан, A0III, гигант; Вега, A0Va, ГП; Денебола, A3Va, ГП.
Класс F
Температура 6000-7400 K; жёлто-белый цвет; показатели цвета B–V ~0,4m.
В спектрах видны линии ионизованных и нейтральных металлов Ca II, Fe I, Fe II, Cr II, Ti II, ...
У более поздних подклассов линии ионизованных и нейтральных металлов сильнее, а линии нейтрального водорода – слабее.
У подклассов позднее F5 есть конвективная оболочка, поэтому избыток или недостаток тех или иных элементов на поверхности исчезает благодаря перемешиванию с более глубокими слоями. Т.о. химически пекулярных звёзд в поздних подклассах F почти нет, в отличие от A.
примеры
Арнеб, F0Ia, сверхгигант; Везен, F8Ia, сверхгигант; Ипсилон Пегаса, F8III, гигант; Процион, F5IV-V, ГП.
Класс G
Температура 5000-6000K; цвет жёлтый, показатели цвета B-V ~0,6m.
В спектрах наиболее отчётливо видны линии металлов, в т.ч. железа, титана и, особенно, Ca II. В спектрах звёзд-гигантов видны линии циана. Линии водорода слабы и не выделяются среди линий металлов.
Линии Ca II имеют максимум интенсивности в подклассе G0. Линии металлов усиливаются к поздним подклассам.
примеры
Эпсилон Близнецов, G8Ib, сверхгигант;- Каппа Близнецов, G8III-IIIb, гигант; Солнце, G2V, ГП; Каппа Кита, G5V, карлик.
Класс K
Температура 3800-5000K; цвет оранжевый, показатели цвета B−V ~1,0m.
В спектрах хорошо видны линии металлов, в частности, Ca I, и других элементов, которые видны и у звёзд класса G. Линии водорода очень слабы и практически незаметны на фоне многочисленных линий металлов. Появляются широкие полосы поглощения молекул: напр., TiO (в подклассе K5 и в более поздних). Фиолетовая часть спектра довольно слаба.
В поздних подклассах линии металлов продолжают усиливаться, а линии водорода – ослабевать. Линии молекулы CH имеют максимум в подклассе K2.
Встречаются звёзды с аномально сильными, или, наоборот, слабыми линиями циана; в последнем случае особо слабыми могут быть линии молекулы CH, что объясняется тем, что из углерода в первую очередь образуются молекулы CN, а не CH.
Для определения подклассов, как и в классе G, могут использоваться линии Ca I, Fe I или Mg I сами по себе, либо отношение интенсивностей их и линий водорода: напр., Fe l λ4046 к линии Hδ.
Выделен подкласс бариевых звёзд: в них особо сильны линии Ba II и часто усилены линии Sr II и CN, а также, в меньшей степени, Y II и CH.
примеры
Дзета Цефея, K1.5Ib, сверхгигант; Арктур, K1.5III, гигант; гамма Дракона (Этамин), K5III, гигант; Эпсилон Эридана, K2V, ГП.
Ближайшая к Земле звезда класса K – Альфа Центавра B, удалённая на 4,37 св.л.
Звёзды класса K составляют 15,1% от общего числа звёзд Млечного Пути..
Класс M
Температура 2500-3800 K; цвет красный; показатели цвета B–V ~1,5m
В спектрах есть молекулярные полосы поглощения TiO и других молекулярных соединений. Также наблюдается много линий нейтральных металлов, из которых наиболее сильна линия Ca I. У поздних подклассов усиливаются полосы TiO.
Гиганты и сверхгиганты часто переменны; их переменность долгопериодична, напр., у Миры.
примеры
Бетельгейзе, M1-M2Ia-Iab, сверхгигант; Бета Пегаса, M2.5II-III, гигант; 40 Эридана C, M4.5V, ГП.
Класс C (углеродные звезды)
По определению, ответвление класса K/ G, в спектре которых преобладает полоса молекулы C/sub>2.
Температура 2500-3800 K; цвет красный; показатели цвета B–V ~1,5m.
Спектры похожи на таковые у классов M, но вместо полос TiO наблюдаются сильные полосы поглощения атомарного углерода и некоторых его соединений, напр., C2, CN, CH.
Высокие уровни могут быть у углеродных соединений, CH, CN (циан), C3 и SiC2.
Углерод образуется в ядре и распространяется в верхние слои, изменяя состав слоёв. Другие элементы образуются в результате распада гелия, и s-процесс тоже увеличивает их образование таким же путём, из-за чего появляются литий и барий.
В атмосфере больше углерода, чем кислорода; два компонента смешиваются в верхних слоях звезды, образуя монооксид углерода, который связывает весь кислород в атмосфере, оставляя атомы углерода свободными для образования других углеродных соединений, дающих звезде "черноватую" атмосферу и ярко-красный вид в оптическом диапазоне. В звездах типа Солнца атмосфера более насыщена кислородом, чем углеродом.
Вещество, окружающее углеродную звезду, может затенять её, т.к. пыль поглощает весь видимый свет.
Большинство углеродных звёзд – переменные, неправильные и полуправильные.
Красные гиганты; изредка красные карлики/ известны углеродные звёзды-карлики, которых, возможно, даже больше, чем гигантов. Есть гиганты и яркие гиганты, из асимптотической ветви. У гигантов содержание углерода на поверхности сильно увеличено.
подклассы
Делятся на 5 подклассов: C-R более горячий; C-N более холодный; C-J сильны линии изотопа углерода 13C; C-H сильны линии соединения CH; C-Hd слабы линии водорода и его соединений.
примеры
У (U) Жирафа, C-N5, красный гигант; Y Гончих Псов, C-J, красный гигант; R Зайца, C7,6e, красный гигант; CW Льва (IRC10216), C9,5e, красный гигант.
Класс S (циркониевые звезды)
По определению, ответвление от класса K / G, в спектре которых есть полосы ZrO.
Температуры 2500-3800 K; цвет красный; показатели цвета B–V ~1,5m (также всё аналогично классу M).
Спектры тоже похожи на спектры звёзд классов M, но вместо полос TiO присутствуют полосы ZrO и другие молекулярные полосы поглощения: YO, LaO.
примеры
S Большой Медведицы, S0,9e-S5,9e, красная пульсирующая переменная.
Бариевые звезды
По определению, ответвление от класса K / G, в спектре которых есть линии поглощения бария Ba II (455,4 нм) и стронция Sr II (421,5 нм).
Температура 4300-6500 К.
Есть расширенные спектральные линии углерода; часто усилены линии Sr II и CN, а также, в меньшей степени, Y II и CH.
Гиганты (?)
Все бариевые звёзды двойные. Наблюдения в УФ обнаружили в некоторых бариевых звёздных системах белых карликов.
происхождение, эволюция
Набор элементов может указывать на то, что они попадают на поверхность в результате вычерпывания во время стадии асимптотической ветви гигантов.
/ звёзды ГП, у которых аномалии химического состава вызваны обменом веществом в двойной системе. Именно, компаньон, звезда-донор, была углеродной, лежащей на асимптотической ветви гигантов; она произвела ТЯ синтезом в своём ядре углерод и элементы s-процесса, которые попадали конвекцией на её поверхность. Часть этого вещества "загрязнила" поверхностные слои второй звезды, поскольку звезда-донор потеряла массу в конце своей эволюции на АВГ и, позже, превратилась в белого карлика (?).
примеры
Дзета Козерога; HR 774; HR 4474; Бета Ворона; Йота Рака A.
Звёзды Вольфа-Райе
По определению в спектре есть сильные линии излучения различных элементов: H I, He I-II N III-V, C III-IV, O III-V; у других звёзд наблюдаются линии поглощения. Интенсивность линий излучения этих элементов может в 10-20 раз превышать интенсивность в соседних участках непрерывного спектра.
физические параметры
Температуры очень высокие, 25-200 тыс. K; т.о. и светимости.
Массы >5MS, в среднем 10MS.
Испускают сильный звёздный ветер, скорости вещества в котором >1000-2000 км/сек. Это приводит к потере звездой массы 10−6-10−4MS/ год и рассеянию в космосе тяжёлых элементов.
Ширина линий излучения 50-100 ангстрем, что указывает на сильный звёздный ветер.
Переменны. Изменения блеска носят неправильный характер; амплитуда их изменений в полосе V – до 0,1m. Возможно, их переменность вызвана непостоянством их звёздного ветра.
~1/2 звёзд входят в тесные двойные системы, в которых второй компонент чаще всего звезда класса O или B, с массой больше, чем у звезды Вольфа-Райе.
спектры, химический состав
Хотя эффективная температура звёзд Вольфа-Райе очень велика, непрерывная часть спектра излучения имеет не такую высокую температуру: её температура в видимом диапазоне 10-20 тыс. K. При этом вещество, эмиссионные линии которого наблюдаются в спектре, имеет потенциал ионизации до 100 эВ, что соответствует температуре 100 тыс. K.
Интенсивность линий излучения звёзд Вольфа-Райе падает ниже среднего уровня в их синей части. Такие спектры носят название "профили P Лебедя" по названию звезды.
Содержат мало водорода / лишились практически всей водородной оболочки; богаты гелием; который сгорает в их ядре.
подклассы
Делятся на три подкласса, по виду спектра: азотный (WN), углеродный (WC), кислородный (WO) – в спектрах звёзд этих типов преобладают соответствующие линии. В спектрах звёзд WN и WC есть слабые линии водорода.
Звёзды кислородного типа встречаются редко; известно 9 таких звёзд.
Каждый из этих подклассов разделяется дополнительно, по отношению интенсивностей линий этого вещества в разных степенях ионизации. Азотный тип делится на 8 подтипов, от WN2 до WN9, углеродный – на 6 подтипов от WC4 до WC9, кислородный – на подтипы WO1-WO4.
Некоторые звёзды имеют промежуточный вид спектров между азотным и углеродным типами, и выделяются в отдельный класс WN/C.
Подтипы, обозначенные меньшим числом, называют ранними, большим – поздними; звёзды более ранних подтипов имеют более высокую температуру.
сходные классы
Похожие спектры есть у некоторых белых карликов, но массы и светимости тех куда меньше, чем у звёзд Вольфа-Райе.
Звёзды класса O также имеют очень высокие температуры, при этом у ряда звёзд класса O в спектрах есть линии излучения, а у звёзд Вольфа-Райе в спектрах – линии поглощения водорода. Поэтому некоторых наиболее массивных звёзд ГП относят к звёздам Вольфа-Райе азотного типа; их обозначают WNh; такова, напр., R136a1. Звёзды типа WNh имеют массы >75MS.
Некоторые звёзды с промежуточными параметрами относят сразу к двум классам.
происхождение
Большинство звёзд Вольфа-Райе – звёзды поздней стадии эволюции, на которой они лишились почти всего водорода и сжигают в ядре гелий.
В звезды Вольфа-Райе переходят звёзды ГП с массой в среднем 35MS, которые на некотором этапе потеряли большую часть массы и водородной оболочки; последняя может образовать вокруг звезды туманность Вольфа-Райе. На этапе Вольфа-Райе масса в среднем составляет ~10MS. Это может произойти по двум сценариям: 1) Если одиночная звезда имеет массу >25MS, то, после схода с ГП и превращения в сверхгигант, у неё из-за большой светимости может начаться сильное истечение вещества внешних слоёв, в основном, водорода, в окружающее пространство, и звезда превращается сначала в яркую голубую переменную, а затем в звезду Вольфа-Райе. 2) В тесной двойной системе с компонентами достаточно большой массы более массивная звезда раньше завершает свой путь на ГП и начинает увеличиваться в размере. В какой-то момент она заполняет свою полость Роша и вещество её внешних слоёв начинает перетекать к другой звезде. Далее она становится звездой Вольфа-Райе. Затем от неё остаётся компактный объект. Когда вторая звезда сходит с ГП, то уже её вещество начинает перетекать к этому объекту, и вначале менее массивная звезда тоже может стать звездой Вольфа-Райе.
эволюция
В таком состоянии звезда проводит <300000 лет. / их возраст < нескольких миллионов лет.
Звёзды Вольфа-Райе со временем теряют массу, что ведёт к изменению их состава и спектра. Т.о. одна и та же звезда в разное время принадлежит к разным типам: сначала это WN, затем WC.
Принадлежность звезды к какому-то типу определяется долей потерянного вещества, которая увеличивается со временем. В ходе эволюции звёзды переходят из класса WN в WC, затем в WO.
Звёзды типа WO очень редки и плохо изучены; предположительно, на этой стадии звезда либо заканчивает синтезировать углерод из гелия, либо в ней уже сжигаются элементы тяжелее гелия. Стадия WO должна длиться очень короткое время, <104 лет. Через неё, вероятно, проходят лишь звёзды с начальными массами 40-60MS.
Звёзды типа WNh через некоторое время теряют часть массы, становятся яркими голубыми переменными, затем снова становятся звёздами Вольфа-Райе.
В конечном итоге звёзда Вольфа-Райе превращается в сверхновую. Тип сверхновой зависит от начальной массы звезды: если она >40MS, то сверхновая имеет тип Ib, если < то Ic.
история изучения
1867 г. Шарль Вольф и Жорж Райе, астрономы Парижской обсерватории, заметили в спектрах трёх звезд в созвездии Лебедя сильные эмиссионные линии.
1930 г. Карлайл Билз предположил существование двух типов звёзд Вольфа- Райе: азотной и углеродной; в 1933 г. его предположение подтвердилось.
примеры
P Лебедя.
Достаточно редки; известно k100 (несмотря на яркость); по оценкам, в Млечном Пути их 1-2 тысячи. 30 таких звёзд известно в галактике Андромеды.
Концентрируются у плоскости Галактики.
Температура и светимость (диаграмма Герцшпрунга-Рассела)
Отметим на плоскости OXY для каждой звезды из некоторой группы звёзд значения её температуры / спектрального класса (по оси OX) и светимости (по оси OY). Полученный набор точек называется диаграммой Герцшпрунга-Рассела. В левой части диаграммы находятся горячие голубые звёзды, в правой – холодные красные; в верхней части находятся яркие звёзды, в нижней – тусклые.
Для относительно компактных групп звёзд (напр. нашей Галактики или шаровых скоплений) диаграмма Г-Р разделяется на несколько областей (ветвей). Одна, самая многочисленная, идёт из верхнего левого угла диаграммы в правый нижний, это – главная последовательность. Также есть заметные ветви красных гигантов, субгигантов, белых карликов и др. Из ветвей можно выделять подветви.
Для ветвей (и подветвей) есть формулы зависимости светимости от температуры; для каждой – своя. Ветви и подветви имеют характерный для каждой из них тип ТЯ синтеза (гелий из водорода, углерод из гелия, ...) и его место (ядро, слой вокруг ядра, ...). Оба эти факта связаны между собой; т.е. функция зависимости светимости от температуры для звезды определяется типом и местом ТЯ синтеза в ней.
Звёзды главной последовательности называются карликами. Солнце – жёлтая звезда ГП ("жёлтый карлик"); его спектрально-температурный класс – G2.
Поскольку звёзды в каких-то фазах своего существования со временем, из-за излучения, охлаждаются, то диаграмма на этих фазах отражает их эволюцию – изменение со временем температуры, светимости, спектра и пр.
 |
 |
| Диаграмма Г-Р для 22 тыс. звёзд из каталога Гиппарха и ~1000 близких звёзд из каталога Глизе. |
| Диаграмма Г-Р по данным Gaia для >4 млн. звёзд на расстоянии до 5 тыс. св.л. от Солнца |
Диаграмма Г-Р для шаровых и рассеянных скоплений
На диаграмме Г-Р для звёздных скоплений хорошо заметны те же области: ГП, субгигантов, красных гигантов, горизонтальная. Часто наблюдается асимптотическая ветвь гигантов, белые карлики. Но у диаграммы Г-Р для звёздных скоплений есть и отличия от диаграмм, построенных для других групп близких звёзд.
В шаровых скоплениях ГП ограничена сверху относительно невысокой светимостью. Это означает, что звёзды там старые, т.к. в верхней части ГП находятся лишь молодые звёзды. Далее, в шаровых скоплениях ветвь субгигантов узкая: это означает, что все звёзды, которые изначально располагались на ГП немного выше точки поворота (к субгигантам), одновременно покинули ГП. Звёзды на ГП выше точки поворота – голубые страгглеры – вероятно, возникли при слияния звёзд. Из-за пониженного содержания металлов ГП в шаровых скоплениях расположена ниже, чем, напр. в рассеянных скоплениях.
 |
 |
| Диаграмма Герцшпрунга - Рассела для шарового звёздного скопления M5. Бордовый цвет - ГП, ветвь субгигантов и нижняя часть ветви красных гигантов; красный - ветвь красных гигантов; жёлтый - горизонтальная ветвь, зелёный - переменные типа RR Лиры, голубой - асимптотическая ветвь гигантов. |
| Диаграмма Герцшпрунга - Рассела для двух рассеянных звёздных скоплений: M 67 и NGC 188 |
Классы светимости
Классы светимости были введены по диаграмме Г-Р; так, чтобы областям концентрации на диаграмме <-> классы. Они (как и области) могут пересекаться.
Классы светимости, от более ярких к более тусклым: I – сверхгиганты; из них Ia - яркие сверхгиганты; Iab – сверхгиганты; Ib - сверхгиганты низкой светимости; II - яркие гиганты; III – гиганты; IV – субгиганты; V - звёзды главной последовательности VI – субкарлики; VII – белые карлики.
Звёзды одного класса имеют близкие спектры и температуры, но могут иметь разные размеры и, как следствие, светимости.
Спектры звёзд одного класса, но разной светимости, также имеют различия. Напр., в классах B - F у более ярких звёзд линии водорода уже и глубже, чем у звёзд меньшей светимости; в одном и том же классе звёзды-гиганты краснее и их линии ионизованных элементов сильнее, чем у звёзд ГП.
На светимость и температуру влияет металличность звезды. Так, субкарлики, хотя и выделяют энергию за счёт горения водорода в ядре, но бедны тяжёлыми элементами. Из-за этого они имеют звёздные величины на 1-2m слабее, чем звёзды ГП тех же спектральных классов.
Классы звёзд по областям диаграммы (ветви диаграммы)
Главная последовательность
Область на диаграмме Г-Р; почти диагональная полоса от ярких голубых к тусклым красным.
Все звёзды ГП, независимо от размера, называют "карликами". Но не все звёзды, называемые карликами, относятся к ГП; есть, напр., белые и коричневые карлики, их не относят к ГП.
физические и химические параметры
Температуры 3-50 тыс. K. Радиусы 0,1-10RS и более. Светимости 10−4-103LS (абсолютные звёздные величины −6m – +16m). Этой группе звёзд приписан класс светимости V.
Положение звёзды на ГП (т.е. её температура и т.о. величина светимости) зависит, в основном, от массы; гораздо слабее – от возраста и химического состава/ металличности звезды. Чем больше масса звезды ГП, тем выше её температура (и т.о. светимость); т.о. тем выше её место на ГП. Напр., звезда массы 0,1MS будет иметь температуру 3000K, светимость 0,0002LS, класс M6; звезда массы 18MS – температуру 33000K, светимость 30000LS, класс O9,5. Для звёзд ГП светимость и массе связаны так: L ~ kMal, где al = 1 - 5 в разных диапазонах масс; в основной части, для средних масс, al =3,5-4.
Звёзды верхней части ГП однородны по составу; состоят, в основном, из водорода (~91% по числу частиц, 75% по массе) и гелия (~9% по числу частиц, 25% по массе); этот их состав близок к составу межзвёздной среды. Также эти звёзды содержат немного тяжёлых элементов.
При спуске вниз по ГП – что соответствует уменьшению температуры – доля гелия в центре и тяжёлых элементов растёт; это результат происходящих ТЯ.
Переменные звёзды ГП временами меняют своё положение на диаграмме.
выработка энергии; перенос энергии
Звёзды ГП выделяют энергию в ТЯ синтеза гелия из водорода. Есть два пути синтеза гелия: протон-протонный цикл и CNO-цикл. Первый доминирует у звёзд массой <1,5MS, второй вносит основной вклад в светимость более массивных звёзд.
Внутреннее строение зависит от массы: звёзды малых масс полностью конвективны; у звёзд промежуточных масс происходит лучистый перенос в ядре и конвекция во внешних слоях; у массивных звёзд – конвекция в ядре и лучистый перенос во внешних слоях. Конвекция приводит к перемешиванию вещества, что выравнивает химический состав конвективного слоя. Это влияет на эволюцию звезды и на то, будет ли сохраняться химическая однородность её слоёв.
эволюция на ГП
Начальные параметры звёзды ГП зависят в первую очередь от её массы и, в гораздо меньшей степени, от возраста и начального химического состава (% металлов): чем больше масса звезды, тем больше её температура, радиус и светимость. Напр., звезда массы 0,15MS будет иметь светимость 0,0002LS, температуру 3000K, класс M6; звезда массы 18MS – светимость 30000LS, температуру 33000K, класс O9,5.
При сгорании водорода в ядре звёзд накапливается гелий. В зависимости от массы звезды и расположения конвективной зоны он может или распределяться по всему её объёму, или остаться внутри ядра.
Пока звезда находится на ГП, ТЯ реакции с участием гелия не идут.
Водорода в ядре остаётся меньше; из-за этого звезда сжимается. Сжатие увеличивает давление в ядре, и т.о. мощность энерговыделения и светимость звезды; т.о. звезда меняет положение на диаграмме Г-Р. Напр., 4,5 млрд. лет назад Солнце, уже находясь на ГП, имело светимость ~0,7LS.
Звезда находится на ГП до почти полного прекращения ТЯ реакций в ядре синтеза гелия.
Затем их основная часть переходит на ветвь субгигантов, где ТЯ идут иначе, что определяет иной вид эволюции- изменения со временем параметров звезды.
Звёзды массы <0,2MS полностью конвективны и т.о. однородны химически; когда в ядре заканчивается водород, то он заканчивается и во всей звезде; на ветвь субгигантов не попадают.
У звёзд массы 0,2-1,5MS после исчерпания водорода в ядре начинается ТЯ синтез из водорода гелия в оболочке, в основном, в CNO-цикле. Она превращается в субгиганта.
У звёзд массы >1,5MS энерговыделение сильнее сосредоточено в центре, поэтому после того, как в ядре заканчивается водород, ТЯ синтез на короткое время останавливается совсем. Затем звезда сжимается, до тех пор, пока не будут достигнуты условия для синтеза гелия в оболочке. Пока происходит сжатие, её температура и светимость повышаются; т.о. на диаграмме Г-Р она движется вверх и вправо, совершая т.н. крюк. После начала ТЯ синтеза гелия в оболочке она превращается в субгиганта.
Время нахождения на ГП зависит от массы. У самых тяжёлых звёзд оно порядка нескольких млн. лет, у самых маломассивных ~10 трлн. лет, что > возраста Вселенной. Время определяется количеством энергии, которое получается при сжигании водород в ядре и светимостью. При делении одной величины на другую получается время. Напр., если Солнце сможет сжечь в ядре ~10% своей массы, а при превращении водорода в гелий только 0,7% массы вещества переходит в энергию, то для Солнца tS = 0,007*0,1MSc2/LS. tS ~1010 лет.
Для большинства звёзд ГП зависимость светимость - масса L ~ k*M4; поэтому, чем больше масса звезды, тем меньше её срок её нахождения на ГП; время жизни зависит от массы t ~ k1M-3. Самые маломассивные звёзды могут находиться на ГП k трлн. лет. Такой срок достигается не только благодаря низкой светимости, но и т.к. они полностью конвективны и тратят в ядерных реакциях весь водород, который имеют.
Стадия ГП является самой длительной стадией эволюции звёзд, поэтому 90% звёзд лежат на ГП. Это обусловлено тем, что на последующих стадиях звёзды имеют значительно большую светимость и быстрее расходуют энергию. Напр., для Солнца с начала его формирования до превращения в белый карлик пройдёт 12,4 млрд. лет, из которых на ГП оно проведёт 10,9 млрд.
эволюция после ГП (обзор)
С течением времени в ядре звезды ГП водород выгорает; там накапливается гелий.
В некоторый момент в ядре накапливается слишком много гелия и горение водорода не может продолжаться в том же режиме/ ядро становится полностью гелиевым.
Дальнейшая эволюция звёзд зависит от их массы.
Звёзды массы <0,2MS. Они полностью конвективны и потому химически однородны. Это красные карлики. Из-за очень большого срока жизни таких звёзд, который должен быть > возраста Вселенной, заметная их эволюция не наблюдаются, имеются лишь её расчёты / длительность стадии ГП для них > возраста Вселенной; среди них ещё нет тех, что сошли с ГП.
Звёзды средней массы. Они проходят стадии субгигантов, красных гигантов, горизонтальную ветвь, голубую петлю и асимптотическую ветвь. Эти стадии различаются характером ТЯ реакций. На стадии субгигантов горит водород в оболочке; красных гигантов – гелий в ядре.
Звёзды с массами >1,2-1,3MS имеют конвективное ядро достаточных размеров, чтобы в его границах проходили все ТЯ реакции. Ядра таких звёзд химически однородны, и, т.о., когда доля водорода в ядре падает ниже некоторого предела/ ядро звезды станет почти полностью гелиевым, реакции прекращаются сразу во всём ядре. Водород присутствует в оболочке вокруг ядра.
У звёзд массы <1,5MS в оболочке идёт синтез гелия.
У звёзд массы >1,5MS сначала происходит кратковременное сжатие, которое ведёт к разогреву оболочки; на диаграмме Г-Р звезда движется вверх и влево – описывает т.н. крюк. Когда оболочка вокруг гелиевого ядра (слоевой источник) станет достаточно горячей и плотной, в ней начинается ядерное горение водорода.
У звёзд массы >10MS горение гелия начинается до превращения в красного гиганта. Внешние слои расширяются и охлаждаются; на диаграмме звезда движется вправо; получается сверхгигант.
Субгиганты
Звёзды, которые на диаграмме Г-Р занимают промежуточную область между ГП и гигантами.
Классы F, G, K.
Ярче звёзд ГП того же класса, но тусклее гигантов. Светимости 10-102LS. Им приписан класс светимости IV.
Ядра состоят в основном из гелия.
ТЯ синтез в ядрах закончился, но продолжается в слое вокруг ядра, содержащего достаточно водорода и имеющего достаточно высокую температуру, чтобы там происходил синтез гелия.
У субгигантов, в отличии от гигантов, внешние слои ещё не полностью конвективны, т.е. у них конвективная зона не распространена на всю оболочку звезды.
происхождение
Субгигантами становятся звёзды ГП массы >0,2MS с некоторого момента, а именно, когда в ТЯ реакциях в ядре исчерпается п.в. водород (остаётся <1% по массе).
Сжатие прекращается и звезда становится субгигантом.
эволюция
Начинается ТЯ синтез гелия из водорода в оболочке, в основном, в CNO-цикле.
Внешние слои звезды расширяются и охлаждаются, при этом светимость меняется слабо; т.о. на диаграмме Г-Р она движется вправо.
Из-за того, что ТЯ реакции происходят на границе ядра и внешних оболочек, масса гелиевого ядра во время этой стадии растёт, а слоевой источник удаляется от центра.
В какой-то момент масса ядра превышает предел Чандрасекара, равный ~8% от массы звезды, и ядро начинает сжиматься; у звёзд массы >2,5-3MS (точное значение зависит от состава), в начале стадии субгигантов масса ядра уже больше этого предела. У менее массивных звёзд наступает вырождение газа в ядре, которое препятствует сжатию. От вырождения ядра зависит, как именно позже начнётся горение гелия.
В любом случае, внешние оболочки постепенно становятся менее прозрачными, лучистый перенос энергии прекращается; в оболочке создаётся протяжённая конвективная зона.
Звезда начинает быстро увеличивать свой размер и светимость, а её температура поверхности практически не меняется.
Массивные субгиганты некоторое время находятся на полосе нестабильности, как цефеиды; очень недолго, 102-104 лет. (Лишь малая часть цефеид – субгиганты; в основном звёзды становятся цефеидами на более поздних стадиях эволюции).
У звёзды массы <10MS через некоторое время в слое вокруг ядра начинается ТЯ синтез гелия; она становится красным гигантом.
У звёзды массы >10MS гелий сразу начинает гореть в ядре/ и оболочке; она становится яркой голубой и переменной, затем становится либо красным сверхгигантом, либо, при потере оболочки из-за сильного вёздного ветра – звёздой Вольфа-Райе.
У массивных звёзд стадия субгиганта завершается за k млн. лет (напр. для 3MS -12 млн., 6 MS – 1 млн.), т.е. быстро; поэтому занимаемая ими на диаграмме Г-Р область содержит мало звёзд и называется пробелом Герцшпрунга. Для маломассивных звёзд эта стадия длится дольше. В шаровых звёздных скоплениях отчётливо видны группы субгигантов.
примеры
Бета Южной Гидры; Процион.
Гиганты
Звёзды высокой светимости 102-106LS и больших размеров. Они лежат вне ГП.
 |
Разбиты на подклассы, в зависимости от светимости; также по температуре (классам).
Каждый подкласс образует отдельную область на диаграмме Г-Р.
Гиганты - светимости 102-103LS; приписан класс светимости III.
В "верхних" классах O, B, A, F гиганты и звёзды ГП близки по светимости и т.о. на диаграмме Г-Р эти группы располагаются рядом (их различает масса/ размер); в следующих классах (G, K, M) области гигантов и звёзд ГП на диаграмме далеки друг от друга. При снижении температурного класса светимость у гигантов растёт, а у звёзд ГП падает (первая ветвь идёт вверх, а вторая - вниз). Напр., при переходе от класса G0 к классу M5 у гигантов светимость возрастёт в среднем с 30 до 1000LS, а у звёзд ГП - снизится с 1,5 до 0,01LS.
Яркие гиганты - светимости 103-104LS; приписан класс светимости II
Сверхгиганты - светимости 105-106LS; приписан класс светимости I,
Гипергиганты.
Голубые гиганты - гиганты классов O - B.
Красные гиганты - гиганты классов K – M. Образуют относительно компактную область на диаграмме Г-Р.
Горизонтальная ветвь гигантов – гиганты, имеющие абсолютную звёздную величину 0m; на на диаграмме Г-Р они расположены горизонтально. Горизонтальные ветви хорошо заметны на диаграммах Г-Р для шаровых звёздных скоплений. Температуры звёзд горизонтальных ветвей сильно варьируются (т.е. к ней принадлежат звёзды разных температурно-спектральных классов). Через часть горизонтальной ветви проходит полоса нестабильности - звёзды на ней подвержены пульсациям/ переменны; напр. RR Лиры.
Красное сгущение – красная (= низкотемпературная) часть горизонтальной ветви. Она плотно населена; звёзды в ней более массивные и металличные, видимо, из населения I. Остальная часть горизонтальной ветви произошла, видимо, из населения II.
Красные сверхгиганты – сверхгиганты (красных) классов K - M.. Имеют более высокую, чем гиганты, светимость при также невысокой температуре; крупнее и ярче гигантов; на диаграмме Г-Р находятся выше ветви красных гигантов.
Красные гиганты
Гиганты классов K-M. Они образуют компактную ветвь на диаграмме Г-Р; в области гигантов.
физические характеристики
Большие радиусы, 10-200RS.
Высокая светимость, 102-104LS. Высокие светимости – следствие больших радиусов.
Температура мала, 3000-5000K; это придаёт им красный цвет.
Излучают, в основном, в красном и ИК диапазоне.
Массы 0,2-10MS. Плотность в среднем 10−4-10−3 г/см3.
Ядра очень плотные; у некоторых масса ядра может быть 1/4 массы звезды, при Rядра <1/1000 Rзвезды; плотность таких ядер ~3,5*105 г/см3. Внешние слои протяжённы и сильно разрежены.
Характерен сильный звёздный ветер, который создают оболочки; темп потери массы может достигать 10−4MS/год.
Часто проявляют переменность, в т.ч. с высокой амплитудой.
спектры, химический состав
Классы K и M;
В спектрах наблюдаются полосы поглощения молекул.
В ядрах водород уже исчерпан. Ядро состоит из гелия; оно сначала инертно, затем в нём начинается горение гелия, при котором синтезируется углерод и кислород. Когда в ядре исчерпывается и гелий, оно снова становится инертным, и состоит из углерода и кислорода.
При массе звезды >2,3MS гелиевое ядро находится в состоянии, близком к идеальному; при меньшей массе оно оказывается вырожденным.
выработка энергии; перенос энергии
Ядерное горение водорода в слоевом источнике.
С некоторого момента начинается ядерное горение гелия в ядре; из него синтезируется углерод и кислород. Потом в ядре исчерпывается и гелий, оно снова становится инертным.
Красные гиганты имеют протяжённую конвективную оболочку, в отличие от субгигантов; конвекция способна выносить элементы, синтезированные в недрах, на поверхность.
У красных гигантов с относительно небольшой массой (порядка MS) изотермические ядра состоят, в основном, из гелия; у более массивных звёзд – из углерода и более тяжёлых элементов. Однако в любом случае плотность такого изотермического ядра настолько высока, что расстояния между электронами образующей ядро плазмы становятся соизмеримыми с их длиной волны де Бройля, т.е. выполняются условия вырождения электронного газа. Плотность изотермических ядер соответствует плотности белых карликов, т.е. ядрами красных гигантов являются белые карлики.
подклассы
Красное сгущение. Низкотемпературная часть горизонтальной ветви гигантов. Температуры ~5000 K; разброс температур невелик. Температурно-спектральные классы G8-K0.
Светимости также в небольшом диапазоне; разброс звёздных величин ~0,2m.
На диаграмме Г-Р они сконцентрированы в небольшой области.
Массы 0,5-2,5/3MS.
Ядро почти полностью состоит из гелия. Состав внешней оболочки мало отличен от состава межзвёздной среды (т.е. водорода и гелия); в оболочках лишь немного больше гелия из-за первого вычерпывания, происходившего на стадии красного гиганта.
Металличность порядка солнечной.
В ядре ТЯ горение гелия, в тройной гелиевой реакция; образуются углерод и кислород.
На границе ядра и оболочки ТЯ горение водорода, в основном в CNO-цикле.
Звёзды населения I.
Асимптотическая ветвь гигантов. Расположена на диаграмме в области низких температур (т.е. красных гигантов) и высокой светимости; проходит от горизонтальной ветви к верхней части ветви красных гигантов.
Массы малые и средние.
Ядра инертны, состоят из углерода и кислорода; гелий закончился.
Горение гелия в оболочке вокруг ядер.
Часто переменны; у них сильный звёздный ветер.
АВГ делится на раннюю асимптотическую ветвь и область тепловых пульсаций, согласно поведению звёзд на ней.
происхождение и эволюция
Обзор. С течением времени звёзды массы 0,2-10MS из ГП превращаются в красных гигантов; потом либо, оставаясь красными гигантами, переходят в красное сгущение, либо на некоторое время переходят в голубую петлю; потом вновь становятся красными гигантами, уже из группы асимптотической ветви гигантов.
В обоих случаях через некоторое время красные гиганты сбрасывают оболочки и становятся белыми карликами с окружающими их ("планетарными") туманностями.
Общая продолжительность жизни звезды в стадии красного гиганта <10% срока жизни звезды.
Подробная модель. У красного гиганта вначале горит водород в оболочке вокруг ядра.
Радиус, светимость и масса ядра, растут, а температура немного уменьшается. На диаграмме Г-Р звезда движется почти вертикально вверх. Область высоких светимостей проходит довольно быстро: напр., Солнцу из 600 млн. лет, которые оно будет красным гигантом, за ~450 млн. лет увеличит свою светимость до 17LS, а за оставшиеся 150 млн. лет – до 2350LS. Радиус у Солнца увеличится до 166RS, температура уменьшится до 3100K; масса станет 0,72MS, при этом основные потери массы будут происходить ближе к концу этой стадии.
Если масса звезды <0,5MS то у неё не может запуститься горение гелия в ядре. Превращаются в белых карликов. При этом оболочка не сбрасывается, т.к. из-за постоянной конвекции звёзды химически однородны. В конце жизни становятся полностью гелиевыми.
Если масса звезды >0,5MS то у неё в некоторый момент начинается ТЯ горение гелия в ядре.
Горение гелия в ядре ведёт к уменьшению размера и светимости, увеличению температуры поверхности.
Характер загорания гелия и дальнейшей эволюция звезды зависит от массы, >или < 2,3MS.
1). Масса звезды <2,3MS. Ядро вырождено/остаётся вырожденным, поэтому хорошо проводит тепло, может быстро его отдавать. Звезда излучает много нейтрино (нейтринное охлаждение), что также замедляет рост температуры и откладывает загорание гелия.
Масса гелиевого ядра растёт. В некоторый момент температура достигает ~108K, достаточной для запуска тройной гелиевой реакции – синтеза из 3-х ядер гелия ядра углерода.
Гелий загорается взрывом – происходит гелиевая вспышка – быстро, за несколько минут выделяется огромное количество энергии, большая часть которой уходит на снятие вырожденного состояния с вещества ядра.
Начало ТЯ реакций горения гелия в ядре/ гелиевая вспышка имеют следствием исчезновение конвективной зоны.
Звезда уменьшается и нагревается, её светимость падает; на диаграмме она оказывается на горизонтальной ветви гигантов, в т.ч., возможно, на красном сгущении – на диаграмме это самая правая часть горизонтальной ветви (её низкотемпературная часть) ; там находятся звёзды с металличностью, сравнимой с солнечной. Куда именно – определяется общей массой и массой гелиевого ядра/ массой оболочки, долей гелия и металличностью внешних оболочек. В область красного сгущения попадают звёзды массы >1,4MS, высокой металличности, и возраста <4-5 млрд. лет/ населения I. На горизонтальную ветвь с более высокой температурой попадают звёзды массы <1,4MS и меньшей металличности/ населения II. Эволюционируют далее одинаково. / В некотором диапазоне малых масс её не хватает для гелиевой вспышки; такие звёзды в какой-то момент сбрасывают внешние оболочки и оставляют после себя гелиевый белый карлик.
Звёзды горизонтальной ветви имеют практически одинаковые светимости, но отличаются по температуре, из-за чего эта ветвь расположена горизонтально на диаграмме Г-Р.
Звёзда проходит через полосу нестабильности, пересечение с которой образует на диаграмме пробел Шварцшильда. Там только переменные звёзды, типа RR Лиры. Пробел делит ветвь на две части: холодную и горячую; звёзды холодной части образуют на диаграмме красное сгущение.
В звёздах горизонтальной ветви постепенно выгорает гелий в ядрах, что ведёт к некоторому изменению их параметров.
Постепенно, как и в фазе горения водорода, в реакцию захватывает гелий из оболочки ядра.
/ По мере выгорания водорода в ядре ТЯ синтез гелия распространяется на область вокруг него. Аналогично, по мере выгорания гелия в ядре тройная гелиевая реакция распространяется на область вокруг гелиевого ядра.
Светимость звёзд с такими двухслойными областями ТЯ синтеза сильно возрастает, достигая k1000LS; звезда "раздувается", увеличивая диаметр до размеров а.е.
Зона ТЯ синтеза гелия поднимается к поверхности: доля массы внутри этой зоны составляет ~70% массы звезды.
"Раздувание" сопровождается интенсивным истечением вещества с поверхности звезды.
Звезда снова расширяется; на диаграмме движется вверх и вправо, сходит с горизонтальной ветви/ красного сгущения; снова становится красным гигантом, на этот раз из асимптотической ветви гигантов.
Углеродно-кислородное ядро становится неактивным.
Время нахождения звезды в красном сгущении/ на горизонтальной ветви слабо зависит от её массы и примерно на два порядка меньше времени её нахождения на ГП.
Для Солнца срок нахождения на горизонтальной ветви составит ~100 млн. лет, и за это время его внешние характеристики практически не изменятся: светимость будет составлять ~44LS, радиус – 10RS, температура – ~4700 K. Масса во время этой стадии тоже почти не уменьшится.
2). Масса звезды >2,3MS. Ядро не вырождено и гелий загорается постепенно.
В некоторый момент в ядре загорается гелий: из 3-х ядер гелия синтезируется ядро углерода (тройная гелиевая реакция).
Ядро практически полностью состоит из гелия.
Гелий горит; с увеличением выработки энергии в гелиевом ядре звезда постепенно сжимается и становится горячее, практически не меняя светимость. На диаграмме звезда движется влево , но потом возвращается к ветви гигантов. Это называется голубой петлёй.
На голубой петле звезда может пройти через полосу нестабильности, из-за чего становится переменной; в этом случае, в отличие от звёзд на горизонтальной ветви, она становится цефеидой. Большинство цефеид – это звёзды голубой петли, т.к. её прохождение длится значительно дольше, чем стадия субгигантов.
В зависимости от массы и металличности переход полосы нестабильности может случиться дважды (при росте температуры и при её снижении); может и один раз, если температура звезды на голубой петле не превысит высокотемпературной границы полосы; может не случиться совсем. Длительность прохождения голубой петли зависит от массы звезды: при начальной массе звезды 10MS время прохождения составит 4 млн. лет, при массе 5MS – 22 млн. лет.
В некоторый момент гелий перестаёт сгорать в ядре; оно становится инертным, состоящим из углерода, кислорода и более тяжёлых элементов.
Внешние оболочки звезды начинают расширяться, а поверхность – охлаждаться; на диаграмме она движется вверх и вправо; после голубой петли, переходит на АВГ (асимптотическую ветвь гигантов). / Когда в ядре накапливаются углерод и кислород, а гелия остаётся мало, ядро начинает сжиматься, и звезда переходит на асимптотическую ветвь гигантов.
В обоих случаях (1 и 2), т.е. независимо от массы, звезда со временем попадает на АВГ.
На асимптотической ветви гигантов
Углеродно-кислородное ядро неактивно.
Запускается гелиевый слоевой источник, подобный тому водородному, который возникал при завершении стадии ГП. В то же время горение водорода в слоевом источнике прекращается.
Через некоторое время образуется, как и у красного гиганта, протяжённая конвективная оболочка, которая для звёзд массы >3-5MS (точное значение зависит от начального состава) в некоторый момент приводит к перемешиванию вещества – второму вычерпыванию. На диаграмме звезда движется вверх и вправо. У звёзд с массами <2,3MS путь звезды на диаграмме проходит близко к ветви КГ, лишь с немного более высокой температурой (из-за чего эта стадия и получила своё название) . Тот же термин используется для описания эволюции звёзд с массами >2,3MS, хотя для них асимптотическая ветвь гигантов расположена значительно выше ветви красных гигантов.
Когда горение гелиевого слоевого источника доходит до оставшейся водородной оболочки, наступает фаза температурных пульсаций. Слоевые гелиевый и водородный источники начинают чередоваться: звезда становится очень нестабильной, начинает пульсировать и терять массу, выбрасывая вещество и несколько раз перемешивая собственное вещество.
/ Сначала исчерпывается гелий в слоевом источнике и горение гелия прекращается, но затем снова накапливается в результате горения водорода. Когда накапливается достаточно гелия, происходит слоевая гелиевая вспышка. За ~30 лет светимость гелиевого источника увеличивается настолько, что горение гелия переходит в конвективный режим, слой расширяется, выталкивая наружу водородный слоевой источник, что ведёт к его охлаждению и прекращению горения водорода. После выгорания избытка гелия в процессе вспышки светимость гелиевого слоя падает, внешние водородные слои сжимаются, и происходит новый поджог водородного слоевого источника. Этот процесс повторяется неоднократно, при этом радиус и светимость звезды колеблются; имеется сильный звёздный ветер; в результате выноса вещества из недр звезды на поверхность она может стать углеродной. Эта стадия называется стадией тепловых пульсаций.
Время, которое звезда проводит в стадии тепловых пульсаций, ограничено массой водородной оболочки, которая постепенно уменьшается из-за сильного звёздного ветра и горения водорода в слоевом источнике. Период пульсаций звезды составляет от десятков до сотен тысяч лет
На этой стадии у звёзд массы >1,2-1,5MS происходит третье вычерпывание, при котором на поверхность может быть вынесено большое количество углерода, в результате чего звезда может стать углеродной звездой.
Когда водорода остаётся совсем мало, синтез гелия прекращается, оболочки из водорода и гелия начинают быстро сжиматься. При этом температура на поверхности звезды увеличивается, а светимость остаётся практически постоянной. На диаграмме звезда покидает АВГ.
Характер дальнейшей эволюция опять зависит от массы, > или <8/10MS.
1). Масса <8MS. Звёзда не может создать в ядре достаточно высокую температуру, чтобы началось ядерное горение углерода; для неё эта стадия становится последней, на которой идут ТЯ реакции.
В некоторый момент она сбрасывает оболочку и превращаются в углеродно-кислородный белый карлик / обнажаются изотермически вырожденные ядра, которые есть белые карлики.
Солнце на стадии АВГ проведёт 20 млн. лет. К её окончанию масса Солнца сократится до 0,59MS, температура – до 3150K; радиус увеличится до ~130RS, светимость – до ~2000LS. На стадии тепловых пульсаций Солнце проведёт 400 тыс. лет, за это время его масса сократится до 0,54MS, радиус будет колебаться в пределах 50-200RS, а светимость – 500 – 5000LS.
2) Масса 8-10MS. У звёзды после некоторого времени пребывания на АВГ происходит углеродная детонация, аналогичная гелиевой вспышке, в которой начинается ядерное горение углерода. Выделяется очень много энергии, что снимает вырождение газа ядра.
Звезда либо взрывается как сверхновая типа II, либо в ядре начинает накапливаться неон и более тяжёлые элементы.
Через некоторое время ядро снова становится вырожденным.
Далее звезда либо взрывается как сверхновая и превращается в нейтронную звезду/ чёрную дыру, либо, после фазы температурных пульсаций, сбрасывает оболочку и превращается в белый карлик, состоящий из кислорода, неона, или магния.
история изучения
начало XX в. Э. Герцшпрунг ввёл термин "красный гигант", обнаружив, что звёзды одного температурно-спектрального класса могут иметь различные светимости; особенно сильно это различие в поздних спектральных классах (малых температур).
1952 г. выделена горизонтальная ветвь КГ; затем асимптотическая ветвь гигантов.
примеры
Красный гигант U Жирафа, C-N5; температура 3000К, светимость 8472LS; окружена газовой оболочкой, расширяющейся со скоростью 23 км/сек; переменная. Повышенное содержание ZrO. Возраст ~150 лет; вероятно, результат вспышки гелиевой оболочки. Расстояние 600 пк.
Красный гигант Y Гончих Псов, C-J; температура 2200-2800 K, светимость 4400LS, большая часть энергии излучает в ИК диапазоне; радиус ~2 а.е.; окружена огромной оболочкой диаметра ~2,5 с.л.; переменная. Есть молекулы углерода и его соединений (угарный газ, циан); много тяжелого изотопа углерода 13C (у него 7, а не 6 нейтронов в ядре); в спектре поглощение синего и фиолетового света. Вероятно, стала гигантом во второй раз; похоже, близка к сбросу газовой оболочки и превращению в белого карлика. Расстояние 710 с.л. от Земли.
Красный гигант R Зайца, C7,6e; температура 2245 - 2290 K, светимость 5200 - 7000 LS, п.в. излучается в ИК; радиус 480-535RS; пульсирующая переменная. В центре звезды неактивное ядро, состоящее в основном из углерода и кислорода. Оболочка состоит из смеси газа (в основном, водорода, гелия, азота, кислорода) и пыли (в основном, углерода). ТЯ процессы идут только в оболочке; заканчиваются; звезда вскоре сбросит внешнюю оболочку, превратившись в белый карлик. Расстояние 1100/1360 с.л.
Красный гигант CW Льва (IRC10216), C9,5e; температура 2300K, светимость 20000LS, масса 1,5-4MS, радиус 500RS, однако в оптическом диапазоне светит очень тускло. Окружена толстой пылевой оболочкой; из-за чего основная излучаемая энергия приходится на ИК диапазон; самый яркий объект в небе на длине волны 10 мкм. ~1 млрд. лет назад исчерпала водородное топливо; покинула ГП и превратилась в красного гиганта. Со временем в её сжавшемся и оттого сильно нагревшемся гелиевом ядре начался синтез углерода и кислорода, который уже подошел к концу. Через 10/30 тыс. лет сбросит свои внешние слои и даст начало планетарной туманности. Близка к финальной стадии, о чём свидетельствуют как высокая интенсивность выбросов её вещества в окружающее пространство (ежегодно теряет 4*1022 тн), так и сильные пульсации её поверхности. Т.о. она достигла заключительной стадии жизни звезд с массами 0,6-8MS. На диаграмме Г-Р этому этапу соответствует асимптотическая ветвь гигантов. Расстояние 650 с.л.
Красные гиганты Арктур, Альдебаран.
Красное сгущение Капелла A.
Доля красных гигантов среди звёзд невелика; т.к. у звёзд, которые становятся красными гигантами, эта стадия длится <10% срока их жизни.
 |
 |
| Красный гигант U Жирафа (снимок "Хаббл"). |
| Красный гигант R Зайца |
 |
 |
| Красный гигант CW Льва. Концентрические круги вокруг звезды – пылевая атмосфера (фото VLT). |
| Красный гигант CW Льва в УФ лучах (фото космического телескопа Galaxy Evolution Explorer). |
Сверхгиганты
Красные сверхгиганты лежат на диаграмме Г-Р выше ветви красных гигантов. Имеют более высокую светимость при также невысокой температуре; крупнее и ярче гигантов.
происхождение
У звёзд массы >10MS горение гелия начинается до перехода на ветвь красных гигантов.
Внешние слои расширяются и охлаждаются; на диаграмме звезда движется вправо, становится сверхгигантом: сначала голубым, затем красным; если звезда потеряет часть массы, то может обратно стать голубым сверхгигантом.
/ Более массивные звёзды могут стать голубыми гигантами, когда уже сошли с ГП и находятся на пути превращения в сверхгигант – для них эта стадия эволюции аналогична стадии субгиганта для менее массивных звёзд. Если теряют оболочку из-за сильного звёздного ветра, то становятся звёздами типа Вольфа-Райе.
эволюция
? сгорание водорода продолжается в слоевом источнике.
Ядро начинает сжиматься.
В ядре начинаются ТЯ синтез с участием углерода. / углеродно-кислородное ядро не вырождено и, когда горение в ядре гелия заканчивается, постепенно загорается углерод.
Сходный процесс происходит и с более тяжёлыми элементами; в звезде образуется несколько слоёв разного химического состава, которые распространяются от центра звезды.
От массы звезды зависит, на каком элементе закончится ТЯ синтез; в любом случае элементы тяжелее железа, имеющего максимальную энергию связи нуклонов на нуклон, синтезироваться не будут, т.к.это энергетически невыгодно. Железо образуется в звёздах с массой >10-15MS. В любом случае в звезде появляется ядро, в котором не идут ТЯ реакции, а его масса увеличивается.
В некоторый момент происходит коллапс ядра с нейтронизацией вещества; звезда взрывается как сверхновая типа II. В зависимости от массы остатка после взрыва звезды, он становится либо нейтронной звездой, либо ЧД.
Субкарлики
Группа (ветвь), проходящая вдоль ГП, ниже (тусклее) её на ~1-2m.
Классы от A до M. Светимости 10−4-10−2LS. Им приписан класс светимости VI.
У субкарликов ниже содержание тяжёлых элементов (металличность), чем у звёзд ГП.
Пониженная металличность обуславливает их большую тусклость при той же температуре (?).
Основным способом передачи энергии является лучистый перенос.
подклассы
холодные и горячие субкарлики.
Холодные субкарлики – поздних классов: в основном G, K, M. Они сжигают водород в своих ядрах, как и звёзды ГП. Имеют низкую металличность; относятся к населению II.
Холодные субкарлики делятся на три типа: субкарлики (sd), экстремальные субкарлики (esd) и ультра-субкарлики (usd). Эти типы различают по степени дефицита тяжёлых элементов.
Горячие субкарлики – ранних классов, O и B. В отличие от холодных субкарликов, в своих ядрах они сжигают гелий.
Некоторые находятся на полосе нестабильности.
Могут относиться к любому звёздному населению.
Субкарлики классов O и B различны по химическому составу.
Субкарлики класса O изучены хуже субкарликов класса B. Они почти не встречаются в тесных двойных системах. Несколько субкарликов класса O излучают в Р диапазоне.
происхождение
Субкарлики класса B чаще всего представляют собой бывших красных гигантов, лишившихся почти всей водородной оболочки. Лишить их оболочки могло притяжение звезды-компаньона, когда та
заполнила полость Роша.
Субкарлики класса O, возможно, образуются в результате слияний гелиевых белых карликов.
эволюция
С течением времени горячие субкарлики превращаются в белых карликов.
Предположительно существующие горячие субкарлики с нейтронной звездой или ЧД в качестве компаньона могут быть предшественниками сверхновых типа Ia.
примеры
Холодный субкарлик звезда Каптейна.
Красные карлики
Хвостовая область в ГП на диаграмме Г-Р, выделяемая по низкой температуре 2200-3500К.
физические свойства
Низкая светимость 0,0001 - 0,075LS; на ГП это следствие низкой температуры.
Из-за низкой температуры имеют красноватый цвет. Охристо-желтоватый оттенок.
Масса обычно 0,08-0,4MS.
спектр, химический состав
класс М или поздний К.
выработка энергии; перенос энергии
ТЯ синтез водорода в гелий; как на всей ГП. Происходит медленно; т.к. скорость ТЯ реакций сильно зависит от температуры (~kT4), которая у них (и вообще у звёзд малой массы) низка.
/ имеют достаточную массу водорода для ТЯ синтеза водорода в гелий с помощью протон-протонного цикла, но этой массы недостаточно, чтобы обеспечить температуру и давление, необходимые для превращения гелия в углерод, азот или кислород.
эволюция
Расходуют водородное топливо.
Сжимаются и нагреваются.
В ядрах красных карликов невозможны ТЯ реакции с участием гелия.
Со временем прекращается конвекция в ядре; чем массивнее звезда, тем при меньшем % гелия в звезде конвекция прекращается.
Красные карлики малой массы остаются полностью конвективными на протяжении большей части своей жизни, а значит, химически однородными.
Через некоторое время превратятся в голубых карликов (затем в белых, с гелиевым ядром) либо в красных гигантов – в зависимости от массы.
Из-за низкой скорости ТЯ имеют очень большую продолжительность жизни; красный карлик массой 0,1MS горел бы 10 трлн. лет. С образования Вселенной прошло ещё недостаточно времени, чтобы красные карлики смогли сойти с ГП.
/ Звёзды малой массы имеют гораздо больший срок жизни, чем остальные: из-за невысокой светимости они медленно расходуют водород, при этом из-за того, что такие звёзды конвективны, им доступен практически весь водород для реакций, в отличие от более массивных звёзд. В результате время ТЯ реакций для звезды напр., массой 0,20MS составляет 1 трлн. лет, а для звезды массой 0,08MS около 10 трлн. лет. Это >> возраст Вселенной, поэтому ни один красный карлик ещё не стал голубым. Напр., красный карлик массой 0,1MS должен стать голубым карликом через 5,7 трлн. лет после формирования.
Ни в одном красном карлике не проявились заметные эволюционные изменения.
Наблюдаемая наименьшая масса звёзд, которые успели сойти с ГП, составляет 0,8MS.
Минимальная масса для превращения в голубой карлик 0,08MS, т.к. объекты меньшей массы – коричневые карлики, неспособные поддерживать ядерное горение водорода.
У звёзд массы >0,16MS радиус заметно увеличивается, но не настолько, как у более массивных звёзд, превращающихся в красные гиганты: звезда с массой 0,16MS увеличивает радиус на 60% от начального, с массой 0,20MS - более чем в 5 раз.
Звезды с массой 0,25MS уже однозначно становятся красными гигантами. Конвекция в её ядре прекращается, когда гелий составляет менее 1/2 массы звезды, а их максимальный радиус
более чем на порядок превышает начальный.
примеры
Проксима Центавра, M5,5Ve, светимость 0,000072, звёздная величина 11,0m, расстояние 1,31 пк, ближайшая к Солнцу;
Звезда Барнарда, M5V, светимость 0,00045, расстояние 1,83 пк;
Вольф 359, dM6e, светимость 0,000016, расстояние 2,34 пк;
Росс 154, dM4e, светимость 0,00038, расстояние 2,93 пк.
очень распространены, особенно в старых шаровых скоплениях типа M3; галактическом гало.
Голубые карлики
Предполагаемый тип звёзд, в которых должны превратиться красные карлики малой массы 0,08-0,16/0,20MS.
происхождение
Предполагаемый результат эволюции красных карликов.
эволюция
Звезда массы 0,1MS на ГП станет через 5,7 трлн. лет голубым карликом, после чего эволюция пойдёт быстрее За следующие 400 млрд. лет температура превысит солнечную, но максимальная светимость звезды не достигнет и 0,01LS. В какой-то момент ТЯ реакции в центре прекратятся и вещество в нём станет вырожденным. ТЯ реакции продолжатся в слое вокруг ядра; максимальная температура составит 5810 K. После этого звезда будет охлаждаться и тускнеть, в ней прекратятся ТЯ реакции и она станет белым карликом, массовая доля водорода в котором составить ~1%.
Более массивные звёзды могут достичь большей температуры и светимости; напр., у голубого карлика массой 0,16MS поверхностная температура может стать >8000 K, а светимость - 0,25LS.
Возможность превращения в голубых карликов впервые была рассмотрена в 1997 г.
Коричневые карлики
Звёзды из низкотемпературных классов L, T, Y, также за M7.
На диаграмме Г-Р образуют хвостовую ветвь за ГП; в неё не включаются т.к. нет ТЯ синтеза водорода в гелий. Однако там есть другие ТЯ реакции, поэтому они относятся к звёздам.
физические свойства
Очень низкие температуры, светимости; малые массы.
Температуры поверхности в классе L 1300-2500 K; классе T – 600-1300 K, классе Y <600 K.
Излучают в основном в ИК; видимый цвет – тёмно-красный.
Светимости <0,04LS, обычно на порядки меньше LS.
Тусклее и холоднее красных карликов.
Коричневые карлики с температурой >2500K относятся к классу M7 и более поздним. Внешне они схожи с красными карликами, но имеют больший радиус.
Массы 0,013 - 0,075 MS.
Радиусы близки к радиусу Юпитера, вне зависимости от масс.
Температура в центре может доходить до 3*106 K, плотность – 103 г/см3; у самых массивных коричневых карликов (у Солнца - 1,5*107K и 102 г/см3).
Возможно существование коричневых карликов с твёрдыми ядрами, такими как у планет.
В атмосферах коричневых карликов температуры достаточно низки, в них могут существовать молекулы, а также частицы пыли.
При температурах <2500K в атмосферах К могут образовываться облака. Вероятно, из-за быстрого вращения коричневых карликов облака должны образовывать узор, подобный тому, который наблюдается у Юпитера, а в атмосферах происходят метеорологические явления, подобные тем, что имеют место у планет-гигантов.
Примечательно быстрое вращение коричневых карликов: период вращения некоторых из них ~2 ч, а скорость вращения близка к 1-ой космической (для сравнения, период вращения Юпитера 10 ч). Коричневые карлики, как и звёзды, приобретают такую скорость вращения при образовании, но, в отличие от них, не теряют позже угловой момент; предположительно, т.к.не испытывают магнитного торможения из-за отсутствия зарядов в их атмосферах (?).
Чаще всего коричневые карлики являются одиночными, к двойным системам принадлежит ~20%. Практически во всех из них расстояние между звездой и коричневым карликом >3 а.е. В отличие от коричневых карликов, звёзды в двойных системах нередко располагаются близко друг к другу, как и планеты-гиганты к звёздам. спектр, химический состав
В спектрах КК наблюдаются молекулярные полосы поглощения.
Класс M характеризуется, в первую очередь, полосами поглощения TiO, а также других молекул: VO, MgH, CaH, CrH, FeH и CaOH. Также наблюдаются линии таких элементов, как Ca II, Mg I, Na I, K I, Rb I, Cs I. Обычно подкласс M определяется по интенсивности полос TiO.
В спектрах класса L доминируют линии щелочных металлов: Na I, K I, Rb I, Cs I, иногда Li I. В ранних подклассах L также выражены линии TiO, VO и гидридов, как в классе M; к средним подклассам наибольшей интенсивности достигают линии Na I и K I, а линии TiO и VO почти исчезают. К поздним классам исчезают также линии гидридов, зато появляются линии воды. / У ранних L исчезают линии TiO; присутствуют линии щелочных металлов, напр., натрия и рубидия.
Отличительная черта спектра КК класса T – полосы поглощения метана; поэтому их называют метановыми карликами. Также есть полосы поглощения воды и линии щелочных металлов. Линии CO заметны в спектрах ранних подклассов T, но исчезают к поздним. Вероятно, спектры таких КК похожи на спектры "горячих юпитеров" (газовых гигантов, близких к звезде).
Спектры класса Y отличаются от T наличием линий аммиака; также там сильнее линии воды.
Водород в их ядрах находится в металлическом состоянии.
У достаточно старых коричневых карликов присутствует метан.
Так как КК и звёзды малой массы полностью конвективны, химический состав на поверхности таких объектов совпадает с таковым в центральных областях.
выработка энергии
При таких температурах в центре могут происходит ТЯ реакции; как и у звёзд. В первую очередь это горение дейтерия, которое достигается даже в КК самой малой массы; необходимая температура для него 5*105K. Коричневые карлики, c массами >0,055/0,060MS способны также поддерживать горение лития, для которого температура в ядре должна быть >2*106 K. Однако дейтерий и литий быстро исчерпываются в реакциях. Самые массивные коричневые карлики, с массами >0,060/0,065MS способны достигать центральных температур в 3*106K и сжигать водород в своих недрах. В отличие от других звёзд, в коричневых карликах горение водорода вскоре после начала прекращается/ не поддерживают долго ТЯ синтез гелия в недрах, т.к. не хватает массы.
Тип объекта Масса (MS) Термоядерный синтез Наличие элементов
перенос энергии
Коричневые карлики полностью конвективны, как и самые маломассивные звёзды. Кроме наиболее холодных КК, в которых конвекция не распространяется до самой поверхности.
сравнение КК со звёздами и планетами
Физические характеристики промежуточны между планетами и звёздами; "субзвёзды". Самые массивные и молодые коричневые карлики имеют светимости, сравнимые с самыми тусклыми звёздами, а старые и маломассивные схожи с планетами-гигантами.
Коричневые карлики и звёзды можно различать по наличию или отсутствию тех или иных элементов. Напр. ("литиевый тест"), срок сгорания лития уменьшается с ростом массы объекта и у звёзд самых малых масс ~100 млн. лет. Значит, наличие этого элемента в более старом объекте является признаком КК, и, напротив, отсутствие лития в более молодом объекте указывает на то, что это звезда малой массы ; впрочем, возраст объекта не всегда возможно определить.
Ещё одна отличительная черта достаточно старых коричневых карликов – наличие метана.
Звёзды даже самой малой массы, имеют светимости порядка 10−4LS; т.о. объекты с меньшими светимостями являются КК. Обратное неверно: на ранних стадиях эволюции, пока КК сжимается и сжигает дейтерий в недрах, он может быть значительно ярче и его светимость может достигать 0,04LS. Поэтому светимость не всегда однозначно определяет тип объекта.
Радиусы коричневых карликов сопоставимы с радиусами планет-гигантов, но КК имеют большую массу и, следовательно, большую плотность и ускорение свободного падения. Это позволяет различать планеты и коричневые карлики спектроскопически: например, большее ускорение свободного падения приводит к большей ширине линий поглощения.
Границей между планетами и КК считается возможность горения дейтерия.
Кроме того, коричневые карлики могут быть источниками Р излучения.
происхождение
Формируются,в основном, так же, как и звёзды – путём коллапса молекулярных облаков, хотя возможно, что КК малой массы формируются как планеты, в массивных околозвёздных дисках. Во втором случае они должны иметь твёрдое ядро, но и быть способны поддерживать ТЯ реакции.
эволюция
После сформирования коричневые карлики, как и звёзды, некоторое время поддерживают горение дейтерия/ и горение лёгких элементов – лития, бериллия, бора, которые могут идти при довольно низких температурах. В самых массивных коричневых карликах могут в течение некоторого времени идти реакции синтеза гелия из водорода. Однако в отличие от настоящих звёзд, горение водорода в них быстро прекращается и никогда не становится единственным источником энергии.
Из-за того, что энерговыделение при ТЯ не компенсирует затраты на светимость, они не выходят на постоянную светимость, как звёзды, а сжимаются и тускнеют./ В отличие от звёзд, КК не выходят на ГП, где достигали бы равновесия за счёт ТЯ реакций.
После прекращения ТЯ синтеза сжимаются, выделяя при этом энергию.
Прекращают сжатие из-за вырождения вещества и кулоновского отталкивания.
Со временем температура и светимость убывают. Напр., коричневый карлик массой 0,04MS и возрастом 1 млрд. лет будет иметь температуру ~1270 K, светимость 2*10−5LS.
Возможно, в конце своей эволюции, лишившись источников энергии, коричневые карлики продолжают тускнеть; превращаются в чёрных карликов.
примеры
Тейде 1, M8; GD 165B, L4; Глизе 229B, T7; WISE 1541-2250, Y0.
Из-за невысокой яркости коричневых карликов их обнаружение затруднительно.
В пределах 10 пк от Земли насчитывается 85 и 3 кандидата в КК, а звёзд в этой области 373.
На 2019 г. известно >11 тыс. коричневых карликов.
Белые карлики
На диаграмме Г-Р образуют область в левом нижнем регионе, под ГП.
физические свойства
температуры - от k1000 до >100000 К/ температура поверхности самых горячих БК 7*104 К, самых холодных < 4*103К.
болометрические светимости в ~10000 раз меньше солнечной.
высокие температуры; малые светимости. самые горячие БК могут иметь температуру 70000 K; их абсолютная светимость невелика из-за малых размеров излучающей поверхности.
Белый цвет.
Массы, сравнимы или >MS; радиусы в 100 раз меньше.
Средняя плотность вещества в пределах фотосфер 105-109 г/см3, почти в 100000 раз выше, чем у звёзд ГП. Столь большая плотность означает вырожденное состояние вещества. При ней электронные оболочки атомов разрушаются, и вещество представляет собой электронно-ядерную плазму, причём её электронная составляющая представляет собой вырожденный электронный газ.
излучение
Лишены ТЯ источников энергии; излучают за счёт тепла/ источник светимости – тепловая энергия ионов в недрах, поэтому их светимость зависит от возраста.
Зависимости масса – светимость для БК нет, в отличие от звёзд ГП и гигантов.
В уравнение состояния вырожденного электронного газа температура не входит; т.о. радиус БК и излучающая площадь остаются неизменными; в результате 1) для БК нет зависимости масса - светимость, но есть зависимость возраст – светимость (зависящая только от температуры, но не от площади излучающей поверхности); 2) сверхгорячие молодые БК должны быстро остывать, т.к. поток излучения и, соответственно, темп остывания, пропорционален T4.
Температура поверхности молодых белых карликов очень высока, >2*105К, однако быстро падает за счёт излучения с поверхности. Такие очень молодые белые карлики наблюдаются в Р диапазоне. / Напр., температура центральной звезды туманности NGC 7293 – от 90000К (оценка по линиям поглощения) до 130000К (оценка по Р спектру). При таких температурах большая часть их спектра приходится на жёсткое УФ и мягкое Р излучение.
Основной источник излучения БК в Р диапазоне – фотосфера, что резко отличает их от других звёзд; у последних в рентгене излучает корона, разогретая до k млн. К, а температура фотосферы слишком низка для испускания Р излучения.
спектр, химический состав
БК выделяют в отдельный спектральный класс D.
Спектры имеют гораздо более широкие линии поглощения, чем у других звёзд. Причина - большее ускорение свободного падения на их поверхности. Кроме того, линий поглощения мало – более слабые не видны на фоне расширенных.
Из-за сильного гравитационного поля на поверхности в спектрах наблюдается гравитационное красное смещение линий; оно эквивалентно скоростям k10 км/сек.
У некоторых белых карликов, имеющих сильные М поля, наблюдаются сильная поляризация излучения и расщепление спектральных линий вследствие эффекта Зеемана.
подклассы
Выделяют 6 подклассов: DA – наблюдаются только водородные линии серии Бальмера; DB – присутствуют только линии He I, линии водорода или металлов отсутствуют; DC – глубина линий <5% от интенсивности непрерывного спектра (т.е. почти незаметны); DO – сильны линии He II, вместе с ними заметны линии He I и H; DZ – заметны линии элементов тяжелее гелия при отсутствии линий водорода и гелия; DQ – есть линии атомов или молекул углерода.
"Водородные" БК, т.е. класса DA, в спектрах которых отсутствуют линии гелия, составляют ~80% наблюдаемых; "гелиевые" БК, т.е. класса DB, без линий водорода в спектрах, составляют большую часть оставшихся 20%.
Если в спектре белого карлика есть линии, встречающиеся у разных подклассов, используется несколько букв дополнительно к D: напр., если в спектре видны линии углерода, кислорода и ионизованного гелия, то класс обозначается DZQO.
Спектральные особенности: P – наблюдается поляризация света в магнитном поле; H – поляризация при наличии магнитного поля не наблюдается; V – звёзды типа ZZ Кита или другие переменные белые карлики; X – пекулярные или неклассифицируемые спектры.
Спектральные подклассы делятся по температуре; напр., для DA подклассы от 0.1 до 13.
выработка энергии; перенос энергии
состоят из электронно-ядерной плазмы.
лишены ТЯ источников энергии
излучают лишь за счёт высокой температуры вещества (тепловое излучение).
происхождение
"выгоревшие" ядра звёзд; в большинстве – красных гигантов, сбросивших свою оболочку.
образуются из звёзд, масса которых недостаточна для превращения в нейтронную звезду, т.е. <10MS; таких в Галактике >97% от общего количества.
Химический состав белого карлика определяется тем, на каком этапе закончились ТЯ синтез внутри исходной звезды; что, в свою очередь, определяется её массой. Если масса 0,08-0,5MS, что недостаточно для запуска ТЯ горения гелия, то, после исчерпания всего водорода, такие звёзды становятся гелиевыми белыми карликами. Если масса 0,5-8MS, что достаточно для запуска ТЯ горения гелия, то звезда перейдёт в фазу красного гиганта и будет таковой до выгорания гелия. Получившееся в результате сброса оболочки вырожденное ядро такой звезды станет углеродно-кислородным белым карликом с массой 0,5-1,2MS. Если масса 8-10,5/12 MS, то, после выгорания углерода, звезда превратится в кислородно-неоно-магниевого белого карлика с массой, близкой к пределу Чандрасекара.
/ Менее массивные звёзды превращаются в гелиевых белых карликов; более массивные, в ядре которых шла тройная гелиевая реакция – в углеродно-кислородных.
Пульсирующий красный гигант может сбросить оболочку, как в фазе гелиевой вспышки, так и в спокойной фазе с активным слоевым водородным источником. При её сбросе во время гелиевой вспышки обнажается "гелиевый" белый карлик спектрального класса DB, а при сбросе оболочки с активным слоевым водородным источником – "водородный" карлик DA.
Масса белого карлика ограничена сверху пределом Чандрасекара, ~1,46MS; для большей массы давление вырожденного электронного газа не может компенсировать силу гравитационного сжатия и в этом случае происходит коллапс ядра, при котором большая часть его вещества нейтронизуется: электроны "вдавливаются" в протоны, образуя нейтроны и излучая нейтрино. При ядерных плотностях вещества бета-распад нейтронов становится энергетически невыгодным и нейтроны остаются стабильными.
эволюция
Постепенно, в течение миллиардов лет, остывают.
Сверхгорячие молодые БК должны вначале достаточно быстро остывать, т.к. поток излучения и, соответственно, темп остывания, пропорционален T4.
На ранних стадиях остывания белых карликов важную роль играет нейтринное охлаждение, при больших светимостях эти процессы могут отводить из недр звезды значительно больше энергии, чем излучается с поверхности в виде фотонов. Нейтринное охлаждение очень сильно зависит от температуры.
Из-за остывания радиус типичного белого карлика в первый 1 млн. лет его существования может сократиться на несколько сотен километров.
Белые карлики, образованные при эволюции 1-го поколения звёзд (возраст ~13 млрд. лет), должны в настоящее время иметь температуры фотосферы ~3200 K, блеск ~16 абсолютных звёздных величин, т.е. это весьма тусклые объекты. Их возраст >11-12 млрд. лет. Пример такого "остывшего" белого карлика - WD 0346+246 с температурой поверхности 3900 K.
Для остывания белого карлика до температуры 5K потребуется, по расчётам, ~1015 лет.
история изучения
1844 г. Фридрих Бессель, директор Кёнигсбергской обсерватории, анализируя данные наблюдений с 1755 г., обнаружил, что Сириус и Процион периодически, хотя и очень слабо, отклоняются от прямолинейной траектории движения по небесной сфере. Он сделал вывод, что у них есть близкие спутники. В январе 1862 г. Элвин Грэхэм Кларк заметил поблизости от Сириуса тусклую звёздочку. Это был спутник Сириуса, Сириус B, предсказанный Бесселем.
1896 г. американский астроном Д.М. Шеберле открыл Процион B.
1910 г. Генри Норрис Расселл обратил внимание на аномально низкую светимость звезды 40 Эридана B при её высокой цветовой температуре.
1915 г. американский астроном Уолтер Сидней Адамс изучал спектр Сириуса B. Из его расчётов следовало, что температура Сириуса B не ниже, чем у Сириуса A. Поскольку Сириус B имел в 10 тыс. раз меньшую светимость, это означало очень малый его радиус, и т.о. высокую плотность (106 г/см3; плотность Сириуса ~0,25 г/см3, плотность Солнца ~1,4 г/см3).
1917 г. Адриан ван Маанен открыл сходный объект – звезду ван Маанена в созвездии Рыб.
1922 г. Виллем Якоб Лейтен предложил называть звёзды слабой светимости имеющие высокую температуру белыми карликами.
Белые карлики образовали новую область на Г-Р диаграмме, вне ГП и ветви КГ.
Сочетание светимости, массы и температуры не находило объяснения в модели строения звёзд ГП, разработанной в 1920-х гг. Эддингтоном. Высокая плотность белых карликов оставалась необъяснимой в рамках классической физики и астрономии; нашла объяснение лишь в квантовой механике, после появления статистики Ферми-Дирака. В 1926 г. Фаулер в статье "О плотной материи" показал, что, в отличие от звёзд ГП, для которых уравнение состояния основывается на модели идеального газа (модель Эддингтона), для белых карликов плотность и давление вещества определяются свойствами вырожденного электронного газа (ферми-газа).
1928 г. Френкель отметил, что белые карлики с массой выше определённого предела неустойчивы и коллапсируют; т.о. у них есть верхний предел массы. К такому же выводу пришёл в 1930 г. Э. Стоунер, который дал оценку предельной массы. Более точно её вычислил в 1931 г. Чандрасекар в работе "Максимальная масса идеального белого карлика".
В построении модели происхождения и эволюции белых карликов ключевую роль сыграли 2 идеи: 1) астроном Эрнст Эпик предположил, что красные гиганты образуются из звёзд ГП после выгорания ядерного горючего; 2) астроном В. Фесенков предположил, что звёзды ГП должны терять массу, и такая потеря массы должна оказывать существенное влияние на эволюцию звёзд.
примеры
Сириус B, DA1.9;
Процион B, DQZ,
Звезда ван Маанена, температура поверхности < 4*103К; WD 0346+246 с SDSS J110217, 48+411315.4, M0, температура поверхности < 4*103К.
Предполагается, что среди 100 ближайших к Солнцу звёздных систем 8 белых карликов.
Среди звёзд нашей галактики число БК оценивается в 3-10%.
 |
| Сириус в мягком Р диапазоне. Яркий компонент - белый карлик Сириус Б, тусклый - Сириус А (снимок "Чандра"). В оптическом диапазоне Сириус А в ~10 000 раз ярче Сириуса Б. |
Голубые страгглеры (англ. straggler - отставший солдат, бродяга)
Тип звёзд ГП в звёздных скоплениях, которые на диаграмме Г-Р расположены выше и левее точки поворота ГП, т.е. имеют более высокие температуры и светимости.
Массы выше, чем у остальных звёзд в скоплении: напр., в скоплении M 67 масса звёзд на точке поворота составляет ~1MS, а у голубых страгглеров 2-6 MS.
Чаще всего наблюдаются в шаровых звёздных скоплениях; могут встречаться и в рассеянных. Обычно сосредоточены в центре скопления, где звёзды расположены наиболее плотно, но, напр., в шаровом скоплении M3 присутствуют и в более далёких от центра областях.
В шаровых скоплениях могут находиться на полосе нестабильности, проявляя переменность.
Нередко в одном скоплении можно выделить две подгруппы голубых страгглеров: "голубую", звёзды которой находятся на ГП нулевого возраста, и "красную", звёзды которой на 0,75 звёздной величины ярче. Напр., в скоплении M 30 обе группы отчётливо видны и в них ~ одинаковое число звёзд.
Особенность голубых страгглеров – они слишком долго не покидают ГП. Чем массивнее, ярче и голубее звезда, тем быстрее она покидает этот участок диаграмм Г-Р. Поскольку в звёздных скоплениях звёзды формируются приблизительно в одно время, то в старых скоплениях должны оставаться лишь тусклые и красные звёзды, которые живут долго; существование ярких голубых звёзд, которые находятся выше и левее точки поворота, этому заключению противоречит.
Возможно голубые страгглеры появляются из-за слияния звёзд и обмен массами между ними, что чаще может происходить в центре скоплений. При слияниях образуются звёзды ГП с более высокими массами, чем у других звёзд скопления, которые и становятся голубыми страгглерами. Одна из особенностей звёзд, возникающих таким образом – быстрое вращение.
"Красная" и "голубая" подгруппы голубых страгглеров формируются различным образом. Большинство звёзд "голубой" подгруппы формируется, когда внутренняя часть скопления резко сжимается и происходит большое количество случайных столкновений. Звёзды "красной" подгруппы обычно формируются более равномерно на протяжении жизни скопления в результате эволюции двойных систем, которая заканчивается столкновением или обменом массами.
история изучения
1953 г. Аллан Сэндидж впервые обнаружил голубые страгглеры, в скоплении M3.
Затем их обнаружили в скоплении M71.
Потом их ещё много обнаруживали в скоплениях.
2009 г. в скоплении M 30 впервые замечены две группы страгглеров: красные и голубые.
Звёзды с особыми физическим характеристикам
Переменные звёзды
Звезды, у которых заметно изменяется блеск в оптическом диапазоне. Звёздная величина при этом может меняться как периодически, так и неправильным образом. Физическая переменность – вызванная физическими изменениями в звезде; геометрическая – её вращением или покрытием другими объектами.
Переменность не является постоянной характеристикой звезды, а возникает и исчезает на различных этапах её эволюции; может принимать различный характер для одной и той же звезды .
Основные типы переменных звёзд:
* пульсирующие – изменения блеска периодичны и вызваны изменениями радиуса и температуры. Пример – цефеиды;
* эруптивные – изменения блеска вызваны активностью в хромосфере/ короне/ звёздным ветром/ выбросами вещества. Пример – звёзды типа T Тельца;
* катаклизмические – изменения блеска резки, внезапны и сопровождаются взрывными процессами. К этому типу принадлежат новые и сверхновые звёзды;
* затменные – двойные звёзды, в которых происходят периодические покрытия звёздами друг друга. Пример – затменные переменные типа Алголя;
* вращающиеся – переменность проявляется при их вращении вокруг своей оси, на что могут влиять форма, сильное магнитное поле или звёздные пятна. Пример – BY Дракона.
Известны сотни тысяч переменных звёзд, в т.ч. в других галактиках.
Цефеиды
переменные звезды, с периодом изменения яркости k дней-недель.
Пульсация яркости цефеид обусловлена их расширением и сжатием.
Непрозрачность газа в фотосфере звезды (внешних слоях газа) определяет, сколько света, генерируемого при ТЯ синтезе в ядре, может уйти от звезды, а не отразиться от газа через газ в процессе поглощения и переизлучения. Непрозрачность фотосферы связана с давлением газа: во время цикла расширения и сжатия меняется плотность и давление газа, и т.о. общее количество испускаемых фотонов.
Период связан со средней светимостью; чем длиннее период, тем ярче цефеида;
Цефеиды можно использовать для измерения расстояний. Если известно, количество энергии, которое объект излучает в секунду, то его можно сравнить с видимой яркостью на небе и т.о. определить, как далеко он находится – т.к. наблюдаемая яркость источника падает по закону 1/R2.
Герцшпрунг откалибровал отношение периода к светимости, используя расстояния до цефеид в Млечном Пути, для которых он измерил параллакс, связав тем самым определение расстояния до цефеид с измерением расстояния.
цефеиды называют стандартными свечами, т.к. их светимость хорошо откалибрована.
Нейтронные звезды
Состоят, в основном, из нейтронов.
физические параметры
Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца. Минимально возможная масса 0,1MS.
Среди нейтронных звёзд с надёжно измеренными массами большинство имеют массу 1,3 - 1,5 MS, что близко к пределу Чандрасекара. Теория допускает нейтронные звёзды с массами 0,1 - 2,16 MS. Самые массивные нейтронные звёзды из известных - Vela X-1 ( масса >1,88±0,13 MS), PSR J1614–2230 (1,97±0,04 MS), PSR J0348+0432( 2,01±0,04 MS), PSR J0740+6620 (2,14/ 2,17 MS).
Для звезды массы 0,1MS радиус будет ~200 км; для звезды массы 2MS радиус будет ~10 км.
Средняя плотность вещества в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8*1026 г/cм3).
Из-за большой плотности и малых размеров у нейтронной звезды очень высокое ускорение свободного падения на поверхности; типичные значения 1012-1013 м/с2, что >1011g. Их скорость убегания 100-150 тыс. км/с, т.е. от 1/3 до 1/2 скорости света.
Для нейтронных звёзд характерна высокая скорость собственного движения; k100 км/с.
Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью осевого вращения до нескольких сотен оборотов в секунду. Известны звезды с периодами вращения 1,4-30 мс.
Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 1012-1013 Гс (у Земли ~1 Гс). У некоторых звёзд М-поле ~1014 Гс и выше; т.н. магнетары.
Скорость вращения и величина магнитного поля нейтронной звезды существенно влияют на её взаимодействие с окружающей средой.
Процессы в магнитосфере нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров.
При напряжённости М-поля >4,414*1013 Гс, при котором энергия взаимодействия М момента электрона с М полем > его энергии покоя mec2, становятся существенны релятивистские эффекты, поляризация вакуума и т.д.
М-поле пульсара наклонено к оси вращения, что вызывает модуляцию приходящего на Землю излучения.
В нейтронной звезды атмосфере формируется её тепловое излучение.
На оптический диапазон спектра приходится 0,003% всей излучаемой звездой энергии.
В результате аккреции межзвёздного газа на поверхность нейтронной звезды она может быть наблюдаема с Земли в разных диапазонах спектра.
строение
нейтронная сердцевина; покрыта тонкой (1 км) корой тяжёлых атомных ядер и электронов.
5 слоёв: атмосфера, внешняя кора, внутренняя кора, внешнее ядро, внутреннее ядро.
Атмосфера – очень тонкий (от k10 см у горячих звёзд, до мм у холодных) слой плазмы.
Внешняя кора состоит из ядер и электронов, её толщина достигает нескольких сотен метров. В тонком (< k метров) приповерхностном слое горячей внешней коры электронный газ находится в невырожденном состоянии, в более глубоких слоях он вырожденный, с увеличением глубины его вырождение становится релятивистским и ультрарелятивистским.
Внутренняя кора состоит из электронов, свободных нейтронов и атомных ядер с избытком нейтронов. С ростом глубины доля свободных нейтронов увеличивается, а доля атомных ядер уменьшается. Толщина внутренней коры может достигать нескольких километров.
Внешнее ядро состоит из нейтронов с примесью (k%) протонов и электронов. У нейтронных звёзд малой массы внешнее ядро может простираться до центра звезды.
У массивных нейтронных звёзд есть и внутреннее ядро. Его радиус может достигать k км, плотность в центре ядра может превышать плотность ядер атома в 10-15 раз. Состав и уравнение состояния вещества внутреннего ядра неизвестны. Несколько гипотез: 1) кварковое ядро, в котором нейтроны распадаются на составляющие их кварки; 2) гиперонное ядро из барионов, включающих в себя странные кварки; 3) каонное ядро, состоящее из двухкварковых мезонов, включающих в себя странные (анти)кварки.
подклассы
в зависимости от величин скорости вращения и магнитного поля
Эжектор (радиопульсар). Сильные магнитные поля и малый период вращения. В простейшей модели магнитное поле вращается твердотельно, т.е. с той же угловой скоростью, что и тело звезды. На определённом радиусе RL =c/omega, линейная скорость вращения поля приближается к скорости света. Это радиус светового цилиндра. За ним обычное дипольное магнитное поле не может существовать, поэтому линии напряжённости поля в этом месте обрываются. Заряженные частицы, двигающиеся вдоль силовых линий М-поля, через такие обрывы могут покидать звезду и улетать в космос. Звезда данного типа выбрасывает ("эжектирует") релятивистские заряженные частицы, которые излучают в радиодиапазоне. Эжекторы наблюдаются как радиопульсары.
При коллапсе звезды с М-полем ~1-1000 Гс в нейтронную звезду, при условии сохранения магнитного потока, поле нейтронной звезды должно достигать 1010-1012 Гс, что наблюдается. При таком М-поле и скорости вращения с поверхности нейтронной звезды вырываются элементарные частицы, которые в сильном М-поле рождают вторичную плазму, которая начинает вращаться вместе с полем. Такое вращение возможно только до некоторого определённого расстояния от оси вращения пульсара, на котором линейная скорость вращения сравнивается со скоростью света. Это расстояние называется радиусом светового цилиндра. Все силовые линии М-поля, "умещающиеся" под световой цилиндр, остаются замкнутыми, в то время как силовые линии вблизи полюсов остаются незамкнутыми. Т.о. плазма, образующаяся вблизи магнитных полюсов, удаляется от пульсара вдоль магнитных силовых линий. Эта плазма и является источником радиоизлучения. Когда ось вращения не совпадает с осью магнитного диполя, возникает эффект пульсара.
"Пропеллер". Скорость вращения недостаточна для выброса частиц, поэтому звезда – не радиопульсар. Однако скорость вращения всё ещё велика, и захваченное М-полем окружающее звезду вещество не может упасть на поверхность, т.о. аккреции не происходит. Нейтронные звёзды данного типа практически не наблюдаемы и изучены плохо.
Аккретор (рентгеновский пульсар). Скорость вращения столь низка, что веществу ничто не препятствует падать на звезду. Падая, оно, уже будучи в состоянии плазмы, движется по линиям магнитного поля и ударяется о поверхность тела звезды в районе её полюсов, разогреваясь при этом до k106К. Вещество, нагретое до таких температур, ярко светится в мягком Р диапазоне. Область, в которой происходит столкновение падающего вещества с поверхностью тела звезды, очень мала, ~100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически затмевается её телом, поэтому замечаются регулярные пульсации рентген-излучения.
Георотатор. Скорость вращения мала и не препятствует аккреции. Но размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем её захватит гравитация. Такой механизм действует в магнитосфере Земли, из-за чего данный тип звёзд и получил своё название.
Эргозвезда. Теоретически возможный тип звезды, имеющей эргосферу. Вероятно, эргозвезды возникают при слиянии нейтронных звёзд.
происхождение
Один из возможных результатов эволюции звёзд.
Постепенно в недрах звезды выгорает водород, и она сходит с главной последовательности.
Некоторое время в звезде происходит синтез более тяжёлых ядер из ядер гелия, с выделением энергии. Он заканчивается после того, как все более лёгкие ядра превратятся в ядра с атомным номером, близким к атомному номеру железа, элементам с наибольшей энергией связи ядер.
Когда в ядре прекратился ТЯ синтез, его удерживает от сжатия лишь давление вырожденного электронного газа.
Продолжается сжатие внешних слоёв звезды, где ещё идут реакции синтеза; с выгоранием лёгких ядер сжатие ядра увеличивается; масса ядра начинает превышать предел Чандрасекара. Давление вырожденного электронного газа уже не хватает для поддержания гидростатического равновесия, и ядро начинает быстро сжиматься; его температура поднимается >5*109K.
При таких температурах и под действием жёсткого гамма-излучения происходит распад (фотодиссоциация) ядер железа на альфа-частицы (ядро атома гелий-4; 2 протона + 2 нейтрона).
При последующем увеличении температуры происходит слияние электронов и протонов в нейтроны. При этом образуется мощный поток электронных нейтрино.
Когда плотность звезды достигает ядерной плотности 4*1026 г/см3, давление вырожденного нейтронного идеального газа Ферми-Дирака останавливает сжатие. Падение внешней оболочки звезды на нейтронное ядро останавливается, и она отбрасывается от ядра звезды потоком нейтрино, т.к. при очень высоких температурах в схлопывающейся оболочке вещество оболочки становится непрозрачным для нейтрино. При этом звезда превращается в сверхновую.
После рассеивания внешней оболочки остаётся нейтронная звезда.
Любая звезда ГП с начальной массой >8*MS может превратиться в нейтронную.
эволюция
В момент рождения нейтронной звезды в результате вспышки сверхновой её температура очень высока, порядка 1011K (на 4 порядка выше температуры в центре Солнца). Она очень быстро падает за счёт нейтринного охлаждения. За несколько минут температура падает с 1011 до 109K, за месяц – до 108K. Затем нейтринная светимость резко снижается (она очень сильно зависит от температуры), и охлаждение происходит за счёт фотонного (теплового) излучения поверхности, гораздо медленнее. Температура поверхности известных нейтронных звёзд, у которых её удалось измерить, составляет k105-106K; хотя ядро, видимо, гораздо горячее.
Нейтронная звезда, образовавшаяся после взрыва сверхновой, сохраняет большую часть своего исходного углового момента. Но поскольку радиус остатка звезды во много раз меньше радиуса родительской звезды, момент инерции остатка резко уменьшается, и, в соответствии с законом сохранения момента импульса, нейтронная звезда приобретает очень высокую угловую скорость вращения.
постепенно угловая скорость вращения уменьшается.
/ Со временем звезда расходует свою вращательную энергию, и её вращение замедляется. М-поле также ослабевает. Поэтому нейтронная звезда за время своей жизни может менять свой тип.
Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерного вещества, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.
Если масса остатка >3MS, то коллапс звезды продолжается, и возникает чёрная дыра.
история изучения
15-16 декабря 1933 г. на съезде Американского физического общества астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предсказали существования нейтронных звёзд. Они предположили, что в результате взрыва сверхновой может образоваться нейтронная звезда. Теоретические расчёты показали, что излучение нейтронной звезды в оптическом диапазоне слишком слабо, чтобы её можно было обнаружить при помощи оптических астрономических инструментов того времени.
В 1960-х гг., с развитием рентгеновской астрономии, усилился интерес к нейтронным звёздам, т.к. теория предсказывала, что максимум их излучения приходится на область мягкого рентгена.
Однако они были открыты в радионаблюдениях.
1967 г. Джоселин Белл, аспирантка Э. Хьюиша, открыла объекты, излучающие регулярные радиоимпульсы. Это явление было объяснено узкой направленностью радиолуча от быстро вращающегося космического объекта – своеобразный "космический радиомаяк". Обычная звезда разрушилась бы от центробежных сил при столь высокой скорости вращения. На такую роль были пригодны нейтронные звёзды. Пульсар PSR B1919+2 – первая открытая нейтронная звезда.
примеры
К 2015 г. открыто >2500 нейтронных звёзд. 90% из них – одиночные, остальные входят в кратные звёздные системы.
По оценкам, в Галактике может быть 108-109 нейтронных звёзд, примерно 1 на 1000 обычных.
Пульсары
Источники периодических ЭМ-импульсов, в разных диапазонах волн.
радиопульсары
Краткость импульсов; т.о. излучение приходит с небольшого по объёму участка пространства.
Стабильность; т.о. источник излучения – жёсткая система, а не конгломерат газа/ плазмы.
Периодичность; т.о. либо собственные колебания объекта либо его вращение, орбитальное или собственное. Орбитальное вращение не подходит, т.к. тесная двойная система с периодом 1 с излучала бы гравитационные волны, что привело бы за время порядка 1 года к уменьшению периода и столкновению компонентов. Собственные пульсации тоже ведут к уменьшению периода, в то время, как период пульсаров, наоборот, увеличивается. Т.о. остаётся вращение.
Максимальный известный период радиопульсара 11,77 сек, минимальный - 0,0014 сек (1,4 мс).
Распределение пульсаров по периодам имеет два максимума: больший соответствует периоду 0,6 с (нормальные пульсары), меньший - периоду 4 мс (миллисекундные пульсары).
У подавляющего числа пульсаров период монотонно увеличивается со временем. Типичные значения 10-15 для нормальных пульсаров и 10-19 для миллисекундных.
У некоторых пульсаров наблюдаются скачкообразные изменения периода, т.н. глитчи. Напр., у PSR B0531+21 наблюдались скачки периода ΔP/P ~10−9 с частотой несколько раз в год.
Запасы энергии вращения 1045-1052 эрг; наблюдаемая скорость потерь 1030-1038 эрг/с.
Излучение пульсаров сильно поляризовано. У пульсара PSR B0833-45 степень линейной поляризации близка к 100%.
Для небольшого числа пульсаров характерно вспышечное увеличение плотности потока отдельных импульсов. В то время как для обычных импульсов характерна изменчивость плотности потока не более чем в 10 раз, плотность потока гигантских импульсов превышает таковую для обычных в сотни и тысячи раз.
Годичный параллакс можно определить только для ближайших пульсаров. определён годичный параллакс для пульсаров PSR B0950+08 и PSR B1929+10. Результаты близки к полученным другими методами.
В отличие от обычных звёзд, пульсары имеют спектр не чернотельный, а степенной, что говорит о синхротронной природы излучения.
По мере замедления вращения пульсара его спектр радиоизлучения смещается в сторону длинных волн и становится более узким.
рентгеновские пульсары
Их можно разделить на два больших класса по источнику энергии, питающем Р излучение: аккрецирующие и одиночные. Первые – это двойная система, одним из компонентов которой является нейтронная звезда, а вторым звезда, либо заполняющая свою полость Роша, в результате чего происходит перетекание материи с обычной звезды на нейтронную, либо звезда-гигант с мощным звездным ветром.
барстеры
Вспыхивающие Р источники с орбитальным периодов от k часов до k дней; Время развития вспышки 0,1-5 сек, время затухания 3-100 сек, характерная энергия Р фотонов ~1-20 кэВ. Кроме вспышки иногда наблюдается и запаздывающее (~3 сек) световое эхо.
Абсолютная Р светимость барстеров с во время вспышки ~1037-1038 эрг/сек; полная энергия вспышки ~1038-1039 эрг. В спокойной фазе (между вспышками) барстеры – слабопеременные Р источники с Р светимостью ~1036-1037 эрг/сек.
Энергия, излучаемая барстером между вспышками превосходит энергию вспышки в ~100 раз, что близко к отношению гравитационной энергии вещества на поверхности нейтронной звезды (1020 > эрг/г) к энергии, выделяющейся при ТЯ сгорании гелия (1018 эрг/г).
Спектр барстера во время вспышки близок к спектру излучения АЧТ.
Радиус излучающей области ~10 км, что совпадает с размерами нейтронных звёзд.
происхождение
Известно три типа компактных объектов: белые карлики, нейтронные звезды и чёрные дыры.
Пульсары в Крабовидной туманности и в Парусах имели периоды 33 и 89 мс. Белые карлики не могут вращаться со столь малыми периодами из-за центробежного разрушения.
Чёрные дыры не являются объектами, излучающими самостоятельно.
Единственный кандидат на роль пульсара – быстровращающаяся нейтронная звезда.
Нейтронные звезды имеют очень малые размеры и очень высокие плотности, превышающими плотность атомного ядра. Они появляются в результате взрывов сверхновых. При таком взрыве происходит быстрый коллапс ядра звезды, которое затем и превращается в нейтронную звезду. Во время сжатия в силу закона сохранения момента импульса, а также сохранения магнитного потока происходит резкое увеличение скорости вращения и М-поля звезды.
Радиопульсар это вращающаяся нейтронная звёзда с магнитным полем. Она испускает потоки радиоизлучения; в результате вращения нейтронной звезды поток попадает к наблюдателю через равные промежутки времени.
Рентгеновские пульсары, как и радиопульсары, это нейтронные звёзды с магнитным полем. В отличие от радиопульсаров, расходующих на излучение свою энергию вращения, рентгеновские пульсары излучают за счёт аккреции вещества звезды-соседа, заполнившего свою полость Роша и под действием пульсара постепенно превращающегося в белого карлика. Как следствие, масса пульсара медленно растёт, как и его момент инерции и – за счёт передачи орбитального момента системы во вращение пульсара падающим на него веществом – частота вращения, в то время, как радиопульсары, со временем, наоборот, замедляются. Радиопульсар совершает оборот за время от нескольких секунд до нескольких десятых долей секунды, а рентгеновские пульсары делают сотни оборотов в секунду. Быстрая скорость вращения нейтронной звезды и чрезвычайно высокие М-поля (1012-1013 Гс) – основные условия образования рентгеновского пульсара. Падающее вещество образует аккреционный диск вокруг нейтронной звезды. Но поблизости от нейтронной звезды он разрушается: движение плазмы сильно затруднено поперек силовых линий магнитного поля. Вещество больше не может двигаться в плоскости диска, оно движется вдоль линий поля и падает на поверхность нейтронной звезды в области полюсов. В результате образуется т.н. аккреционная колонка, размеры которой много меньше размеров самой звезды. Материя, ударяясь о твердую поверхность нейтронной звезды, сильно разогревается и начинает излучать в рентгене. Пульсации излучения связаны с тем, что из-за быстрого вращения звезды, аккреционная колонка то уходит из вида наблюдателя, то снова появляется.
Одиночные Р пульсары это нейтронные звезды, чье Р излучение возникает в результате либо излучения ускоренных заряженных частиц, либо остывания их поверхностей.
Барстер это тесная двойная система, одним из компонентов является нейтронная звезда, а другим – звезда, теряющая массу (напр., заполнившая полость Роша), что приводит к аккреции на нейтронную звезду. При аккреции вещества на поверхность нейтронных звёзд со слабым М-полем происходит относительно равномерное накопление аккрецирующего вещества на её поверхности с образованием вырожденной оболочки, богатой водородом и гелием. Р излучение барстера в его спокойной фазе обусловлено выделением гравитационной энергии аккрецируемого вещества. Накопление вещества в вырожденной оболочке при её адиабатическом сжатии и малых тепловых потерях приводит к взрывному ТЯ синтезу в оболочке и наблюдается как Р вспышка; т.о. источник энергии вспышек барстеров тот же, что и у новых звёзд. Запаздывающее световое эхо барстеров производит звезда-компаньон, переизлучая Р вспышку.
эволюция
Расходуя энергию вращения, пульсар постепенно увеличивает период вращения, что сопровождается уменьшением кинетической энергии.
Кроме медленного изменения периода вращения пульсара обнаружены скачки скорости его вращения. Они сопровождаются увеличением выброса релятивистских частиц; имеют причиной "звездотрясение" пульсара. При снижении скорости его вращения уменьшаются центробежные силы, что ведёт к накоплению механических напряжений в коре нейтронной звезды. В некоторый момент эти напряжения "ломают" кору, размеры звезды уменьшаются, а скорость её вращения, соответственно, увеличивается. Потом процесс повторяется.
Уровень активности пульсаров со временем снижается, период вращения увеличивается, а окружающая пульсар волокнистая туманность постепенно рассеивается в пространстве.
С течением времени поле нейтронной звезды ослабевает, и рентгеновский пульсар может стать барстером.
история изучения
1963 г. впервые открыто излучение замагниченной вращающейся нейтронной звезды (т.е. пульсара) в Крабовидной туманности. Однако очень малый период вращения нейтронной звезды в этой туманности (~33 мсек) не позволял обнаружить пульсации рентгеновского излучения на этой частоте до 1969 г.
Первый пульсар был открыт в июле 1967 г. Джоселин Белл, аспиранткой Энтони Хьюиша, на радиотелескопе Маллардской радиоастрономической обсерватории Кембриджского университета, на длине волны 3,5 м.Современные названия этого пульсара PSR B1919+21/ PSR J1921+2153. Результаты наблюдений несколько месяцев хранились в тайне, а первому открытому пульсару присвоили имя LGM-1 (Little Green Men); предполагая, что эти строго периодические импульсы радиоизлучения имеют искусственное происхождение. Вскоре группа Хьюиша нашла ещё 3 источника аналогичных сигналов. В феврале 1968 г. в журнале Nature появилось сообщение об открытии быстропеременных внеземных радиоисточников неизвестной природы со стабильной частотой. К 1 января 1969 г. число обнаруженных различными обсерваториями мира объектов, получивших название пульсаров, достигло 27. Доплеровское смещение частоты (характерное для источника, вращающегося вокруг звезды) обнаружено не было. После статьи Хьюиша и др. было открыто значительное число пульсаров, причём некоторые из них удалось связать с остатками вспышек сверхновых, таких как Крабовидная туманность или остаток в Парусах. В январе 1969 г. у радиопульсара в Крабовидной туманности обнаружились пульсации в оптическом диапазоне.
Октябрь 1970 г., в эксперименте на стратостате открыт источник GX 1+4, с периодом ~2.3 мин менявший яркость; он тоже оказался пульсаром.
1971 г. открыт рентгеновский пульсар, Центавр X-3, при помощи данных, полученных первой рентгеновской орбитальной обсерваторией Uhuru. Он имел пульсации яркости с периодом ~4,8 сек. и регулярное изменение этого периода. Исследования показали, что изменение периода связано с эффектом Доплера при движении источника пульсаций по орбите в двойной системе.
1974 г. открыт пульсар в двойной системе (двойной пульсар) PSR B1913+16.
1990 г. у пульсара PSR 1257+12 обнаружена планетная система.
2004 г. найден PSR J0737-3039 – двойная система из двух пульсаров.
2015 г. обнаружен первый гамма-пульсар за пределами Млечного Пути, PSR J0540-6919, на окраине туманности Тарантул в Большом Магеллановом Облаке, расположенной в 163 тыс. с.л. от Млечного Пути . Он установил новый рекорд светимости среди ранее открытых гамма-пульсаров.
2016 г. в результате изучения архивных данных телескопа XMM-Newton за 2000- 13 гг открыт рентгеновский источник 3XMM J004301.4+413017, первый пульсар в галактике Туманность Андромеды.
К 2020 г. обнаружено >2800 радиопульсаров; более 1/2 обнаружены обсерваторией Паркса в Австралии под руководством Дика Манчестера. Из них 140 входят в состав шаровых скоплений; 21 найден в Магеллановых облаках. Ближайшие расположены на расстоянии ~390 с.л. от Солнца.
Рентгеновских пульсаров к 2016 г. найдено 66.
Число доступных наблюдениям радиопульсаров в Галактике оценивается в 24±3 тыс, а полное их число в 10 раз больше.
Новые звёзды
Звёзды, светимость которых внезапно увеличивается в ~103-106 раз. Общая энергия вспышки достигает 1038-1040 Дж. (Солнце излучает такую энергию за 8-800 тыс. лет).
Все новые звёзды являются тесными двойными системами, состоящими из белого карлика и звезды-компаньона из ГП или КГ, заполнившей свою полость Роша. В таких системах происходит перетекание вещества внешних слоёв звезды-компаньона на белый карлик через окрестности точки Лагранжа L1; перетекающее вещество образует вокруг белого карлика аккреционный диск; скорость аккреции на белый карлик постоянна и определяется параметрами звезды-компаньона и отношением масс звёзд; состав падающего на белый карлик газа типичен для внешних слоёв КГ и звёзд ГП: >90% водорода.
Для вспышки новой ключевыми являются два фактора: 1) очень низкое содержание водорода; 2) вырожденное состояние вещества белого карлика.
Аккрецируемый газ накапливается на поверхности белого карлика, образуя обогащённый водородом слой. Из-за крайне высокого ускорения свободного падения на поверхности БК (~106 м/с2) этот слой находится в вырожденном состоянии и дополнительно разогревается потоком из АД, скорость падения которого ~106 м/с. По мере накопления водорода в поверхностном слое и повышения его температуры в обогащённом водородом слое начинаются ТЯ реакции CNO-цикла; этому способствует проникновение в вырожденный поверхностный слой углерода из лежащих ниже слоёв БК. В невырожденных условиях энерговыделение идущих в веществе ТЯ реакций, приводящее к повышению температуры, ведёт к росту давления и т.о. расширению, понижению плотности и снижению скорости ТЯ реакций (пропорциональной плотности и температуре) - т.е. установлению саморегулирующегося гидростатического равновесия, как это происходит в недрах звёзд ГП. Однако у нерелятивистского вырожденного газа крайне слаба зависимость давления от температуры, P = K*rho5/3. В результате происходит взрывное ускорение реакций ТЯ синтеза в богатой водородом оболочке; температура резко растет до снятия вырождения при данной плотности; формируется ударная волна, сбрасывающая верхний слой водородной оболочки БК в окружающее пространство. Такое взрывное нарастание скорости ТЯ реакций в вырожденном звёздном веществе довольно часто; напр. гелиевые вспышки КГ или углеродная детонация в вырожденных ядрах массивных звёзд и массивных БК при превышении предела Чандрасекара.
Вскоре после вспышки начинается новый цикл аккреции на белый карлик и накопления водородного слоя. Через некоторое время, определяемое темпами аккреции и свойствами белого карлика, вспышка повторяется. Интервал между вспышками составляет k10 - k1000 лет.
Спектры новых звёзд в максимуме блеска являются непрерывными с линиями поглощения, похожими на спектры сверхгигантов класса A или F, но с падением яркости у них появляются эмиссионные линии.
Класс новых звёзд обозначается Q.
Сверхновые
Вспышка сверхновой – явление, в ходе которого звезда резко увеличивает свою яркость на 4-8 порядков с последующим сравнительно медленным затуханием вспышки.
Взрыв сопровождается выбросом значительной массы вещества из внешней оболочки звезды в пространство, а из оставшейся части вещества ядра звезды, как правило, образуется нейтронная звезда, если масса звезды до взрыва >8MS, либо ЧД, если масса звезды >40MS. Масса оставшегося после взрыва ядра >5MS. Вместе они образуют остаток сверхновой.
Различие между новыми и сверхновыми: у новых звёзд вспышка происходит в результате ТЯ взрыва на поверхности белого карлика, который перетянул достаточное количество вещества со звезды-компаньона; вспышки сверхновых могут быть вызваны различными причинами, но они в любом случае, в отличие от новых звёзд, приводят к разрушению самой звезды.
Выбрасываемое в ходе вспышки вещество содержит продукты ТЯ синтеза, происходившего на протяжении всей жизни звезды. Оно быстро распространяется наружу, как надувающийся воздушный шар, врезаясь во все, что находится поблизости.
Благодаря детонации сверхновых межзвездная среда обогащается металлами, которые сформировались в звездах. Взрывные волны от сверхновых наряду с дующими с поверхностей звезд ветрами, вращением или другими внутренними движениями самой галактики приводят к перемешиванию этой обогащенной межзвездной среды. Сверхновые – участники распределения в межзвездной среде материала, образовавшегося в ходе эволюции звезд.
Облако водорода, обогащенное металлами, может снова разрушиться, образуя новые звезды.
классификация
если в спектре есть линии водорода, то сверхновая относится к типу II, если нет – к типу I.
Сверхновые типа I делятся на подтипы Ia, Ib, Ic: в спектрах сверхновых типа Ia есть линии Si II, в спектрах Ib и Ic есть или нет линий He I.
Сверхновые типа Ia – это взрывающиеся белые карлики в двойной системе.
Все сверхновые типа Ia имеют на своем максимуме одинаковую внутреннюю светимость.
Кривые блеска для I типа весьма сходны: 2-3 суток идёт резкий рост, затем его сменяет резкое падение 25-40 суток; затем медленное, почти линейное ослабление.
Сверхновые типа II – это звёзды массы >10MS, они взрываются как сверхновые сами по себе, когда коллапсирующее ядро, больше не удерживаемое радиационным давлением, превышает массу и плотность, необходимые для удержания ТЯ реакцией.
Причиной вспышки для подклассов Ia, Ib является ТЯ взрыв; Ic, II – гравитационный коллапс.
Сверхновые типа II также деля на подтипы в зависимости от спектров.
Для спектров сверхновых типа II и Ib/c характерны: узкие абсорбционные детали вблизи max блеска и узкие несмещённые эмиссионные компоненты; линии NIII, NIV, CIII, CIV, наблюдаемые в УФ излучении.
У сверхновых типа IIb спектры со временем становятся похожи на таковые класса Ib; спектры с аномально узкими линиями поглощения выделяют в класс IIn.
У разных подтипов для типа II (как и у типа I) различны кривые блеска.
Сверхновые Ib/c и II тяготеют к спиральным рукавам.
выделение энергии
ТЯ взрыв. Один из способов высвободить столько энергии – ТЯ взрыв. Но у одиночных звёзд его не может быть. Процессы в звёздах, находящихся на ГП, равновесны. Белые карлики тоже устойчивы, кроме случаев близости к пределу Чандрасекара. Т.о. ТЯ взрыв возможен только в кратных системах.
Две возможности, влияющие на состояние, состав и массу вовлечённого во взрыв вещества. 1) второй компаньон – а) обычная звезда, с которого вещество перетекает на первый; б) такой же белый карлик; это - двойное вырождение. 2) Взрыв происходит а) при превышении предела Чандрасекара; б) до него.
Общим во всех случая сверхновых Ia является то, что взрывающийся карлик скорее всего углеродно-кислородный. Во взрывной волне горения, идущей от центра к поверхности, текут реакции. Масса вступающего в реакцию вещества определяет энергетику взрыва и блеск в max. Если в реакцию вступает вся масса белого карлика, то энергетика взрыва составит 2,2 1051 эрг.
Дальнейшее поведение кривой блеска в основном определяется цепочкой распада.
Затухающий свет в сверхновой типа Ia вызывается в первую очередь радиоактивным распадом никеля с периодом полураспада около недели, а после – распадом кобальта, который отличается более длительным периодом полураспада – около 11 недель.
Через 60 суток после начала вещество становится прозрачным для γ-излучения. На кривой блеска начинается экспоненциальный спад.
Коллапс ядра. Вторая возможность выделения необходимой энергии - коллапс ядра
остатки сверхновых
Возможный компактный остаток; обычно пульсар, но бывает и чёрная дыра.
Внешняя ударная волна, распространяющаяся в космосе.
Возвратная волна, распространяющаяся в веществе выброса сверхновой.
Вторичная волна, распространяющаяся в сгустках межзвёздной среды и в плотных выбросах сверхновой.
За фронтом внешней ударной волны газ нагрет до TS ≥107К и излучает в Р диапазоне с энергией фотонов 0,1-20 кэВ; аналогично газ за фронтом возвратной волны образует вторую область Р излучения. Линии высокоионизированных Fe, Si, S и других элементов указывают на тепловую природу излучения из обоих слоёв.
Оптическое излучение молодого остатка создаёт газ в сгустках за фронтом вторичной волны. Так как в них скорость распространении выше, а, значит, газ остывает быстрее, и излучение переходит из Р диапазона в оптический. Ударное происхождение оптического излучения подтверждает относительная интенсивность линий.
Волокна в Кассиопее A показывают, что происхождение сгустков вещества может быть двояким. Т.н. быстрые волокна разлетаются со скоростью 5000-9000 км/с и излучают только в линиях O, S, Si; т.е. это сгустки, сформированные в момент взрыва сверхновой. Стационарные конденсации имеют скорость 100-400 км/с, и в них наблюдается нормальная концентрация H, N, O. Это показывает, что вещество было выброшено задолго до вспышки сверхновой и позже было нагрето внешней ударной волной.
Синхротронное радиоизлучение релятивистских частиц в сильном М-поле является основным наблюдательным признаком для всего остатка. Область его локализации - прифронтовые области внешней и возвратной волн. Наблюдается синхротронное излучение и в рентгеновском диапазоне.
эволюция остатка сверхновой
Три этапа:
Свободный разлёт. Заканчивается, когда массы сгребённого вещества и выброса сравняются.
Адиабатическое расширение. На этой стадии вспышка сверхновой представляется как сильный точечный взрыв в среде с постоянной теплоёмкостью.
Интенсивное высвечивание. Начинается, когда температура за фронтом достигает max на кривой радиационных потерь. Расширение оболочки останавливается, когда давление газа остатка сравняется с давлением газа в межзвёздной среде. После этого остаток начинает диссипировать, сталкиваясь с хаотично движущимися облаками.
история изучения
185 г. Самая ранняя запись, которая идентифицируется как запись наблюдений сверхновой (SN 185); сделана китайскими астрономами.
1006 г. Самая яркая известная сверхновая SN 1006 подробно описана китайскими и арабскими астрономами.
1054 г. сверхновая SN 1054, породившая Крабовидную туманность.
1572 г. Тихо Браге наблюдал SN 1572 в созвездии Кассиопеи
17 октября 1604 г. Иоганн Кеплер начал наблюдение SN 1604.
Сверхновые звёзды SN 1572 и SN 1604 были видны невооружённым глазом; их использовали как аргумент против античной идеи о том, что мир "неподвижных звёзд" неизменен.
С развитием телескопов сверхновые звёзды стало возможно наблюдать и в других галактиках.
1885 г замечена сверхновая в Туманности Андромеды.
В XX веке разработана классификация сверхновых и предложены теории их образования.
примеры
Сверхновая SN 1572; Сверхновая SN 1604 (Сверхновая Кеплера); Сверхновая SN 1987A; Сверхновая SN 1993J; Гиперновая SN 2006gy; Сверхновая G1.9+0.3.
23 февраля 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке на расстоянии 168 тыс. с.л. от Земли вспыхнула сверхновая SN 1987A. Зарегистрирован поток нейтрино от вспышки; впервые. Ни нейтронная звезда, ни чёрная дыра на месте вспышки, пока не обнаружены.
22 января 2014 г. в галактике M82 вспыхнула сверхновая звезда SN 2014J. Галактика M82 находится на расстоянии 12 млн. с.л. от нашей галактики.
 |
 |
| Крабовидная туманность (снимок космического телескопа "Хаббл"). |
| Крабовидная туманность в ИК лучах (снимок космического телескопа "Спитцер"). |
 |
| Крабовидная туманность. В центре пульсар; видна ударная волна, полярное струйное течение (джет). Совмещено изображение в оптическом (красный цвет) и Р диапазонах (голубой цвет). (Снимки телескопов "Хаббл" и "Чандра"). |
 |
| Остаток сверхновой SN 1987A (снимок телескопа "Хаббл", 1994 г.). |
Микроквазары (рентгеновские двойные звезды)
Двойные звёздные системы, в которых остаток первой звезды – либо нейтронная звезда либо чёрная дыра – гравитационно связан с близкой к нему обычной звездой.
В таких системах происходит аккреция вещества на нейтронную звезду или черную дыру; в результате чего происходят спорадические выбросы с околосветовой скоростью струй материи; наблюдаемая картина близка к квазарам/ уменьшенная версия квазара.
У квазаров средняя температура АД k103K, у микроквазара - k106K. Средний размер АД квазара 109 кв.км у микроквазаров - 103 кв.км Квазары могут проецировать джеты на k106 св.л., микроквазары – на k св.л.
Микроквазары излучают, притом переменно, в Р и радиодиапазонах; в Р-диапазоне они видны как компактные источники; в радиодиапазоне они парные протяжённые источники, джеты, с радиоизлучающими сгустками с релятивистскими скоростями выбросов и синхротронным излучением. Время жизни излучающих в радиодиапазоне сгустков – k дней - k недель. Время развития Р вспышки составляет k минут (напр. у GRS1915+105); причём в Р диапазоне происходят квазипериодические осцилляции с периодом в десятки секунд.
примеры
Микроквазар SS 433.
1978/9 г. два астронома из Кембриджа обнаружили в созвездии Орла источник необычного радио- и Р излучения/ Заметили Р источник Скорпион X-1, в котором происходят струйные радиовыбросы, сходные с релятивистскими выбросами радиоквазаров. Назвали его SS-433. Первый обнаруженный микроквазар.
1994 г. обнаружен подобный объект, GRS 1915+105.
Группы звёзд
Кратные звезды
Двойная звезда – система из двух звёзд, которые вращаются вокруг общего центра масс.
Гравитационно-связанная система из нескольких звезд называется кратной звездой. Кратные звёзды, как правило, имеют иерархическую структуру: напр., тройные системы могут состоять из двойной звезды и достаточно удалённой от неё одиночной. К двойным и кратным системам принадлежит >1/2 всех звёзд. Периоды обращения в них могут составлять от нескольких минут до нескольких миллионов лет.
Тесные двойные системы – расстояние между звёздами сопоставимо с их размерами. В таких системах могут наблюдаться эффекты, вызванные взаимодействием звёзд, напр., перетекание вещества с одной звезды на другую.
Шаровые звёздные скопления
морфология; физические характеристики
Компактные очень плотные скопления звезд. Имеют шарообразную форму.
Содержат 10 тыс. - k млн. звёзд, в среднем ~200 тысяч.
Концентрация звёзд к центру скопления увеличивается; в регионе центра она 100-1000 звёзд/ пк3; средние расстояния между соседними звёздами 0,3-0,5 св.л. (для сравнения - в окрестностях Солнца концентрация звёзд ~0,13 / пк3, т.е.в 700-7000 раз меньше).
Диаметры 100-300 св.л.
Массы 104-k106MS. Омега Центавра в Млечном Пути и Mayall II в M31 имеют массы k106MS.
звёзды скоплений
Тип звёзд в шаровых скоплениях, аналогичен звёздам в балдже спиральных галактик.
Наиболее массивные звёзды находятся в центре.
Возраст оценивается в 10-15 млрд. лет; т.о. их относят к населению II. Этим они значительно отличаются от рассеянных звёздных скоплений, возраст которых составляет k106 лет. Звёзды имеют небольшие массы, т.к. массивные уже завершили свою эволюцию.
Состоят, как правило, из старых звёзд, с низкой металличностью. /обычно состоят из звёзд населения II, обладающих низким содержанием тяжёлых элементов. Эти элементы создаются в ТЯ синтезе, затем входят в состав нового поколения звёзд. Таким образом, доля металлов указывает на возраст звезды, и старые звёзды обычно имеют более низкую металличность.
/ Самые старые звёзды галактик. Сформировались, предположительно, когда и первые звезды/ галактики. / Большинство появились ~12 млрд лет назад во времена образования галактик.
Есть шаровые скопления с относительно молодыми звёздами, напр. в Магеллановых Облаках; в основном, погружены в МЗ газ и пыль. Напр., туманность Тарантул окружают молодые шаровые скопления бело-голубых звёзд. В её центре находится молодое яркое скопление.
Некоторые массивные шаровые скопления, напр. Омега Центавра в Млечном Пути и Mayall II в M31, содержат звёзды из нескольких звёздных поколений.
Неясно, состоит ли шаровое скопление из звёзд одного поколения, или из звёзд, прошедших через многократные циклы в течение k108 лет. Во многих шаровых скоплениях большинство звёзд находятся на ~ одной стадии звёздной эволюции, т.о. вероятно, они сформировались в ~ одно и то же время.
Возраст шарового скопления можно определить по температуре белых карликов.
Звёзды шаровых скоплений делят на два класса: OoI и OoII (Питер Оостерхоф). Класс OoII – низкометаллические. Оба класса есть во многих галактиках. Возраст обоих классов ~ возраст Вселенной. В нашей Галактике большинство OoII выровнены вдоль плоскости во внешней части гало. Возможно, скопления класса OoII были захвачены из галактики-спутника, и они не являются старейшими членами шаровых скоплений Галактики. Разница между двумя типами скоплений тогда объясняется задержкой между моментом, когда две галактики сформировали их системы скоплений. В OoII у переменных типа RR Лиры более длительный период.
Неизвестны шаровые скопления с активным звездообразованием; это согласуется с тем, что они, как правило, наиболее старые объекты в галактике, состоят из старых звёзд.
В них отсутствуют газ и пыль; предполагается, что они уже давно превратились в звёзды.
В шаровых скоплениях из-за высокой плотность звёзд часто происходят близкие прохождения и столкновения; следствие – большая распространённость в них ряда экзотических классов звёзд: голубых страгглеров, миллисекундных пульсаров, маломассивных рентгеновских двойных звёзд.
диаграммы Г-Р для скоплений
Поскольку все звезды шарового скопления находятся примерно на одинаковом расстоянии от нас, их абсолютная звёздная величина отличается от их видимой звёздной величины примерно на одно и то же значение. Звёзды ГП в шаровом скоплении сопоставимы с аналогичными звёздами в окрестностях Солнца и будут выстраиваться вдоль линии ГП.
Сопоставляя кривые на диаграмме Г-Р можно определить абсолютную величину звёзд ГП в скоплении. Это, в свою очередь, даёт возможность оценить расстояние до скопления, основываясь на значении видимой звёздной величины. Разница между относительной и абсолютной величиной даёт оценку расстояния.
Когда звёзды шарового скопления наносятся на диаграмму Г-Р, то во многих случаях почти все звёзды попадают на достаточно определённую кривую, что отличается от диаграммы Г-Р звёзд вблизи Солнца, которая объединяет в одно целое звёзды разного возраста и происхождения. Форма кривой для шаровых скоплений является характеристикой групп звёзд, образовавшихся примерно в одно и то же время из одних и тех же материалов и отличающихся только своей первоначальной массой. Так как положение каждой звезды на диаграмме Г-Р зависит от возраста, то форма кривой для шарового скопления может использоваться для оценки общего возраста звёздного населения.
У самых массивных звёзд ГП будет самая высокая абсолютная звёздная величина, и первыми перейдут в стадию гиганта. По мере старения скопления, звёзды с более низкими массами начнут переходить в стадию гиганта, поэтому возраст скопления с одним типом звёздного населения можно измерить путём поиска звёзд, которые только начинают переходить в стадию гиганта. Они формируют "колено" в диаграмме Г-Р с поворотом к правому верхнему углу по отношению к ГП. Абсолютная звёздная величина в районе точки поворота зависит от возраста шарового скопления, поэтому шкалу возраста можно построить на оси, параллельной звёздной величине.
ЧД в скоплениях
Некоторые шаровые скопления, напр. М15, имеют очень массивные ядра, которые могут содержать ЧД, либо группу нейтронных звёзд, либо массивных белых карликов.
Кластер RZ2109, расположенный на расстоянии 50 с.л. от Земли, содержит ЧД массы ~10MS, активную. Её обнаружили по излучению Р диапазона.
Предполагается наличие ЧД массы ~4000MS в скоплении M 15 и ЧД ~ 20000МS в скоплении Mayall II в М31. Р и радиоизлучение из Mayall II соответствует ЧД промежуточной массы.
скопления и галактики
Находятся в гало галактик; в отличие от рассеянных скоплений, располагающихся в диске.
Гравитационно привязаны к галактике; обращаются вокруг центра галактик как спутники.
Есть в почти каждой изученной крупной галактике. В Туманности Андромеды их, возможно, до 500. В некоторых гигантских эллиптических галактиках, особенно тех, которые находятся в центре галактических скоплений, таких как M 87, может быть до 13 тыс. шаровых скоплений.
Отличны от карликовых эллиптических галактик; результаты звездообразования в своей галактики, а не образовались из других присоединившихся галактик. Однако шаровые скопления и карликовые сфероидальные галактики, вероятно, довольно близки. Сверхмассивные шаровые скопления, вероятно, ядра карликовых галактик, поглощённых гигантскими галактиками.
~1/4 шаровых скоплений в нашей Галактике, возможно, были частью карликовых галактик.
Размеры коррелируют с массой центральных ЧД галактик.
примеры
В нашей Галактике ~150 шаровых скоплений. Они обращаются вокруг центра масс галактики по сильно вытянутым орбитам со скоростями ≈200 км/с и периодом 108-109 лет. Возраст шаровых скоплений нашей Галактики близок к её возрасту. В отличие от рассеянных скоплений и звёздных ассоциаций, МЗС шаровых скоплений содержит мало газа; причиной, видимо, является их возраст.
Шаровое скопление NGC5139 (Омега Центавра). В нашей Галактике, её крупнейшее, самое яркое и массивное шаровое скопление. Диаметр ~150 св.л. Содержит ~107 звёзд; масса 4-5*106MS; плотность близ центра скопления ~2000MS/пк3. Большинство звёзд из ГП, с массой ~MS; также k красных гигантов и страгглеров. Есть переменные звёзды типов RR Лиры, SX Феникса, цефеид II типа, затменные; радиопульсары в центре. В центре скопления, возможно, ЧД, массы ~4*104MS. Некоторая сплюснутость, вызванная вращением со скоростью <8 км/сек (не характерна для шаровых скоплений; присуща, в основном, галактикам). Звёзды имеют разный возраст, 10-12 млрд. лет; образовывались в минимум двух вспышках звездообразования (в большинстве скоплений они образуются практически одновременно). Звёзды имеют разную металличность (в большинстве скоплений практически не отличаются по составу). Возможно, остатки карликовой галактики, которую поглотила наша. От Земли 15-17 тыс. св.л.
Шаровое скопление NGC104 (47 Тукана). В нашей Галактике; одно из самых массивных в ней. Диаметр ~240 св.л.; k106 звёзд; масса 1,5*106MS. Металличность –0,72 - –0,78. Диаграмма Г-Р даёт возраст звёзд ~13 млрд. лет. Много (>20) пульсаров, большинство миллисекундные; в центре много (>20) страгглеров. Содержит min две популяции звёзд разного возраста или металличности. Есть голубая гигантская звезда класса B8III, одна из самых ярких звёзд в видимом и УФ свете, ее светимость >1100LS. Есть k100 источников Р излучения; катаклизмические переменные звёзды, содержащие белые карлики, аккрецирующие от звёзд-компаньонов; маломассивные Р двойные системы, содержащие не аккрецирующие нейтронные звёзды, излучение горячей поверхности которых можно наблюдать в Р диапазоне. Возможно, в центре скопления ЧД, ~1,5-2,5*103MS. От Земли 14,5 тыс. св.л.
Шаровое скопление М53. Диаметр 100 св.л. От Земли 58 тыс. св.л.
Шаровое скопление М80. k105 звёзд. От Земли 28 тыс. св.л.
Шаровое скопление NGC2808. Состоит из 3-х поколений звёзд.
Шаровое звездное скопление внутри пары взаимодействующих галактик NGC 4038 и NGC 4039 ("Антенны"). От Земли 50 тыс. св.л.
Шаровые скопления NGC 1783, NGC 1696, NGC 411. В Магеллановых Облаках Возраст 1-2 млрд. лет, но в них есть и более молодые звезды, с большим содержанием гелия.
 |
 |
 |
| Шаровое скопление NGC5139 (Омега Центавра) (снимок VST). |
| Шаровое скопление NGC104 (47 Тукана) (снимок VLT). |
| Шаровое скопление М53 (снимок "Хаббл"). |
Рассеянные звёздные скопления
Менее плотные, чем шаровые; содержат меньше звёзд – k10-k1000, в среднем 200-300.
Диаметры <50 св.л.
Концентрируются к диску.
В отличие от шаровых скоплений, рассеянные не так сильно связаны гравитацией и, как правило, распадаются в течение <1 млрд. лет после образования.
Звёздное население I; среди них много массивных и ярких звёзд.
 |
| Рассеянное звёздное скопление NGC 265. |
Звёздные ассоциации
ещё более разреженные группы звёзд
Общая масса <1000MS; диаметр <700 с.л.
Очень слабо связаны гравитацией; распадаются за <10 млн. лет после образования. Т.о. они состоят из очень молодых звёзд
Происхождение звёзд
Рождение протозвёзд
Исходный материал для будущей звезды/ группы звёзд – газопылевое облако. Оно содержит, в основном, водород и гелий; температура в нём 10-30K; концентрация атомов ~102 частиц/см3 (в межзвёздном пространстве <0,1 частицы/см3). Масса может быть 105-107MS; диаметр 50-300 с.л.
В некоторый момент гравитационное взаимодействие частиц облака приводит к образованию в нём уплотнения/ нескольких. Триггером/ катализатором этого может быть прохождение через облако ударной волны от взрыва сверхновой или другие аналогичные события.
Образовавшиеся уплотнения начинают притягивать находящиеся поблизости частицы газа и пыли, что ведёт к сжатию частей облака вокруг них.
Далее будет рассматриваться происходящее с одним из таких центров и его окрестностью.
По мере сжатия облако уплотняется, вначале практически без нагрева, т.к. оно прозрачно для излучения/ ИК с длиной волн >10 мкм, и п.в. выделяемая энергия излучается в пространство.
По мере уплотнения облако становится всё более непрозрачным для излучения выделяемой им энергии; в некоторый момент оно начинает нагреваться.
Через некоторое время в облаке формируется гидростатически равновесное ядро – в котором сила тяготения уравновешивается противоположно направленной силой давления; с этого момента ядро облака считается протозвездой.
Начальная масса протозвезды ~0,01MS, радиус k а.е., температура в центре ~200K. Эти параметры практически не зависят от исходной массы облака,
 |
| Протозвезда HBC 1 |
Протозвёзды ещё находятся в родительском облаке. Их концентрация в большинстве случаев >1/пк3, а ~1/2 их сгруппирована в областях с концентрацией >25/пк3.
Аккреция и изменение параметров протозвезды
Продолжается падение (аккреция) частиц пыли и газа туманности на ядро (протозвезду). Оно приводит к изменениям параметров протозвезды, в т.ч. её массы, температуры, также характера излучения. В это время также могут формироваться протопланетные диски вокруг протозвезды, которые впоследствии могут эволюционировать в планетные системы.
Состояния протозвезды в этот период классифицируются по характеру её излучения.
Протозвезда светит за счёт сжатия сначала в дальнем ИК диапазоне, затем разогревается и излучает в оптическом диапазоне. Чем меньше уровень ИК излучения, тем меньше холодного вещества окружает звезду; значит, тем больше возраст протозвезды.
Фаза 0 (класс излучения 0)
Продолжается аккреция частиц туманности на ядро, с увеличением его массы и температуры.
При t ~2000K рост ядра останавливается, т.к. энергия уходит на распад молекул водорода.
В некоторый момент ядро начинает сжиматься.
Через некоторое время для более маленького, уже ионизованного ядра, с массой 0,001MS, радиусом 1RS и температурой 20000K достигается равновесное состояние.
Протозвезда (ядро) излучает в дальнем ИК и миллиметровом диапазонах; спектр излучения чернотельный; его температура <70K; это класс излучения 0.
Возраст протозвезды k тыс. лет. В недрах ядра ещё не начался ТЯ синтез.
Ядро закрыто пылегазовой оболочкой, которая имеет гораздо меньшую температуру и само излучает лишь в ИК диапазоне. Масса газопылевой оболочки больше массы протозвезды.
В этой фазе протозвёзды проводят ~105 лет.
Фаза 1 (класс излучения I)
Аккреция продолжается, протозвезда постепенно увеличивает радиус до 4RS; он останется до окончания аккреции почти неизменным – за счёт уплотнения ядра.
Излучение протозвезды происходит также и в ближнем ИК диапазоне. Спектр излучения по-прежнему чернотельный, его температура 70-650K; наблюдается избыток ИК излучения; это класс излучения I.
Плотные облака туманности продолжают поглощать излучение протозвёзды в оптическом диапазоне, и та видна лишь в ИК и радиодиапазоне. / Когда большая часть материала попадает на протозвезду, её оптическое излучение начинает проникать через туманность; она становится слабо доступной для наблюдения.
Масса протозвезды становится > массы окружающего вещества.
В этой фазе протозвёзды промежуточной массы проводят ~105 лет.
Фаза 2 (класс излучения II)
Осаждение газа и пыли почти полностью прекратилось.
Остатки вещества туманности упадут на протозвезду за ~1 млн.лет. Если изначально облако вращалось, то вокруг протозвезды может остаться т.н. аккреционный диск; позже он может эволюционировать в планетную систему.
Максимум спектра приходится на ближний ИК диапазон; видна и в оптическом. Избыток ИК излучения выражен слабее. Температура чернотельного спектра 650-2800K.
В этой фазе протозвёзды промежуточной массы проводят ~106 лет.
Фаза 3 (класс излучения III)
Максимум спектра в видимом диапазоне. ИК избытка почти нет. Температура чернотельного спектра >2800K.
В этой фазе протозвёзды промежуточной массы проводят ~107 лет.
Протозвёзды фаз II и III с массой <3/2MS переменны и являются звёздами типа T Тельца, либо, иногда, фуорами. Протозвёзды с массой 3/2-10/8MS проходят стадию звёзд Хербига (Ae/Be).
У протозвёзд достаточно большой массы возрастающее давление излучения и звёздный ветер сдувают часть вещества оболочки, при этом может образоваться объект Хербига-Аро.
Типы протозвёзд
Звёзды типа T Тельца
Нерегулярно переменные в оптическом диапазоне протозвёзды с активной хромосферой. Еще не перешли на ГП. Обычно находятся рядом с облаками. Имеют классы F, G, K, M; массу <2MS; период вращения 1-12 дней. Температура их поверхности такая же, как и у звёзд ГП той же массы; радиус больше. Температура в ядре недостаточна, чтобы запустить ТЯ синтез водорода в гелий. Сжимаются, выделяя энергию. Мощные источники излучения в Р и радиодиапазонах (в ~1000 мощнее, чем Солнце). Нет гидростатического равновесия между сжатием и выработкой энергии в недрах. У многих сильный звёздный ветер. Ещё один источник переменности их блеска - протопланетный диск, окружающий звезду.
Звёзды типа T Тельца обычно увеличивают скорость вращения с возрастом, т.к. их радиус уменьшается, а момент импульса сохраняется.
В спектрах звёзд типа T Тельца присутствует литий, которого нет в спектрах Солнца и других звёзд ГП, т.к. при t >2,5×106К он расходуется в ТЯ реакциях. Возможно, на треке Хаяси перед выходом звезды на ГП, в протон-протонном цикле происходит литиевое горение; оно является причиной постепенного исчезновения лития. Быстрое вращение звезды, ускоряющееся со временем, увеличивает скорость перемешивания слоёв, и т.о. перенос лития в центральные слои, где он будет уничтожен. Литиевое горение также ускоряется при росте температуры и массы. В результате за 100 млн лет литий почти полностью выгорает.
Аккреция объясняет все особые свойства звёзд типа T Тельца: сильно выраженные линии эмиссий (до 100% собственной светимости звезды), магнитную активность, фотометрическую переменность, "струи". Сильные эмиссионные линии фактически вызваны соприкосновениями аккрецируемого газа с "поверхностью" звезды в местах нахождения её магнитных полюсов. Струи – побочный продукт аккреции: они уравновешивают избыточный момент импульса.
>1/2 звёзд типа T Тельца имеют околозвёздный диск, который может стать прародителем планетной системы. Диск рассеивается за 107 лет, частично выпадая на звезду, частично расходуясь на формирование планет, частично выдуваясь звёздным ветром.
Большинство звёзд типа T Тельца – члены двойных систем.
В Облаке Ориона в двойной системе у звезды типа T Тельца JW 566 на субмиллиметровых длинах волн ИК зафиксирована вспышка (телескоп "Максвелл"), которая по энерговыделению в 1010 раз > самых мощных солнечных вспышек.
Звёзды типа T Тельца имеют массы <2MS. При массе 2-8MS они называются звёздами Хербига (Ae/Be). Звёзды больших масс не наблюдаются (по крайней мере, в оптическом диапазоне), т.к. эволюционируют очень быстро, и когда становятся видимыми, т.е. уничтожат околозвёздный диск, то уже находятся на ГП.
Стадия звезды типа T Тельца обычно длится ~107 лет. Диск постепенно исчезает из-за аккреции на звезду, формирования планет, извержения струй и фотоиспарения УФ-радиацией с центральной и ближайших звёзд. В результате молодая звезда становится слабо выраженной звездой типа Т Тельца, которая в течение k108 лет, эволюционирует в обычную звезду ГП.
Звёзды Хербига (Ae/Be)
Протозвёзды класса A/ B с массой 2-8MS. Окружены газопылевыми облаками; температура поверхности 3500-6000K. В спектре сильные эмиссионные линии. В оптическом диапазоне, в основном, состоят из линий бальмеровской серии водорода и ионизованного кальция. Ещё один характерный признак – избыточное ИК излучение, исходящее от окружающего газопылевого облака. ТЯ реакция синтеза гелия из водорода в ядре ещё не началась. Сжатие; разогрев из-за него. На диаграмме Г-Р находятся в правой части ГП. Проводят в этой стадии <107 лет
Дж. Хербиг первым выделил подобные звёзды в отдельный класс в 1960 г. и предложил для них следующие критерии: 1) спектральный класс более ранний, чем F0 (чтобы отличить их от звёзд типа Т Тельца); 2) линии бальмеровской серии в спектре; 3) протозвезда находится в тёмной туманности; 4) она подсвечивает отражательную туманность. Сейчас известны изолированные звёзды Хербига (т.е. не связанные ни с какими туманностями); их выделяют по следующим критериям: 1) спектральный класс более ранний чем F0; 2) линии бальмеровской серии в спектре; 3) избыток ИК излучения (по сравнению с обычными звёздами), из-за наличия протопланетного диска. Звёзды Хербига иногда показывают лёгкую переменность. Вероятно, это происходит, когда протопланеты и планетезимали перекрывают свет звезды.
Фуоры
Протозвёзды-сверхгиганты классов F и G, окружённые пылью и туманностями. Происходит медленный, 1-30 лет, подъём блеска на 4-6m, класса A-F высокой светимости в максимуме и F-G - после максимума, очень медленное ослабление блеска после максимума. Также у них сильное ИК; обилие лития в атмосфере; связь с компактными отражательными туманностями.
В самом изученном фуоре – V1057 Лебедя – после максимума светимости происходил сброс неоднородной оболочки; его затухание происходит в несколько раз быстрее, чем FU Ориона; одновременно с ослаблением видимого блеска происходит затухание ИК и мазерного излучений; его спектр не удаётся соотнести со спектром какой-либо постоянной звезды. Причины вспышек фуоров неясны, неясно и происходит такая вспышка один раз или они повторяются. Возможно, вспышки фуоров связаны с перестройкой протозвёзд на одном из этапов развития. Возможно, у них случается 10-20 вспышек, прежде чем они перейдут на ГП.
Вероятно, у фуоров происходит падение вещества из протопланетного диска со скоростью ~10−4MS/ год. Время такой аккреции с высокими темпом и светимостью ~k10 лет.
Название дано по звезде FU Ориона. Их 4/ 5.
Протозвёзда после аккреции (переход на ГП)
Продолжает сжиматься, под действием гравитации; выделяет, за его счёт, энергию. Сжатие происходит гораздо медленнее, чем раньше. Движется, по своим параметрам, к звёздам ГП.
Положение протозвезды можно отметить на диаграмме Г-Р.
Если всю протозвезду занимает конвективная зона, то при медленном сжатии температура её вещества почти не меняется, а светимость падает – она движется на диаграмме вертикально вниз; такой путь называют треком Хаяши. Звёзды массы <0,3/0,5MS находятся на треке Хаяши всё время сжатия; у звёзд с массами 0,3/0,5 - 3MS в течение сжатия исчезают конвективные слои и в какой-то момент они сходят с трека Хаяши.
После схода с трека Хаяши (для звёзд промежуточной массы) или с самого начала медленного сжатия (для массивных звёзд) звезда перестаёт быть конвективной и при сжатии нагревается; её светимость меняется незначительно. На диаграмме она движется влево; это трек Хеньи.
В любом случае в течение сжатия температура в центре звезды возрастает, и в ядре звезды начинаются ТЯ реакции: у звёзд массы >8MS – ещё до того, как прекратится аккреция; у звёзд малой и средней массы – спустя некоторое время после начала сжатия. На ранних этапах это превращение лития и бериллия в гелий; эти реакции дают меньше энергии, чем излучает звезда.
Сжатие продолжается; доля ТЯ реакций в выделении энергии растёт, ядро продолжает нагреваться, и когда температура достигает 3-4 млн. K, начинается превращение водорода в гелий в p-p цикле.
Если масса звезды >0,07-0,08MS то в некоторый момент выделение энергии от ТЯ реакций сравнивается со светимостью звезды и сжатие прекращается; этот момент считают окончанием формирования звезды и её перехода на ГП.
Если масса звезды <0,07-0,08MS, то в ней тоже какое-то время могут идти ТЯ реакции, однако вещество в ядре становится вырожденным раньше, чем прекращается сжатие, поэтому ТЯ реакции не становятся единственным источником энергии, а сжатие не прекращается. Она становятся не звёздой ГП, а коричневым карликом.
Также не переходят на ГП субкарлики.
Стадия перехода от протозвёзд к звёздам/ синтез водорода в гелий начнётся длится от 105 лет (для самых крупных) до 109 лет (для самых маломассивных).
/ Звезда зажигается, когда коллапс сжимает достаточно газа, и плотность достигает нужного уровня. Атомы ядра сталкиваются, создавая тепловую энергию; энергия гравитационного поля при сжатии переходит в тепло и излучение; объект нагревается. Когда температура ядра достигает 15-20*106К, запускаются ТЯ; объект становится звездой. Сжатие прекращается.
Эволюция звёзд
Звезды формируются в ГМО, в процессе гравитационного коллапса; одно такое облако может дать жизнь целому поколению звезд. / строительный материал звезд - молекулярный газ. внутри спиральных рукавов, где плотность газа выше всего.
Началом жизни звезды считается начало ТЯ реакций, концом – прекращение ТЯ реакций.
Звёздная эволюция – изменение со временем её параметров.
Из-за ТЯ реакций, идущих в звезде, изменяется её состав, светимость, уменьшается масса, излучается энергия. У звёзд может возникать и исчезать переменность. На ход этих изменений влияет принадлежность к тесной двойной системе.
В разных фазах эволюции звёзд в них проходят разные ТЯ реакции. Дающие больше других энергии и самые длительные из них - протон-протонный цикл и CNO-цикл; в них из 4-х протонов образуется 1 ядро гелия. Эти реакции происходят в ядрах звёзд ГП.
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. Далее ТЯ синтез не идёт, т.к энергетически невыгоден. Однако элементы тяжелее железа могут образовываться при т.н. взрывном ТЯ синтезе, который случается, напр., когда звезда теряет гидростатическое равновесие.
Срок жизни звезды k106-k1012 лет. Он зависит, в основном, от начальной массы протозвезды.
Место звезды на ГП определяется ее массой.
Стандартный сценарий(обзор)
 |
 |
| Эволюционный трек звезды 1MS, 5MS. |
| |
 |
| Эволюционные треки звёзд различной массы после главной последовательности |
| Шаровое звёздное скопление NGC 288. Звёзды на различных стадиях эволюции: тусклые звёзды принадлежат ГП, яркие красные - ветви красных гигантов, яркие голубые - горизонтальной ветви |
Эволюция звёзд в тесных двойных системах
Системы, где расстояния между звёздами сравнимы с их размерами, называются тесными.
Если звезды в тесной системе имеют существенно разные массы, напр., 2MS и 1MS, то когда массивная станет субгигантом, вторая ещё будет оставаться звездой ГП. В некоторый момент размер большей звезды превысит размер её полости Роша и вещество начнёт перетекать от неё ко второй. Согласно закону сохранения момента импульса, звёзды начнут сближаться.
В некоторый момент более массивная звезда потеряет свою оболочку и превратится в белый карлик с массой 0,6MS; к тому времени масса второй звезды увеличится до 2,4MS.
Рост массы второй звезда увеличит скорость её эволюции.
В некоторый момент вторая звезда заполнит свою полость Роша, и газ, в основном состоящий из водорода, из её внешних слоёв будет перетекать с неё на белый карлик.
Каждый раз, когда на белый карлик будет попадать достаточное количество водорода, на его поверхности будет происходить водородный ТЯ взрыв, что будет наблюдаться как вспышка новой звезды.
Перетекание массы продолжится до тех пор, пока масса белого карлика не превысит предел Чандрасекара, что приведёт к вспышке сверхновой типа Ia.
По такому сценарию эволюционирует, напр., тесная двойная система Алголь. В этой системе компонент A имеет большую массу, чем компонент B и должен эволюционировать быстрее, но A является звездой ГП, а B – проэволюционировавшим субгигантом.
Другой пример: система из двух звёзд с массами 20 и 8MS. Как и в предыдущем случае, более массивная звезда проэволюционирует раньше и, увеличившись в размерах, начнёт терять массу. За сколько тысяч лет она потеряет 3/4 своей массы и станет звездой Вольфа-Райе, состоящей, в основном, из гелия. В её ядре будет гореть гелий с образованием углерода и кислорода. После, взрыва сверхновой,от неё останется компактный объект массы ~2MS. Импульс выброшенного при взрыве сверхновой вещества может разогнать систему до скорости ~100 км/с. Вторая звезда с массой уже в 23MS, начнёт расширяться и испускать сильный звёздный ветер, вещество которого образует аккреционный диск вокруг компактного объекта, а при падении на него на поверхность звезды будет порождать тепловое Р излучение. Вначале оно будет довольно слабым, но когда звезда заполнит полость Роша, его мощность будет 103-104LS. Возможны 3 исхода: образование 1) объекта со сверхкритическим аккреционным диском; 2) красного гиганта с нейтронной звездой в ядре; 3) звезды Вольфа-Райе с компактным спутником и рассеивающейся в пространство оболочкой. В последнем случае звезда типа Вольфа-Райе взорвётся как сверхновая, что обычно ведёт к распаду системы; однако возможен и сценарий, в котором гравитационная связь компонентов сохранится. В таком случае система превратится в двойную нейтронную звезду.
Конечные стадии эволюции звёзд
Три типа объектов, в которые в конце жизни может превратиться звезда.
Белые карлики
Объекты из вырожденного вещества с массой порядка солнечной, но в 100 раз меньшими радиусами. В белые карлики превращаются звёзды с начальными массами<8-10MS, сбрасывая оболочку. В белых карликах не вырабатывается энергия, а излучают они лишь за счёт высокой температуры внутри них: самые горячие из них имеют температуры ~70 000K. Они постепенно остывают, за очень долгое время, и становятся чёрными карликам.
Нейтронные звёзды
Они образуются, если масса вырожденного ядра звезды >1,46MS (предел Чандрасекара). В этом случае происходит коллапс ядра с нейтронизацией вещества, при котором происходит взрыв сверхновой. При массе нейтронной звезды 2MS, её радиус будет порядка 10 км.
Чёрные дыры
Они образуются, если масса ядра >2-2,5MS (предел Оппенгеймера-Волкова). Получившаяся нейтронная звезда оказывается неустойчивой, и коллапс продолжится: дальнейшие устойчивые фазы неизвестны. В какой-то момент радиус ядра станет < радиуса Шварцшильда, при котором 2-ая космическая скорость = скорости света, и появляется чёрная дыра.
/ Существует и иной сценарий, при котором взрыв сверхновой не происходит - вместо этого происходит коллапс звезды и её превращение в чёрную дыру, коллапсирующая таким образом звезда называется неудавшейся сверхновой. Предположительно, от 10 до 30% массивных звёзд заканчивают жизнь так, хотя, до сих пор обнаружено лишь 2 таких события.
Эволюция Солнца
Для Солнца время сжатия исходного облака и перехода на ГП длилась 30 млн. лет. Оно тогда имело светимость 0,7LS, радиус 0,9RS.
С того времени до нынешнего момента прошло 4,5 млрд. лет.
С течением времени, по мере сжигания Солнцем запасов водородного топлива, оно будет становиться всё горячее, и, как следствие, будет расходовать запасы водорода ещё быстрее. Его светимость будет возрастать на 10% каждые 1,1 млрд. лет.
За 6,4 млрд. лет водород в ядре будет исчерпан; Солнце сойдёт с ГП, станет субгигантом.
За время пребывания на ГП L Солнца увеличится с 0,7 до 2,2LS; R с 0,9 до 1,6RS.
У Солнца-субгиганта будет гореть водород в оболочке.
Внешний слой начнёт расширятся.
Постепенное сгорание водорода в областях вокруг ядра будет увеличивать массу ядра.
На стадии субгиганта оно проведёт ~700 млн. лет
В конце стадии субгиганта L Солнца составит 2,7LS, t поверхности ~4900K, R – 2,3RS.
Когда масса ядра достигнет 45% от массы звезды, его плотность и температура так повысятся, что в ядре начнётся процесс ТЯ синтеза гелия в углерод; он может начаться и гелиевой вспышкой.
/ Перед этим масса Солнца 0,725 MS, радиус 170RS, температура 3100 K, светимость 2300LS
Это стадия красного гиганта.
Солнце станет красным гигантом через 7,1 млрд. лет, в возрасте 11,6 млрд. лет.
За время пребывания красным гигантом радиус Солнца достигнет 256RS (1,2 а.е.). Увеличение S поверхности приведёт к снижению её T, до ~2600К и увеличению светимости, до ~2700LS.
Массы газов на поверхности будут довольно быстро рассеиваться под влиянием солнечного ветра; в результате в окружающее пространство будет унесено ~1/3 его массы.
Фаза синтеза гелия в углерод будет стабильной, но продлится всего ~100 млн. лет.
Звезда уменьшается и нагревается, её светимость падает, и она оказывается на горизонтальной ветви гигантов или на красном сгущении.
За это время Солнце уменьшится в размере от предыдущих 250RS до 11/9,5RS; светимость упадёт с 3000LS до 54/41LS; температура поверхности увеличится до 4770 К. /
Постепенно, как и в фазе горения водорода, в реакцию будут захватываться запасы гелия из оболочки ядра. Это повлечёт повторное расширение звезды; она снова станет красным гигантом, на этот раз из асимптотической ветви гигантов.
Нахождение на горизонтальной ветви/ красном сгущении продлится 110-130 млн. лет;
В фазе АГВ светимость увеличится до 2090LS, температура поверхности упадёт до 3500К.
Эта фаза продлится ~30 млн. лет.
Длительность нахождения Солнца на ГП (т.е. горения водорода в ядре) оценивается в 12 млрд лет, а длительность стадии горения гелия в Солнце оценивается только 110-130 млн. лет.
/ Солнце пробудет на ветви красных гигантов ~600 млн. лет.
В дальнейшем начнёт усиливаться солнечный ветер (рассеяние частиц звёздной оболочки).
Оставшиеся внешние слои Солнца будут сброшены в космос в виде струй звёздного вещества. Отбрасываемая материя образует планетарную туманность, которое будет состоять из продуктов горения последних фаз - гелия и углерода.
Через ~75000 лет от красного гиганта останется лишь его центральное ядро – белый карлик. Его масса будет ~0,5MS, радиус ~ земному, плотность достигнет 2 млн. тонн/см3, светимость ~100LS. Он будет состоять из вырожденного углерода и кислорода, но не достигнет температур, достаточных для начала синтеза этих элементов.
Белый карлик Солнце будет постепенно остывать, становясь всё тусклее и холоднее.
Через 2 млрд. лет, когда Солнце охладится до 6000-8000К, углерод и кислород в ядре Солнца затвердеют, 90% массы ядра примет кристаллическую структуру.
После ещё k109 лет как белый карлик, Солнце полностью прекратит излучать видимый свет, радиоволны и инфракрасное излучение, превратившись в чёрный карлик.
Вся история Солнца от его рождения до смерти займёт ~12,4 млрд. лет. Изменение со временем основных параметров Солнца - светимости, радиуса, температуры.
История изучения
ранние наблюдения, классификация, каталоги
расстояния до звёзд; физические и химические параметры; источники энергии; происхождение; эволюция
Ранние наблюдения; классификация; каталоги
В древних цивилизациях Ближнего Востока жрецы вели наблюдения за небом, создавали списки звёзд (каталоги). Звёзды разбивались на группы созвездий. Известны старовавилонские и ассирийские списки звёзд и созвездий. В них указывались месяцы восхода звёзд. В Египте на саркофагах фараонов и вельмож изображались созвездия.
Восходы и заходы некоторых звёзд увязывались с земледельческими работами. Так, в Египте ещё во времена первых фараонов было замечено, что первое появление звезды Сотис (Сириус) на утреннем небе (гелиакический восход) предшествует разливу Нила – важному событию египетской сельскохозяйственной жизни. Гесиод (–VIII в.) в поэме "Труды и дни", рекомендовал начинать пахоту с восхода Плеяд, а завершать в их заход. Первый вечерний восход Арктура после зимнего солнцестояния, по Гесиоду, отмечал конец зимы.
С александрийского периода составлялись каталоги звёзд, с указанием их яркости и координат на небесной сфере.
Изобретение телескопа в начале XVII в. мало что привнесло в изучение звёзд, поскольку даже в самые сильные телескопы звёзды продолжали оставаться только точками света.
Расстояния до звёзд
Христиан Гюйгенс (1629- 95 гг. ) впервые попытался оценить расстояние до звёзд: расстояние до Сириуса у него получилось равным 28 тыс. а.е, что в ~20 раз меньше настоящей величины.
Астрономы XVII - XVIII вв. пытались обнаружить звёздные параллаксы, но для этого им не хватало точности измерений.
1818- 21 гг. В.Я. Струве (1793 - 1864 гг.) впервые сумел измерить звёздный параллакс для двух звёзд. В 1837 г. он же измерил параллакс Веги.
Вскоре последовали работы на эту тему других астрономов.
Физические и химические параметры
Начало 1860-е гг. работы Р.В. Бунзена (1811- 99 гг.) и Г.Р. Кирхгофа (1824- 87 гг.) положили основание спектральному анализу, благодаря которому стало возможным определять химический состав светящегося или частично поглощающего свет вещества.
1860-е гг. определён состав атмосфер Солнца и некоторых звёзд. Кирхгоф предположил, что у звёзд существует фотосфера, которая даёт непрерывный спектр.
1860-е гг. Анджело Секки (1818- 78гг.), итальянский священник и астроном, изучил спектры ~4000 звезд и дал их первую спектральную классификацию; разделил на 5 классов (1863 г.). К 1-му классу отнес белые звезды типа Веги и Сириуса с небольшим числом темных линий водорода; во 2-ой класс попали желтые солнцеподобные звезды, с хорошо заметными линиями металлов; к 3-му классу были отнесены оранжевые и слегка красноватые звезды типа Бетельгейзе с большим количеством темных линий; в 4-ом классе оказались красные звезды с широкими темными полосами в спектре. Секки полагал, что вдоль этой последовательности уменьшается температура атмосферы звезд вследствие их постепенного остывания и угасания.
1905 г. Эйнар Герцшпрунг (1873 - 1967 гг.), датский астроном, выделил среди звёзд классы "гигантов" и "карликов"
1911 г. Герцшпрунг установил связь между спектром и светимостью (звёздной величиной) для звёзд в скоплениях. Генри Норрис Расселл (1877 - 1957 гг.), американский астрофизик, установил подобные связи не для скоплений, а для различных звёзд, делая поправку на расстояние, чтобы получить их абсолютную звёздную величину; опубликовал свои результаты в 1913 г. 1933 г. Бенгт Стрёмгрен, датский астроном, предложил для найденной связи термин диаграмма Герцшпрунга-Рассела.
Источники энергии
Ю. Майер (1814- 78 гг.) считал, что поверхность Солнца постоянно разогревается в результате падения на нее метеорного вещества.
Со 2-ой половины XIX века источником энергии Солнца и звёзд многие считали их сжатие под действием гравитации. Эту концепцию поддерживали У. Томсон (лорд Кельвин) (1824- 1907 гг.) и Г. Гельмгольц (1821- 94 гг.).
В дальнейшем выяснилось, что для Солнца такого источника энергии хватило бы на 107 лет, а возраст Земли, по геологическим, данным считался >109 лет, так что концепция выделения звёздами энергии за счёт сжатия подверглась критике. Впрочем, позже было установлено, что излучение протозвёзд, до их перехода на ГП, действительно обусловлено сжатием.
В 1896 г. Анри Беккерель открыл радиоактивность, а в 1903 г. Пьер Кюри – выделение тепла радиоактивными элементами. Вскоре Джеймс Джинс 1876- 1947 гг.) выдвинул гипотезу, что звёзды излучают энергию за счёт радиоактивного распада.
1920 г. Фрэнсис Астон (1877 - 1945 гг.), химик из Кавендишской лаборатории, показал, что масса 4-х атомов водорода > массы 1 атома гелия, на 0,8%. К тому времени уже было известно, что звезды состоят, в основном, из водорода и гелия.
1920 г. Артур Эддингтон (1882 - 1944 гг.) высказал гипотезу, что источником энергии звёзд является превращение в неё массы, по E = mc2, которое происходит в результате ТЯ реакции с превращением водорода в гелий. (The Internal Constitution of the Stars // Scientific Monthly, 1920, v. 11, №. 4, pp. 297-303).
1939 г. Карл Вайцзеккер, Ганс Бёте, Чарльз Критчфилд предложили два способа превращения водорода в гелий: протон-протонный цикл и CNO-цикл.
1941 г. Мартин Шварцшильд (1912- 97 гг.), американский астрофизик, сделал расчёты модели Солнца с ТЯ источником энергии; его результаты подтвердил теорию ТЯ синтеза в недрах звёзд.
Происхождение звёзд
1692 г. в письме к И. Ньютону филолог и богослов Ричард Бентли (1662 - 1742 гг.), позже мастер (декан) Тринити-колледжа в Кембридже, поставил вопрос: не могла ли сила тяготения явиться причиной образования небесных тел? Ответ Ньютона (10 декабря 1692 г.) был, в целом, положительный: "Мне кажется, что если бы все вещество нашего Солнца и планет и все вещество Вселенной было бы равномерно рассеяно в небесных глубинах и если бы каждая частица имела врожденное тяготение ко всем остальным, и если бы наконец, пространство, в котором была бы рассеяна эта материя, было бы конечным, вещество снаружи этого пространства благодаря указанному тяготению влеклось бы ко всему веществу внутри и вследствие этого упало бы в середину всего пространства и образовало бы там одну огромную сферическую массу. Однако, если бы это вещество было равномерно распределено по бесконечному пространству, оно никогда не могло бы объединиться в одну массу, но часть его сгущалась бы тут, а другая там, образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных на огромных расстояниях друг от друга по всему этому бесконечному пространству. Именно так могли образоваться и Солнце и неподвижные звезды, если предположить, что вещество было светящимся по своей природе".
1755 г. Иммануил Кант выдвинул гипотезу образования звездных систем из туманностей, путём их сжатия.
Сходную гипотезу выдвинул Лаплас.
Конец XVIII - XIX вв. "небулярная гипотеза" доминировала в представлениях астрономов о происхождении звёзд и других небесных тел.
1902 г. Джеймс Джинс опубликовал гипотезу, что при достаточной массе облако газа может начать коллапсировать при прохождении волн; привёл в её подтверждение расчёты. Он впервые рассмотрел уравнения газодинамики с учётом гравитации; обнаружил, что те имеют два типа решений: 1) коротковолновые звуковые колебания, возникающие при возмущении плотности или скорости газа; 2) сжатие уплотнотнений большого размера. Из полученных им формул для масс уплотнений (т.е. протозвёзд), следовало, что горячие, т.е. эмиссионные туманности не могут быть очагами рождения звёзд.
Холодные и тёмные туманности в начале XX в. были неизвестны.
1933 г. Джинс: "Пусть вначале пространство было заполнено газом, тогда он не оставался бы равномерно распределённым,а собирался бы в шары. в пространстве".
1953 г. Фред Хойл дополнил теорию звездообразования Джинса идеей фрагментации.
1953 г. В. Амбарцумян ввёл впервые термин "протозвезда"; в его теории протозвёздами назывались гипотетические дозвёздные тела, которые в дальнейшем распадались на звёзды.
1966 г. Тюсиро Хаяси ввёл близкое к современному представление о протозвёздах; занимался моделированием протозвёзд и опубликовал статью, описывающую эти объекты.
В дальнейшем основные идеи практически не менялись, но теория дорабатывалась.
Протозвёзды на ранних стадиях эволюции не наблюдались до конца 1980-х гг.; они скрыты за плотной газопылевой оболочкой. Кроме того, сама оболочка излучает, в основном, в ИК диапазоне, который сильно поглощается земной атмосферой.
Значительный вклад в изучение протозвёзд внесли космические ИФ телескопы, такие, как Спитцер и Гершель; напр., только в Облаке Ориона теперь известно >200 протозвёзд.
Гипотеза эволюции всех небесных светил из первичной туманности не имеет еще никакого фактического подтверждения.
Эволюция звёзд
1880-е гг. Джозеф Локьер предположил, что при высокой плотности уравнение состояния вещества звезды сильно отклоняется от уравнения состояния идеального газа; она останавливает сжатие, начинает остывать и тускнеть; т.о. проходит путь от красного гиганта к белой звезде типа Сириуса, после чего снова краснеет, но становится более тусклой – сначала жёлтым, а потом красным карликом.
Когда была составлена диаграмма Герцшпрунга-Рассела, то ГП и ветвь гигантов оказались близко совпадающими с эволюционным путём звезды в гипотезе Локьера. Но сама эта гипотеза была опровергнута: выяснилось, что состояние вещества звёзд ГП остаётся всё так же близко к состоянию идеального газа.
Из-за ТЯ синтеза со временем меняется химический состав звёзд, происходят изменения физических и химических характеристик звезды, в т.ч. её состава. Эти изменения происходят медленно, и эволюцию отдельно взятой звезды практически невозможно проследить даже при длительных наблюдениях. Лишь в редких случаях, когда звезда находится на очень короткой стадии своей эволюции, возможно заметить систематическое изменение её параметров, напр., изменение периода пульсаций у цефеид. Теория эволюции строится на косвенных признаках и по наблюдениям множества звёзд, находящихся на разных стадиях эволюции.
Главным источником сведений о звёздах на начальной стадии эволюции длительное время служили звёзды типа T Тельца, которые были выделены в отдельный тип звёзд ещё в 1945 г.
1954 г. А. Сендидж (1926 - 2010 гг.) выяснил, что звёзды становятся гигантами после стадии ГП; обнаружил, что звёзды ГП эволюционируют, в основном, перпендикулярно диаграмме Г-Р.
1961 г. Тюсиро Хаяши (1920 - 2010 гг.) показал, что если всю звезду занимает конвективная зона, то при медленном сжатии её температура практически не меняется, а светимость падает.
1964 г. Льюис Хеньи (1910- 70 гг.) разработал методику расчёта эволюции звёзд, применяемую и ныне.
Приложение
Сокращения
специальные
/ – "или", "вариант"
k – "несколько", напр. k100 – "несколько сот"
расстояния
а.е. – астрономическая единица
пк – парсек, кпк – килопарсек, мпк - мегапарсек
излучение
ЭМ – электромагнитный
М-поле – магнитное поле
УФ, ИК, Р – ультрафиолетовый, инфракрасный, рентгеновский (диапазон волн)
разное
MS, LS, RS – масса, светимость, радиус Солнца
MZ – масса Земли
ЧД – чёрная дыра
АЯГ – активное ядро галактики
МГГ – Местная группа галактик
ТЯ – термоядерный
ГП – главная последовательность
БК – белый карлик
АВГ – асимптотическая ветвь гигантов
МЗС – межзвёздная среда
Технические термины, физические явления и законы
Явления; принципы, законы
Парсек ~3,26 св.г.; ~206 тыс. а.е.
Светимость. Полная энергия, излучаемая объектом в единицу времени. Для абсолютно чёрного тела его светимость пропорциональна 4-й степени температуры.
Абсолютно чёрное тело. При любой T поглощает всё падающее на него ЭМ излучение во всех диапазонах.
Эффективная температура. Температура абсолютно чёрного тела с размерами, равными размерам тела и излучающего такое же количество энергии в единицу времени.
Показатель цвета B−V характеризует распределение энергии в спектре объекта, т.о. его цвет. Звёзды и другие объекты обычно излучают разное количество энергии в разных диапазонах спектра. Напр., горячие звезды испускают больше синего света, чем красного, холодные - больше красного, чем синего. Поэтому цвет звезды можно охарактеризовать разницей её звёздных величин, измеренных в разных диапазонах (с разными светофильтрами). Величина B (блеск объекта в синем диапазоне) измеряется при помощи фильтра B-диапазона (max чувствительности на длине волны 435 нм), а величина V – с помощью фильтра V-диапазона (max чувствительности – на зелёный цвет с длиной волны 555 нм). Их разница = показатель цвета B−V.
Красные объекты излучают синего света меньше, чем любого другого, поэтому их звёздная величина в синем диапазоне (B) больше, чем в визуальном (V). Таким образом, для них B−V > 0. Голубые объекты имеют, наоборот, B−V < 0. У самых голубых звёзд B−V доходит до −0,35m, а у самых красных – до +2m - +3m, иногда больше. Очень насыщенный красный цвет и т.о. большой B−V у углеродных звёзд. Напр., у T Лиры B−V = 5,46m.
По показателю цвета звезды можно сделать примерные выводы о её температуре. Чем больше показатель цвета, тем холоднее звезда (и тем более поздний её спектральный класс).
Абсолютная звёздная величина. Равна видимой звёздной величине, которую имела бы звезда, находясь на расстоянии в 10 пк. Если M – абсолютная звёздная величина, m – видимая, а R – расстояние до звезды в пк, то M = m + 5 – 5log10R.
Связь светимости и абсолютной звёздной величины. Болометрическая (измеренная с учётом излучения во всех участках спектра) абсолютная звёздная величина Солнца MS bol = +4,7m. Светимость L и болометрическая абсолютная звёздная величина Mbol данной звезды связаны так: log10L = –0,4Mbol – MS bol.
Связь полной светимости и абсолютной звёздной величины в определённой фотометрической полосе – например, звёздной величины MV в полосе V также включает в себя болометрическую поправку BCV, которая зависит от температуры звезды. Эта величина по определению = разности болометрической звёздной величины и звёздной величины в данной фотометрической полосе: BCV, = Mbol – MV. lg L = -0,4MV + BCV - MS bol.
Эддингтоновская (критическая) светимость – максимальная светимость звезды при равновесии гравитационных сил и давления излучения.
Коллимация – создание тонкого параллельно идущего потока излучения при помощи щелей, через которые он проходит.
Полость Роша. Область вокруг данной звезды в двойной системе, границей которой является эквипотенциальная поверхность, содержащая первую точку Лагранжа L1. Для тела в этой области притяжение звезды в полости Роша преобладает и над притяжением звезды-компаньона. В точке L1 полости Роша равнодействующая притяжений обеих звёзд = 0. Возможно перетекание вещества от одной звезды к другой при заполнении одной из них полости Роша.
Нейтринное охлаждение. При высокой температуре и давлении в ядре, в процессе рассеяния фотонов на электронах, могут образовываться пары нейтрино-антинейтрино; они уносят энергию; звезда для них прозрачна. Отлично от фотонного охлаждения поверхности.
Металличность – относительная концентрация элементов тяжелее водорода и гелия.
Изотермическое ядро. Ядро одинаковой температуры. Это состояние может быть достигнуто напр., в результате нейтринного охлаждения, уносящего энергию из ядра.
Точка поворота для звезды ГП - точка на диаграмме Г-Р, где звезда покидает ГП после исчерпания основных запасов водородного топлива в своём ядре.
Красные карлики не имеют точки поворота.
Вычерпывание. Процесс, во время которого конвективная зона в звезде протягивается от ядра до поверхности, что приводит к перемешиванию вещества и выносу продуктов ТЯ реакций на поверхность звезды.
1-е вычерпывание происходит, когда звезда оказывается на ветви красных гигантов. Оно ведёт к выносу большого количества гелия на поверхность звезды. Вместе с этим происходят и другие изменения: напр., на поверхности удваивается количество 14N,уменьшается на несколько порядков количество лития и бериллия, также значительно снижается количество 12C и 16O.
2-е вычерпывание имеет место только у звёзд с массой >3-5MS (точное значение зависит от химического состава) и происходит, когда звезда оказывается на АВГ. Переносится довольно большая масса, достигающая 1MS для самых массивных звёзд.
3-е вычерпывание имеет место только у звёзд с массой >1,2/1,5MS, также происходит, когда звезда находится на АВГ, но в фазе температурных пульсаций. В ходе его на поверхность переносится большое количество углерода (из-за чего звезда может стать углеродной звездой), гелия, а также элементов, образующихся при s-процессе.
Обратная связь. Процессы, выделяющие вещество и энергию в МЗС, которые могут влиять на образование звезд. Это могут быть звездные ветры с поверхностей горячих звезд; выделение энергии при вспышке сверхновых; струи, возникающие из активно аккрецирующей массивной ЧД.
Ферми-газ (идеальный газ Ферми-Дирака) состоит из частиц, удовлетворяющих статистике Ферми-Дирака, имеющих малую массу и высокую концентрацию. Напр., электроны в металле – электронный газ.
Статистика Ферми-Дирака – вероятность занятия фермионом данного уровня энергии системы, находящейся в термодинамическом равновесии. Применяется к системам тождественных фермионов, т.е. частиц с полуцелым спином; они подчиняются принципу Паули: одно квантовое состояние не может быть занято более чем одной частицей.