Звёзды карлики, гиганты и сверхгиганты. Звезды сверхгиганты

Звезды сверхгиганты – космическая судьба этих колоссальных светил предназначила им в определенное время вспыхнуть сверхновой.

Рождение всех звезд происходит одинаково. Гигантское облако молекулярного водорода начинает сжиматься в шар под влиянием гравитации, пока внутренняя температура не спровоцирует ядерный синтез. На протяжении всего существования светила пребывают в состоянии борьбы с собой, внешний слой давит силой тяжести, а ядро – силой разогретого вещества, стремящегося расширится. В процессе существования водород и гелий постепенно выгорают в центре и обычные светила, имеющие значительную массу, становятся сверхгигантами. Встречаются такие объекты в молодых образованиях, таких как неправильные галактики или рассеянные скопления.

Свойства и параметры

Масса играет решающую роль в формировании звезд – в крупном ядре синтезируется больше количество энергии, которая повышает температуру светила и его активность. Приближаясь к финальному отрезку существования объекты с весом, превышающим солнечный в 10-70 раз, переходят в разряд сверхгигантов. В диаграмме Герцшпрунга-Рассела, характеризующей отношения звездной величины, светимости, температуры и спектрального класса, такие светила расположены сверху, указывая на высокую (от +5 до +12) видимую величину объектов. Их короче, чем у других звезд, потому что своего состояния они достигают в финале эволюционного процесса, когда запасы ядерного топлива на исходе. В раскаленных объектах заканчивается гелий и водород, а горение продолжается за счет кислорода и углерода и далее вплоть до железа.

Классификация звезд сверхгигантов

По Йеркской классификации, отражающей подчинение спектра светимости, сверхгиганты относятся к I классу. Их разделили на две группы:

• Ia – яркие сверхгиганты или гипергиганты;
• Ib – менее яркие сверхгиганты.

По своему спектральному типу в Гарвардской классификации эти звезды занимают промежуток от O до M. Голубые сверхгиганты представлены классам O, B, A, красные – K, M, промежуточные и плохо изученные желтые – F, G.

Красные сверхгиганты

Крупные звезды покидают главную последовательность, когда в их ядре начинается горение углерода и кислорода, – они становятся красными сверхгигантами. Их газовая оболочка вырастает до огромных размеров, распространяясь на миллионы километров. Химические процессы, проходящие с проникновением конвекции из оболочки в ядро, приводят к синтезу тяжелых элементов железного пика, которые после взрыва разлетаются в космосе. Именно красные сверхгиганты обычно заканчивают жизненный путь светила и взрываются сверхновой. Газовая оболочка звезды дает начало новой туманности, а вырожденное ядро превращается в белого карлика. и – крупнейшие объекты из числа умирающих красных светил.

Голубые сверхгиганты

В отличие от красных, доживающих долгую жизнь гигантов, – это молодые и раскаленные звезды, превосходящие своей массой солнечную в 10-50 раз, а радиусом – в 20-25 раз. Их температура впечатляет – она составляет 20-50 тыс. градусов. Поверхность голубых сверхгигантов стремительно уменьшается из-за сжатия, при этом излучение внутренней энергии непрерывно растет и повышает температуру светила. Результатом такого процесса становится превращение красных сверхгигантов в голубые. Астрономы заметили, что звезды в своем развитии проходят различные стадии, на промежуточных этапах они становятся желтыми или белыми. Ярчайшая звезда Ориона – – отличный пример голубого сверхгиганта. Ее внушительная масса в 20 раз превышает Солнце, светимость выше в 130 тыс. раз.

Большие и маленькие, горячие и холодные, заряженные и не заряженные. В этой статье мы дадим классификацию основных видов звезд.

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

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

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

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

Большая часть звезд находится на так называемой главной последовательности . Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90% времени эволюции большинства звезд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звезд или .

Желтый карлик

Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития, звезды подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты. Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К таким, например, относится наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды называются желтыми карликами .

Звезда может называться красным гигантом в момент звездообразования и на поздних стадиях развития. На ранней стадии развития звезда излучает гравитационную энергию, выделяющуюся при сжатии, до того момента пока сжатие не будет остановлено начавшейся термоядерной реакцией. На поздних стадиях эволюции звезд, после выгорания водорода в их недрах, звезды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга-Рассела: этот этап длится ~ 10% от времени «активной» жизни звезд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звездных недрах идут реакции нуклеосинтеза.

Звезды-гиганты

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

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

• Белый карлик - проэволюционировавшие звезды с массой не превышающей 1,4 солнечных массы, лишенные собственных источников термоядерной энергии. Диаметр таких звезд может быть в сотни раз меньше солнечного, а потому плотность может быть в 1 000 000 раз больше плотности воды.
• Красный карлик — маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М или верхний К. Они довольно сильно отличаются от других звезд. Диаметр и масса красных карликов не превышает трети солнечной (нижний предел массы — 0,08 солнечной, за этим идут коричневые карлики).
• Коричневый карлик — субзвездные объекты с массами в диапазоне 5—75 масс Юпитера (и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.
• Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики — холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принято считать .
• Черный карлик - остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.

Кроме перечисленных, существует еще несколько продуктов эволюции звезд :

• Нейтронная звезда . Звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10-20 км в диаметре. Плотность таких звезды может достигать 1000 000 000 000 плотностей воды. А магнитное поле во столько же раз больше магнитного поля земли. Такие звезды состоят в основном из нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. Часто такие звезды представляют собой .
• Новая звезда . Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызываю вспышку светимости.
• Сверхновая звезда - это звезда, заканчивающая свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последней стадии эволюции.
• Двойная звезда - это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс. Иногда встречаются системы из трех и более звезд, в таком общем случае система называется кратной звездой. В тех случаях, когда такая звездная система не слишком далеко удалена от Земли, в

Датский астроном Эйнар Гертцшпрунг глубоко интересовался звездной эволюцией. Почему звезды на небе различаются по цветам? Почему одни звезды яркие, а другие тусклые? Почему, хотя большинство звезд испускают свет равномерно, как наше Солнце, есть и такие светила, яркость которых то увеличивается, то уменьшается?

В начале XX века на все эти вопросы не было однозначного ответа. Герцшпрунг принялся сопоставлять известные ему физические характеристики звезд в поисках какой-либо закономерности. Вскоре он пришел к интересному заключению: красные звезды отчетливо делились на два типа. Первый - это звезды-гиганты, имеющие огромную светимость; другой тип красных звезд - маленькие, заметные только в телескоп, звезды, испускающие в сотни раз меньше света, чем наше Солнце. Красных звезд, которые светили бы с той же мощностью, что и наше Солнце, не существовало!

Это разделение на очень яркие и слабые звезды в полной мере относилось и к звездам оранжевого цвета, в меньшей степени к желтым звездам типа Солнца, но не было выявлено для голубых или белых звезд.

Позже в Америке к тому же заключению пришел астроном Генри Норрис Рассел (Рессел). Он построил диаграмму, на которой по горизонтали отложил температуру звезд, а по вертикали - светимость. Бо́льшая часть звезд легла на диаграмму в пределах узкой косой линии, в то время как некоторые светила оказались от нее справа вверху или же слева внизу.

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела. По оси Χ отмечены спектры (температура) звезд. По оси Υ - светимость в светимостях Солнца. Рисунок: Большая Вселенная

С тех пор эта зависимость называется диаграммой Герцшпрунга-Рессела , и многие ученые считают ее самой важной диаграммой в астрофизике. С ее помощью можно определять возраст звездных скоплений и целых галактик, а также еще много всяких интересных штук.

Изогнутая линия, на которой лежат 90% всех звезд, называется Главной последовательностью . Солнце также находится на ней. Простой взгляд на нее говорит нам о том, что мощность излучения для этих звезд зависит от температуры ее поверхности, а та, в свою очередь, от массы звезды. Желтые, оранжевые и красные карлики находятся на Главной последовательности. Более горячие звезды на ней также можно было бы назвать карликами, если бы термины «белый карлик» не закрепилось за совсем другими объектами.

Звезды-гиганты на диаграмме находятся справа вверху. Это самые яркие звезды во Вселенной. Их немного, так как стадия гиганта в жизни звезды краткосрочна, но именно эти звезды самые заметные, поскольку светят намного ярче других.

Сравнительные размеры Солнца и типичного красного гиганта. Рисунок: pics-about-space.com/Большая Вселенная

Наконец, внизу слева мы находим белые карлики - горячие звезды очень низкой светимости. Они испускают мало света потому, что площадь их поверхности очень мала. Белые карлики могут быть размером с Землю или даже еще меньше. Это остатки умерших звезд, их ядра, в которых уже прекратились процессы термоядерного синтеза.

А что мы видим на небе? Сейчас по вечерам в южной стороне неба виден . Две звезды из трех, входящих в его состав, - звезды Главной последовательности. Это и Альтаир. А вот - звезда сверхгигант. Более того, это, вероятно, самая яркая звезда из тех, что можно увидеть невооруженным глазом!

Большой летний треугольник. Рисунок: Stellarium

Вообще большинство звезд, видимых на небе, это красные, желтые или оранжевые гиганты. Бетельгейзе и Канопус, Капелла и Альдебаран, Поллукс и Ригель - все это звезды-гиганты и даже сверхгиганты. Но самая яркая звезда ночного неба, Сириус, лежит, как и Солнце, на Главной последовательности. Здесь же находится и желтый карлик альфа Центавра. Конечно, эти звезды яркие лишь потому, что находятся очень близко к Солнцу. Находись они на том же расстоянии, что и Денеб, рассмотреть их можно было бы только в самые мощные телескопы!

Карлики, гиганты и главная последовательность

Когда люди научились измерять размеры звезд, оказалось, что эти самые размеры очень разнообразны. В связи с этим появилась потребность как-то классифицировать звезды по размерам. Было это задолго до появления теории эволюции звезд и даже еще до теоремы Герцшпрунга-Рассела, т.е. примерно вторая половина девятнадцатого века.

Так вот, еще в этой седой астрономической древности выяснилось, что для ряда спектральных классов существуют две больших группы звезд этого класса, и в одной группе звезды заметно больше чем в другой. Ничтоже сумняшеся, маленькие звезды назвали "карликами", а большие "гигантами". Так возникла дожившая до наших дней терминология: красные карлики и красные гиганты, оранжевые карлики и оранжевые гиганты, желтые карлики и желтые гиганты... Стоп. Потому что с белыми звездами все оказалось гораздо сложнее: резкой разницы в размерах среди белых звезд не наблюдалось.

Потом Герцшпрунг и Рассел нарисовали свою диаграмму, и оказалось, что красные, оранжевые и желтые карлики находятся на главной последовательности, а именно в правой нижней ее части. Гиганты и сверхгиганты уютно устроились на нескольких горизонтальных последовательностях в правом верхнем углу диаграммы. Конечно, на диаграмме Герцшпрунга-Рассела откладывается светимость, а не размер, но, как мы помним, для звезд одной и той же температуры (цвета) светимость растет с площадью поверхности звезды. На диаграмме легко заметна разница в светимостях (а значит, и в размерах) между карликами и гигантами спектральных классов G, K, M.

А вот с белыми звездами так не получилось. Если вы посмотрите на диаграмму, то увидите, что в области белых и голубых звезд главная последовательность поднимается на один уровень светимостей с последовательностями гигантов и почти достигает уровня светимостей сверхгигантов. Белые и голубые звезды главной последовательности настолько велики и мощны, что назвать их карликами ну никак не получается!

Поэтому белые и голубые звезды главной последовательности так и называются - звезды главной последовательности. Длинный термин, но ничего лучшего не придумали.

Хотя о звездах главной последовательности в совокупности иногда говорят "карлики". Но такое использование термина все-таки неуклюже и некорректно, во-первых из-за больших белых и голубых звезд, а во-вторых потому, что имеются звезды-карлики, которые не находятся на главной последовательности.

С гигантами тоже оказалось не все гладко. В отличие от звезд главной последовательности, они наотрез отказались устраиваться на одной ровной и гладкой линии. Сначала для них пришлось нарисовать две последовательности - гиганты и сверхгиганты; но и этого оказалось мало. Сверхгиганты тоже разделились на две группы, так что пришлось вводить для них две подпоследовательности (Ia и Ib), а между сверхгигантами и обыкновенными гигантами втиснулась ветвь "ярких гигантов" (II). А совсем недавно открыли новый класс звезд, которые превышают по размерам и светимостям сверхгиганты. Для того, чтобы врисовать их последовательность (0) в диаграмму Герцшпрунга-Рассела, пришлось "увеличивать" ее сверху - расширять диапазон светимостей.

Кроме того, при подробном изучении космоса выяснилось, что существуют-таки звезды с промежуточными размерами между карликами и гигантами, хотя и сравнительно немного. Их назвали субгигантами.

Белые звезды главной последовательности не называют карликами - они для этого слишком велики. Но тем не менее, как мы знаем, белые карлики существуют. У них есть своя последовательность на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (VII) и совершенно свои, не укладывающиеся в общую классификацию, спектральные классы.

Последовательность белых карликов находится левее и ниже главной последовательности. И протягивается она через диапазон температур, соответствующий нескольким классическим спектральным классам. Т.е. получается, что белые карлики могут быть и желтыми, и оранжевыми, и даже голубоватыми. И все равно они будут белыми карликами, потому что этот термин применяется к классу звезд, который определяется не температурой (она может быть почти любой), а специальным внутренним строением, и прежде всего огромной плотностью (наш знакомый Сириус B имеет диаметр Земли и массу Солнца).

Что до голубых карликов, то это понятие пока гипотетическое, относится к теоретически возможному, но неоткрытому пока типу звезд.

Таблица, которая представляет разновидности звезд с точки зрения размера.
Для простоты в сверхгиганты включены и гипергиганты.

Я с удовольствием добавлю в эту таблицу ваши любимые звезды. :-)

Чемпионы Вселенной

Конечно, вы хотите узнать, каких размеров бывают звезды и какие звезды во Вселенной самые большие и самые маленькие.

Понятно, что самую большую звезду надо искать среди гипергигантов, но каких? Однозначных зависимостей, связывающих температуру и размер, для гигантов нет, но в общем и целом известно, что звезды разогреваются при сжатии и остывают при расширении. Поэтому, скорее всего, самая большая звезда будет и одной из самых холодных - красным гипергигантом.

Это действительно так. Самая большая известная на сегодня звезда - VY Большого Пса. Этот монстр Вселенной в 2000 раз больше Солнца по диаметру, и посчитайте сами, во сколько раз по объему. По массе она больше Солнца только приблизительно в 20 раз, так что можете себе представить, какая у нее низкая плотность. Светимость у нее благодаря гигантским размерам примерно 300000 солнечных, несмотря на то, что температура поверхности всего 3000 К. Находится она от нас в 5 тысячах световых лет, так что, понятное дело, видна только в телескоп.

Рисунок иллюстрирует, на сколько раз VY Большого Пса больше Солнца.

С обратной стороны... отличников прошу опустить руки, сегодня мы не выходим за пределы главной последовательности, а то потом будет неинтересно. С обратной стороны чемпионку надо искать среди красных карликов, но тут возникают две проблемы. Во-первых, эти красные карлики в большинстве своем похожи друг на друга больше, чем две репродукции одной картины, а во-вторых, эти крохотные тусклые сущности пойди замерь с достаточной точностью! Для примера можно привести один из самых крохотных известных на сегодня красный карликов - Wolf424B (второй компонент системы, обозначенной в каталоге Вольфа как 424, и другого названия у нее нет). Радиус у него 0,14 солнечных, масса - 0.13 солнечных (нижний возможный предел массы для нормальной звезды). Впрочем, первый компонент этой системы, Wolf424A, только чуть-чуть покрупнее своего собрата и тоже входит в число самых маленьких известных звезд.

Тяжелые и легкие

А каково разнообразие звезд по массам?

Существенно меньшее, чем по размерам. Существует верхний предел возможной массы для звезды, связанный с предельно возможной светимостью, которую называют пределом Эддингтона. Сэр Артур Эддингтон доказал, что более тяжелая и яркая звезда не может существовать, потому что не возникнет равновесия гравитации и внутреннего давления, и звезда просто будет очень неустойчивой. Предельная масса звезд получается примерно 150 солнечных масс.

Вселенная неплохо демонстрирует правильность этого заключения: звезд с массой больше 150 не найдено (имеются оценки в районе 175 солнечных масс, но они крайне неточны). Довольно уверенно в числе чемпионок Вселенной по массе называют уже упоминавшуюся чемпионку по светимости Эту Киля.

А нижний предел массы звезды, как уже упоминалось выше - 0.13 солнечных масс. Все, что немного тяжелее этого предела - наши знакомые красные карлики. Если масса звезды меньше 0.13 солнечных масс, гравитация не сможет сжать ее достаточно сильно для того, чтобы ядро разогрелось достаточно для начала термоядерной реакции превращения водорода в гелий. То есть такой объект никогда не сможет выйти на главную последовательность.

О том, что за объекты эти нечты с массой меньше 0.13 солнечных, поговорим в следующий раз.