Звезда-гигант

Интересные факты

Красный карлик может существовать миллиарды лет, экономно расходуя внутреннее топливо, а для сверхгиганта этот период сокращается до нескольких миллионов.

Туманность вокруг Полярной звезды

Известная всем Полярная звезда – представительница этого класса. Она относится к желтому спектру, ее радиус больше солнечного в 30 раз, а светимость – в 2200.

Гипергиганты не значительно превосходят сверхгигантов по размеру, но при этом превалируют в массе в десятки раз, а их яркость достигает от 500 тыс. до 5 млн. светимостей Солнца. Эти звезды имеют самую короткую жизнь, иногда она исчисляется сотнями тысяч лет. Таких ярких и мощных объектов в нашей Галактике найдено около 10.

Изначально ученые считали, что голубые гиганты взрываются, переходя в стадию красных. Но неоднократные наблюдения вспышек сверхновых непосредственно из голубых сверхгигантов, доказали ошибочность этой теории. Колоссальная энергия таких процессов стала неожиданностью для ученых. Под пристальное наблюдение попала Эта Киля, являющаяся нестабильной. Этот голубой сверхгигант, способный затмить 120 Солнц, может взорваться сверхновой в недалеком будущем. Воздействие взрывной волны подобной силы на нашу Солнечную систему непредсказуемо, но мы точно не узнаем о них.

Красные гиганты — переменные звёзды[ | ]

Фотография Миры в ультрафиолете. «Хвост» звёздной атмосферы обусловлен влиянием звезды-компаньона

• Мириды (радиально пульсирующие долгопериодические переменные типа Ми́ры — Омикрона Кита) — гиганты спектрального класса М с периодом от 80 до более 1000 дней и вариациями блеска от 2,5m до 11m, в спектрах присутствуют эмиссионные линии.
• SR — полуправильные пульсирующие переменные гиганты спектрального класса М с периодом от 20 дней до нескольких лет и вариациями блеска ~ 3m (пример: Z Большой Медведицы (нем.)русск.).
• SRc — полуправильные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса М (примеры: μ Цефея, Бетельгейзе, α Геркулеса).
• Lb — неправильные медленные пульсирующие переменные гиганты спектрального класса K, M, C, S (примеры: CO Cyg).
• Lc — неправильные медленные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса M с вариациями блеска ~ 1m (примеры: TZ Cas).

Что будет, когда Солнце превратится в красного гиганта

А что ожидает нашу звезду? Когда Солнце станет красным гигантом, и какие последствия это будет иметь для Земли и остальных планет?

Сейчас Солнце находится в «расцвете лет» – его возраст можно назвать средним. Он составляет примерно 4,57 млрд лет, и до финальной стадии нашей звезде еще очень далеко. Еще минимум 5 млрд лет она будет радовать нас теплом и светом, постепенно выжигая водородное топливо.

Каждые 100 миллионов лет его светимость будет увеличиваться на один процент. В будущем это, скорее всего, станет серьезной проблемой, так как вместе со светимостью будет расти и поток тепловой энергии, выделяемый нашим светилом. Вероятно, перед нашими далекими потомками встанет проблема парникового эффекта, аналогичного тому, что действует на Венере в наши дни.

Превращение Солнца в красный гигант приведет к гибели Земли

После выгорания водорода, в центре звезды образуется ядро из гелия, который позже начнет сливаться в углерод. Для планет и других объектов нашей системы эти метаморфозы будут иметь самые печальные последствия: звезда увеличится практически до орбиты нашей планеты (в двести раз), поглотив Венеру и Меркурий. Астероиды оплавятся и потеряют свои летучие компоненты. В момент своего максимального расширения Солнце будет иметь радиус в 256 раз больше, чем сегодня. При этом оно будет стремительно терять массу из-за «звездного ветра». К моменту достижения земной орбиты наша звезда ежегодно будет лишаться 4,9 х 1020 тонн всего веса. За счет этого вещества могут значительно «набрать вес» планеты — газовые гиганты: Юпитер, Нептун и Сатурн. Правда, при этом они гарантированно лишатся колец и лун.

Любопытные метаморфозы ожидают Солнечную систему. Расширение звезды не только поглотит ближайшие к ней планеты, но и сдвинет зону обитаемости – теперь она будет простираться вплоть до пояса Койпера. Его объекты будут получать столько света и тепла, сколько сегодня достается нашей планете. Миры, скованные льдом на протяжении миллиардов лет, наконец-то дождутся тепла. Жидкая вода появится даже за орбитой Плутона, однако, до нее все превратится в безжизненную и выжженную пустыню.

Продлится все это буйство недолго – в стадии гиганта Солнце пробудет всего сто миллионов лет. После этого на его месте образуется туманность, в центре которой будет находиться белый карлик. Его притяжение уже не сможет удерживать планеты на их орбитах, что приведет к их столкновениям и образованию огромного количества астероидов.

Виды звезд в наблюдаемой Вселенной

Во Вселенной существует множество различных звезд. Большие и маленькие, горячие и холодные, заряженные и не заряженные. В этой статье мы назовем основные виды звезд, а также дадим подробную характеристику Жёлтым и Белым карликам.

1. Жёлтый карлик. Жёлтый карлик – тип небольших звёзд главной последовательности, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца и температуру поверхности 5000–6000 K. Подробнее об этом типе звезд нем смотрите ниже.
2. Красный гигант. Красный гигант – это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Образование таких звезд возможно как на стадии звездообразования, так и на поздних стадиях их существования. Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.
3. Белый карлик. Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды с массой, не превышающей 1,4 солнечной массы, после того, как она проходит стадию красного гиганта. Подробнее об этом типе звезд нем смотрите ниже.
4. Красный карлик. Красные карлики – самые распространённые объекты звёздного типа во Вселенной. Оценка их численности варьируется в диапазоне от 70 до 90% от числа всех звёзд в галактике. Они довольно сильно отличаются от других звезд.
5. Коричневый карлик. Коричневый карлик – субзвездные объекты (с массами в диапазоне примерно от 0,01 до 0,08 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы 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.
6. Субкоричневые карлики. Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики – холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Масса их меньше примерно одной сотой массы Солнца или, соответственно, 12,57 массы Юпитера, нижний предел не определён. Их в большей мере принято считать планетами, хотя к окончательному заключению о том, что считать планетой, а что – субкоричневым карликом научное сообщество пока не пришло.
7. Черный карлик. Черные карлики – 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.
8. Двойная звезда. Двойная звезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс.
9. Новая звезда. Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10 000 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, вызывая вспышку светимости.
10. Сверхновая звезда. 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 последний стадии эволюции.
11. Нейтронная звезда. Нейтронные звезды (НЗ) – это звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10-20 км в диаметре. Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц – нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. В нашей Галактике, по оценкам ученых, могут существовать от 100 млн до 1 млрд нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд.
12. Пульсары. Пульсары – космические источники электромагнитных излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов). Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения. Когда Земля попадает в конус, образуемый этим излучением, то можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Некоторые нейтронные звёзды совершают до 600 оборотов в секунду.
13. Цефеиды. Цефеиды – класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период-светимость, названный в честь звезды Дельта Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда. Приведенный перечень основных видов (типов) звезд с их краткой характеристикой, разумеется, не исчерпывает всего возможного многообразия звезд во Вселенной.

Исключения из главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рессела: красные гиганты и красные карлики

Когда для целого ряда звезд были получены сведения о их светимости и о температуре их поверхности, следующим логическим шагом было сопоставление этих данных. Эксперименты с раскаленными предметами на Земле давали основание предполагать, что чем холоднее звезда, тем слабее будет ее излучение и тем более красной она окажется. Но выяснилось, что это далеко не всегда так.

Например, если согласиться со значениями температуры, принятыми для спектральных классов, то наиболее холодными из обыкновенных звезд должны быть звезды класса М. По их спектральным линиям и положению максимума излучения типичная температура поверхности для звезд этого класса была оценена в 2500°С (напомним для сравнения, что температура поверхности нашего Солнца составляет 6000°С). И действительно, все звезды класса М были красноватыми, по вопреки ожиданиям они не все были слабыми.

Правда, многие из них были-таки слабыми, хотя некоторые (например, звезда Барнарда) и находились совсем близко. Однако другие, вроде Бетельгейзе в созвездии Ориона или Антареса в Скорпионе, были красноватого цвета, но тем не менее казались очень яркими. И не потому, что находились так уж близко от нас. Они обладали не только большой видимой яркостью, но и большой светимостью. Излучение Антареса, например, почти в 10 000 раз превосходит излучение Солнца.

Еще в 1905 г. Э. Герцшпрунг, размышляя над этим вопросом, пришел к выводу, что такая большая светимость холодной звезды может объясняться только ее гигантскими размерами. Поверхность холодной звезды дает гораздо меньше света с квадратного километра, чем поверхность Солнца, но, с другой стороны, у такой звезды, как Бетельгейзе, квадратных километров поверхности могло быть несравненно больше, чем у Солнца.

И это более чем возместило бы относительно малую яркость каждого квадратного километра в отдельности. Поэтому такие звезды, как Бетельгейзе и Антарес, стали называться красными гигантами, а такие, как звезда Барнарда,— красными карликами.

Это было тем более любопытно, что промежуточных красных звезд, не гигантов и не карликов, как будто не существовало вовсе.

Это предположение Герцшпрунга, основанное на теоретических рассуждениях, было подтверждено результатами наблюдений. Американский физик немецкого происхождения Альберт Абрахам Майкельсон (1852—1931) изобрел в 1881 г. прибор, названный интерферометром.

Этот прибор, отмечавший мельчайшие изменения в картине усилений и ослаблений световых волн, позволял производить удивительно точные измерения. С его помощью удалось узнать о звездах то, что не показал бы ни один телескоп.

Даже ближайшие звезды так далеки от нас, что и в самые лучшие современные телескопы они видны только как светящиеся точки. Тем не менее попадающие в телескоп лучи данной звезды исходят не из одной точки ее поверхности. Один луч может приходить от ее западного края, а другой — от восточного. Эти лучи попадают в телескоп под некоторым углом друг к другу — углом, слишком малым для того, чтобы его можно было измерить обычными способами, но иногда достаточно большим, чтобы лучи “сталкивались” и складывались друг с другом.

Прибор Майкельсона позволил измерять результат такого сложения и определять угол между лучами, если он только не был ничтожно малым. Зная этот угол и расстояние до звезды, можно легко вычислить ее действительный диаметр.

Результаты были поразительными. Диаметр Бетельгейзе был измерен таким способом в 1920 г. и оказалось, что он равен 500 000 000 км. Он почти в 350 раз больше диаметра Солнца (1 390 600 км). Следовательно, поверхность Бетельгейзе примерно в 350X350, т. е. в 120 000 раз больше поверхности Солнца. Неудивительно, что светимость этой звезды гораздо больше светимости Солнца, хотя светимость каждого квадратного километра ее поверхности гораздо меньше.

Что касается объема Бетельгейзе, то он примерно в 40 000 000 раз больше объема Солнца. Если бы Бетельгейзе оказалась на месте Солнца, она заполнила бы все пространство далеко за пределы орбиты Марса. Да, это поистине красный гигант!

Опять же диаграмма Герцшпрунга – Рассела как и на первом изображении, но без отвлекающих цветов и надписей.

Рождение и классификация голубых звезд гигантов

Появление всех звёзд происходит по одинаковому принципу. Огромное молекулярное облако под действием гравитации сжимается в шар до момента появления ядерного синтеза, спровоцированного внутренней температурой. Во время существования гигантское светило находится в состоянии внутренней борьбы, внешняя поверхность воздействует силой тяжести, а ядро — мощностью раскаленного вещества, которое стремится расшириться. В результате плавного выгорания водорода и гелия в центре простые звезды с огромной массой становятся сверхгигантскими.

Известна Йеркская классификация, отражающая спектр светимости. По ней звезды сверхгиганты относят к I классу, где данные объекты разделены на такие группы:

• Ia – гипергиганты;
• Ib – сверхгиганты.

По типу спектра в Гарвардской классификации такие светила входят в интервал от O до M. Голубой гигант относится к классам O, B, A, красные тела – K, M, промежуточные и мало изученные желтые – F, G.

Межзвездные расстояния

Выражать расстояния между космическими телами в километрах неудобно. Это слишком мелкая единица измерения. Например, между Солнцем и ближайшей к нему звездой Проксима Центавра — 40 700 000 000 000 км.

Мы видим звезды лучистыми не потому, что они на самом деле такие, а из-за строения нашего глаза. Хрусталик имеет неоднородную волокнистую структуру и преломляет свет в виде лучей

Внутри Солнечной системы для измерения расстояний часто используют астрономическую единицу (а. е.). Одна астрономическая единица равна длине большой полуоси орбиты Земли. Это около 150 000 000 км. Расстояние до ближайшей звезды тогда можно записать как 270 000 а. е.

Но астрономическая единица тоже неудобна, поскольку расстояния между звездами обычно гораздо больше, чем между Солнцем и звездой Проксима Центавра. Для таких масштабов используют другие единицы: световой год и парсек. Световой год — это не время, а расстояние, проходимое светом за один земной год. В этом случае 270 000 а. е. записываются как 4,3 светового года.

Путь короче не стал, но звезда кажется как-то поближе. Большинство звезд, хорошо заметных невооруженным глазом, удалено на десятки и сотни световых лет.

Еще меньше это расстояние выглядит в парсеках (пк) — 1,32 пк (1 пк=3,26 светового года).

Второй этап — тепловая неустойчивость

Каков же механизм превращения газа в звезду? Если бы здесь был сэр Максвелл, он сказал бы, что однородный газ будет находиться в состоянии неустойчивого теплового равновесия, а значит, в нем неизбежно будут появляться как плотные области (сгущения), так и более разреженные. Хотя область и называется плотной, это название весьма условно, поскольку газ в ней не так уж и плотен: буквально несколько десятков атомов в одном кубическом сантиметре. Сгущения в газе называются газовыми облаками, и мы наблюдаем их как туманности. Газовые облака двигаются, причем средняя их скорость составляет 8 км/с, а самые шустрые разгоняются до 80 км/с. И это не опечатка! Огромная масса газа диаметром в несколько парсек (1пк = 3,26 св. лет или 30 тысяч миллиардов километров) несется по гораздо более разреженной среде со скоростью, превышающей скорость наших космических кораблей. А так как в Галактике очень много таких облаков, то в один прекрасный момент (в галактических масштабах этот момент длится несколько тысяч лет) одно газовое облако сталкивается с другим. Возникшая от этого столкновения ударная волна заставляет газ в столкнувшихся облаках сильно уплотниться, давая начало следующему этапу рождения звезды.

Наука

Как спят слоны?

https://youtube.com/watch?v=8FT3TvLvatc

Образование и эволюция

После стадии главной последовательности, когда звезда израсходовала водород в ядре, и некоторого его сжатия, в нём начинается реакция горения гелия. Внешние слои звезды сильно расширяются, и, хотя светимость увеличивается, поток через поверхность звезды уменьшается, и она остывает. Этот процесс, а также дальнейшая судьба звезды, зависит от её массы.

Звёзды малой массы

Звезды с самой маленькой массой, по разным оценкам, до 0,25–0,35 солнечных масс, никогда не станут гигантами. Такие звёзды полностью конвективны, и поэтому водород расходуется равномерно и продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходуется полностью. Модели показывают, что звезда будет постепенно разогреваться и станет голубым карликом, но гелий в ней не загорится — температура внутри её так и не станет достаточно высокой. После этого звезда превратится в белого карлика, состоящего преимущественно из гелия. Однако, наблюдательных данных, подтверждающих это, нет: срок жизни красных карликов может достигать 10 триллионов лет, в то время как возраст Вселенной — порядка 14 миллиардов лет.

Звёзды со средней массой

Внутренняя структура подобной Солнцу звезды и красного гиганта.

Если масса звезды превышает этот предел, то она уже не полностью конвективна, и когда звезда потребит весь водород, доступный в её ядре для термоядерных реакций, её ядро начнёт сжиматься. Водород начнёт сгорать уже не в ядре, а вокруг него, из-за чего звезда начнёт расширяться и охлаждаться, и немного увеличит светимость, став субгигантом. Гелиевое ядро будет увеличиваться и в какой-то момент его масса превысит предел Шёнберга — Чандрасекара. Оно быстро сожмётся, и, возможно, станет вырожденным. Внешние слои звезды расширятся, а также начнётся перемешивание вещества, так как конвективная зона тоже увеличится. Так звезда станет красным гигантом.

Если масса звезды не превышает ~0,4 массы Солнца, то гелий в ней так и не загорится, и, когда водород закончится, звезда сбросит оболочку и станет гелиевым белым карликом.

Если же масса звезды больше ~0,4 массы Солнца, то температура в ядре в какой-то момент достигнет 108 K, в ядре произойдет гелиевая вспышка и запустится тройной альфа-процесс. Внутри звезды понизится давление, следовательно, понизится светимость, и звезда перейдёт с ветви красных гигантов на горизонтальную ветвь.

Постепенно в ядре заканчивается и гелий, и в то же время накапливается углерод и кислород. Если масса звезды меньше 8 солнечных, то ядро из углерода и кислорода сожмётся, станет вырожденным, и горение гелия будет происходить вокруг него. Как и в случае с вырождением гелиевого ядра, начнётся перемешивание вещества, которое повлечёт за собой увеличение размеров звезды и рост светимости. Эта стадия называется асимптотической ветвью гигантов, на которой звезда находится лишь около миллиона лет. После этого звезда станет нестабильной, потеряет оболочку и от неё останется углеродно-кислородный белый карлик, окруженный планетарной туманностью.

Звёзды с большой массой

У звёзд главной последовательности с большими массами (более 8 солнечных масс) после формирования углеродно-кислородного ядра начнёт сгорать углерод в термоядерных реакциях. Кроме того, в таких звёздах стадия горения гелия начинается не в результате гелиевой вспышки, а постепенно.

В звёздах с массами от 8 до 10–12 солнечных впоследствии могут сгорать и более тяжёлые элементы, но до синтеза железа не доходит. Их эволюция, в целом, оказывается такой же, как и у менее массивных звёзд: они также проходят стадии красных гигантов, горизонтальную ветвь и асимптотическую ветвь гигантов, а затем становятся белыми карликами. Они отличаются большей светимостью, а белый карлик, который от них остаётся, состоит из кислорода, неона и магния. В редких случаях происходит взрыв сверхновой.

Звёзды с массой более 10–12 солнечных имеют очень большую светимость, и на этих стадиях эволюции их относят к сверхгигантам, а не к гигантам. Они последовательно синтезируют всё более тяжёлые элементы, доходя до железа. Дальнейший синтез не происходит, так как энергетически невыгоден, и в звезде образуется железное ядро. В некоторый момент ядро становится таким тяжелым, что давление больше не может поддерживать вес звезды и самого себя, и коллапсирует с выделением большого количества энергии. Это наблюдается как взрыв сверхновой, а от звезды остаётся либо нейтронная звезда, либо чёрная дыра.

Какие виды звёзд существуют

Итак, выделим основные виды звезд:

• Светила главной последовательности — на этом этапе они проводят до 90% всей своей жизни. Главным образом, основные термоядерные реакции связаны с горением водорода. В результате чего формируется гелиевое ядро.
• Коричневые карлики — интересный тип субзвёздных объектов. В их ядре также протекают термоядерные реакции, но основе лежит горение лёгких элементов. Например, бора, лития, бериллия или дейтерия. Поэтому тепловыделение и излучение у подобных тел быстро заканчивается. Что, соответственно, приводит к их остыванию, а затем превращению в планетоподобные объекты.
• Красные карлики отличаются долгой продолжительностью жизни, поскольку горение водорода в них проходит медленно. Вероятно, поэтому красных карликов больше других звёздных тел во Вселенной. Хотя из-за медленных процессов и слабого излучения, они не видны с нашей планеты без специальных приборов.
• Красные гиганты образуются после того, как сгорит весь водородный запас, что приводит к гелиевой вспышке и расширению звезды.
• Белые карлики имеют малую массу. Можно сказать, это остаток от красных гигантов, скинувших свою оболочку. При взрыве начинается процесс горения углерода и кислорода. Светило увеличивает атмосферные границы, быстро теряет газ и превращается в белый карлик.
• Сверхгиганты — массивный тип светил, которые из-за происходящих внутри реакций быстро покидают стадию главной последовательности. Для них характерна низкая температура, но высокий показатель светимости.
• Переменные звёзды — это те, у которых хотя бы раз за весь жизненный цикл изменялся блеск. Чаще всего это связано с внутренними процессами. Однако и внешние факторы могут повлиять на изменение блеска. К примеру, если звёздный свет пройдёт сквозь гравитационное поле.

• Главная последовательность
• Коричневый карлик
• Проксима Центавра (красный карлик)
• Белый карлик Сириус B
• Голубой сверхгигант Ригель
• Красный гигант и солнце

Помимо этого, выделяют и другие виды звезд:

• Новые звёзды — это особый тип переменных, с достаточно резким изменением блеска. Собственно говоря, скачки светимости провоцируют вспышки тела с различными амплитудами.
• Сверхновые — это те, которые на конечном этапе эволюции взрываются. Причем их взрыв или вспышка очень мощные.
• Гиперновые или проще говоря, большие сверхновые звёзды. После того, как источники поддержания термоядерных реакций иссякают, происходит коллапс. Что интересно, сила и мощность их неминуемого взрыва превышает обычных сверхновых приблизительно в 100 раз.
• LBV (Яркие голубые переменные) или переменные типа S Золотой Рыбы являются пульсирующими гипергигантами. Для них свойственны неправильные изменения блеска с колебаниями от 1 до 7 m. Правда, это очень редкие и недолго живущие звезды, которые всегда окружают туманности.
• ULX (Ультраяркие рентгеновские источники) — космические объекты, обладающие сильным рентгеновским излучением. Их переменность может варьироваться от секунд до нескольких лет. Вероятно, что их источником излучения является чёрная дыра. На самом деле, мало изучены, редкие.
• Нейтронные звёзды, на самом деле, представляют собой образования из нейтронов (нейтральных субатомных частиц). Поскольку эти частицы сильно сжимаются силами гравитации, то плотность светил также очень высокая. Между прочим, её часть сравнивают со средней плотностью атомного ядра. И это при том, что радиус нейтронных объектов составляет от 10 до 20 км, а масса равна примерно 1,5 солнечных масс.
• Двойные звёзды или системы отличаются, главным образом, тем, что состоят их пары светил, связанных между собой силами гравитации. К удивлению, наша Галактика наполовину состоит именно из двойных звёзд.
• Уникальные (объект Стефенсона-Сандьюлика) — это двойная затменная система звёзд. Один из компонентов представляет массивное светило с высокой температурой и светимостью, а другой небольшое тело (может быть нейтронным образованием или даже чёрной дырой). В результате взаимодействия компонентов производится сильнейшее рентгеновское излучение. На данным момент, к уникальным относится лишь одна система SS 433.

• Взрыв гиперновой
• Нейтронная звезда
• Двойная звезда Сириус
• Объект Стефенсона-Сандьюлика (SS 433)

Как видно, виды звёзд нашей Вселенной могут быть разные. Стоит отметить, что они отличаются друг от друга по своему звёздному размеру и массе, составу, температуре, расстоянию до нас и другим характеристикам. Но несмотря на это, среди всех небесных тел они носят гордое название — звезда.

Примеры голубых сверхгигантов

Ригель

Самый известный пример — Ригель (бета Ориона), самая яркая звезда в созвездии Орион, масса которой приблизительно в 20 раз больше массы Солнца и его светимость примерно в 130 000 раз выше солнечной, а значит, это одна из самых мощных звёзд в Галактике (во всяком случае, самая мощная из ярчайших звёзд на небе, так как Ригель — ближайшая из звёзд с такой огромной светимостью). Древние египтяне связывали Ригель с Сахом — царём звёзд и покровителем умерших, а позже — с Осирисом.

Гамма Парусов

Гамма Парусов — кратная звезда, ярчайшая в созвездии Паруса. Имеет видимую звёздную величину в +1,7m. Расстояние до звёзд системы оценивается в 800 световых лет. Гамма Парусов (Регор) — массивный голубой сверхгигант. Имеет массу в 30 раз больше массы Солнца. Его диаметр в 8 раз больше солнечного. Светимость Регора — 10 600 солнечных светимостей. Необычный спектр звезды, где вместо тёмных линий поглощения имеются яркие эмисионные линии излучения, дал название звезде как «Спектральная жемчужина южного неба»

Альфа Жирафа

Расстояние до звезды примерно 7 тысяч световых лет, и тем не менее, звезда видна невооружённым глазом. Это третья по яркости звезда в созвездии Жирафа, первое и второе место занимают Бета Жирафа и CS Жирафа соответственно.

Дзета Ориона

Дзета Ориона (имеет название Альнитак) — звезда в созвездии Ориона, которая является самой яркой звездой класса O с визуальной звездной величиной +1,72 (в максимуме +1,72 и в минимуме до +1,79), левая и самая близкая звезда астеризма «Пояса Ориона». Расстояние до звезды — около 800 световых лет, светимость примерно 35 000 солнечных.

Тау Большого Пса

Спектрально-двойная звезда в созвездии Большого Пса. Она является наиболее яркой звездой рассеянного звёздного скопления NGC 2362, находясь на расстоянии 3200 св. лет от Земли. Тау Большого Пса — голубой сверхгигант спектрального класса O с видимой звёздной величиной +4,37m. Звёздная система Тау Большого Пса состоит, по крайней мере, из пяти компонентов. В первом приближении Тау Большого Пса — тройная звезда в которой две звезды имеют видимую звёздную величину +4,4m и +5,3m и отстоят друг от друга на 0,15 угловых секунд, а третья звезда имеет видимую звёздную величину +10m и и отстоит от них на 8 угловых секунд, обращаясь с периодом 155 дней вокруг внутренней пары.

Дзета Кормы

Дзета Кормы в представлении художника

Дзета Кормы — ярчайшая звезда созвездия Кормы. Звезда имеет собственное имя Наос. Это массивная голубая звезда, имеющая светимость 870 000 светимостей Солнца. Дзета Кормы массивнее Солнца в 59 раз. Имеет спектральный класс O9.

Предполагается, что в ближайшие сотни тысяч лет Дзета Кормы будет постепенно остывать и расширяться, и пройдёт все спектральные классы: B, A, F, G, K, и M, по мере остывания. По мере этого основное излучение звезды перейдёт в видимый диапазон, и Наос станет одной из ярчайших звёзд будущего земного неба. Спустя 2 миллиона лет, Наос будет иметь спектральный класс M5, а его размеры будут гораздо больше текущей земной орбиты. Затем Наос взорвётся, став сверхновой звездой. Ввиду небольшого расстояния до Земли эта сверхновая будет гораздо ярче блеска полной Луны, а ядро звезды сколлапсирует сразу в чёрную дыру. Не исключено, что это будет сопровождаться сильным гамма-всплеском.

Двойные, тройные и так далее

Двойные звезды — вовсе не редкость во Вселенной: почти половина всех светил живут парами. Обычно они рождаются вместе, из одного пылевого облака. Их связывает гравитация — и ничто не может разлучить. Если звезды родились близнецами, то есть одинаковыми по размеру и массе, то они вращаются вокруг общего центра. Если же одна из звезд крупнее, тогда центр масс находится ближе к ней.

Бывают и тройные звездные системы, где три светила, объединенные гравитацией, существуют как единое целое. В таких системах обычно две звезды вращаются рядом, а третья — вокруг них по большей орбите.

Четверная звезда обычно представляет собой союз двух звездных пар, объединенных общим центром вращения. Четыре звезды для звездной системы вовсе не предел, иногда звезды объединяются по пять, шесть и более, но это встречается очень редко. Все системы звезд, в которых больше двух членов, ученые называют кратными.

Иногда то, что кажется наблюдателю с Земли двойной звездой, на самом деле — совершенно разные звезды, расположенные в космосе очень далеко друг от друга. Такие явления называются оптическими двойными звездами.

Поделиться ссылкой

Голубые сверхгиганты

Ригель

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 созвездия Ориона – Ригель – отличный пример голубого сверхгиганта. Ее внушительная масса в 20 раз превышает Солнце, светимость выше в 130 тыс. раз.

Денеб

В созвездии Лебедя наблюдается звезда Денеб – еще один представитель этого редкого класса. Ее спектральный класс Ia, это – яркий сверхгигант. На небосводе по своей светимости эта далекая звезда может сравниться только с Ригелем. Интенсивность ее излучения сравнима с 196 тыс. Солнц, радиус объекта превосходит наше светило в 200 раз, а вес – в 19. Денеб быстро теряет свою массу, звездный ветер невероятной силы разносит ее вещество по Вселенной. Звезда уже вступила в период нестабильности. Пока ее блеск изменяется по небольшой амплитуде, но со временем станет пульсирующим. После исчерпания запаса тяжелых элементов, которые поддерживают стабильность ядра, Денеб, как другие голубые сверхгиганты, вспыхнет сверхновой, а его массивное ядро станет черной дырой.

Крупнейшая из известных?

Сверхгигант UY Щита с некоторой оговоркой можно назвать самой крупной звездой из наблюдаемых в наши дни. Почему «с оговоркой» будет сказано ниже. UY Щита удалён от нас на 9500 световых лет и наблюдается как тусклая переменная звёздочка, различимая в небольшой телескоп. По оценкам астрономов, её радиус превышает 1700 радиусов Солнца, а в период пульсации этот размер может увеличиться до целых 2000.

Получается, помести такую звезду на место Солнца, нынешние орбиты планеты земной группы оказались бы в недрах сверхгиганта, а границы её фотосферы временами упирались бы в орбиту Сатурна. Если представить нашу Землю как гречневую крупицу, а Солнце – арбуз, то диаметр UY Щита будет сопоставим с высотой Останкинской телебашни.

Чтобы облететь такую звезду со скоростью света понадобится целых 7-8 часов. Вспомним, что свет, испущенный Солнцем, доходит до нашей планеты всего за 8 минут. Если лететь с той же скоростью, с какой МКС за полтора часа совершает один оборот вокруг Земли, то полёт вокруг UY Щита продлится почти пять лет. Теперь представим эти масштабы, учитывая, что МКС летит в 20 быстрее пули и в десятки раз – пассажирских авиалайнеров.