Красные звезды самые горячие
Моя гипотеза подтвердилась: действительно, поиск ответов на мои вопросы, помог мне узнать некоторые тайны звёздного неба. И тому немало способствует существование двойных звездных систем. Популярные истории Все истории. Звезды типа Солнца тратят на эту стадию своего рождения 30 лет, звезды в три раза массивнее - лет, а в десятеро менее массивные - лет.
Однако они до сих пор плохо изучены современной наукой. Рассказываем, что уже точно известно об этом типе звезд, а какие факты пока под вопросом. Красный сверхгигант — массивная и очень большая звезда. Относится к спектральному классу K или M и классу светимости I.
Типичными представителями красных сверхгигантов являются звезды Антарес и Бетельгейзе. Красные сверхгиганты — самые большие по размеру звезды. Они обладают очень низкой эффективной температурой 3 —5 K и радиусом в —1 раз более радиуса Солнца. Поток энергии с единицы площади их поверхности мал — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Светимость красных сверхгигантов в тыс.
Стадия красного сверхгиганта характерна для массивных свыше 10 масс Солнца звезд и длится от 10 до миллионов лет. Часто звезды этого типа располагаются в кластерах. Традиционное деление звёзд на красных гигантов и красных сверхгигантов условно, так как оно отражает только различие в радиусах и светимостях звезд при сходном внутреннем строении: все они имеют горячее плотное ядро и очень разреженную протяженную оболочку.
Согласно современной теории эволюции звезд, звезда попадает в область диаграммы Герцшпрунга — Рассела, занимаемую красными гигантами и красными сверхгигантами дважды. Температура поверхности красных сверхгигантов колеблется от 3 до 4 Кельвинов. Из-за их размера им требуется невероятное количество энергии, что приводит в короткому относительно других стадий звезд жизненному циклу, который длится от 10— миллионов лет. По сравнению с Солнцем Бетельгейзе во много раз больше.
Если ее поместить в Солнечную систему, то это займет расстояние до Юпитера. При уменьшении своего диаметра будет граничить с орбитой Марса.
Яркость Бетельгейзе больше светила Земли в раз. А возраст равен 10 миллиардам лет. В то время как Солнцу всего лишь около 5 миллиардов.
Ученые все чаще задумываются о поведении Бетельгейзе, потому что красный гигант ведет себя так же, как Солнце.
Он имеет локализованные точки, где температура выше другой поверхности и места, где температура ниже. Несмотря на то, что форма у Солнца сферическая, а у красного сверхгиганта в виде картофелины, это вызывает недоумение в ученых кругах. По яркости красный сверхгигант Бетельгейзе занимает 9 место в ночном небе.
Блеск ее от 0,2 до 1,9 звездной величины изменяется в течении суток. Относится к спектральному классу m la lab. Размер звезды:. Атмосфера звезды разрежена, а плотность гораздо ниже Солнца. Угловой диаметр ее составляет 0, угловых секунд. Он меняется в зависимости от светимости гиганта.
Радиус астрономы измерили с помощью пространственного ИК интерферометра. Был высчитан период вращения звезды, который составляет 18 лет. Красные сверхгиганты являются частью жизненного цикла звезд с высокой массой. Когда ядро массивной звезды начинает разрушаться, температура повышается, что приводит к слиянию гелия. Быстрое слияния гелия дестабилизирует массивную звезду. Огромное количество энергии выталкивает внешние слои звезды, что приводит к новому жизненному этапу — превращение в красного сверхгиганта.
На этом этапе гравитационная сила звезды снова уравновешивается, а звезда теряет большую часть своей массы. Красные сверхгиганты считаются самыми крупными звездами, но не самыми массовыми, с возрастом они будут продолжать терять массу.
Красный гигант проходит последнюю стадию сжигания углерода. Зная о том, какие процессы происходят внутри светила, ученые могут рассказать будущее Бетельгейзе. Например, при быстром взрыве внутри нее образуются железо, никель, золото.
При медленном взрыве образуются газы — такие, как углерод, кислород, барий. Ученые считают, что красный сверхгигант готов стать сверхновой. Еще несколько тысяч лет, а может, и раньше, и эта звезда взорвется, обрушив сброшенную энергию на близлежащие космические объекты, так как из нее выделится столько энергии, сколько Солнце выделяет за всю его жизнь.
Когда сверхгигант исчерпывают свое топливо, которое поддерживает жизнь. Гравитация побеждает, и ядро начинает разрушаться. Ближайшая к нам звезда - это Солнце. О нем подробно рассказано на отдельной странице. Здесь же мы поговорим о звездах вообще, то есть в том числе и о тех, что можно видеть ночью. Солнце мы тоже не станем исключать из повествования, наоборот, мы всегда будем сравнивать с ним другие звезды.
До Солнца - километров. Это в раз ближе, чем до самой близкой, исключая само Солнце, звезды. Ясно, почему очень многое, что известно о звездах, мы знаем благодаря нашему дневному светилу. Даже свет от ближайших звезд идет несколько лет, а сами звезды в самые мощные телескопы видны как точки. Впрочем, это не совсем так: звезды видны в виде крохотных дисков, но это связано с искажениями в телескопах, а не с увеличением. Звезд бесчисленное множество. Никто не в силах точно сказать, сколько существует звезд, тем более звезды рождаются и умирают.
Можно лишь приближенно заявить, что в нашей Галактике около звезд, а во Вселенной неизвестное число миллиардов галактик А вот сколько звезд можно увидеть на небе невооруженным глазом известно точнее: около 4,5 тысяч.
Более того, задавшись определенным пределом яркости звезд, близким по доступности глазу, можно это число назвать точнее, чуть ли не до единиц. Яркие звезды давно посчитаны и занесены в каталоги. Яркость звезды или, как говорят, ее блеск характеризуется звездной величиной, которую астрономы давно умеют определять. Так что же такое звезды? Звезды - раскаленные газовые шары.
Температура поверхности звезд различна. У некоторых звезд она может достигать 30 К, а у других - лишь 3 К. Наше Солнце имеет поверхность с температурой около 6 К. Надо оговориться, что говоря о поверхности, мы имеем в виду лишь видимую поверхность, так как никакой твердой поверхности у газового шара быть не может.
Нормальные звезды гораздо больше планет, но главное - гораздо массивнее. Мы увидим, что есть во Вселенной странные звезды, имеющие типичные для планет размеры, но во много раз превосходящие последние по массе. Солнце в раз массивнее всех остальных тел Солнечной системы. Есть звезды, в сотни раз превышающие по размеру Солнце и во столько же раз уступающие ему в этом показателе. Однако, массы звезд меняются в гораздо более скромных пределах - от одной двенадцатой массы Солнца до его масс.
Может быть, есть и более тяжелые, но такие массивные звезды очень редки. Нетрудно догадаться, прочитав последние строки, что звезды очень сильно отличаются по плотности. Есть среди них такие, кубический сантиметр вещества которых перевешивает большой груженый океанский корабль. Вещество других звезд настолько разряжено, что его плотность меньше плотности того наилучшего вакуума, который достижим в земных лабораторных условиях. К разговору о размерах, массах и плотности звезд мы еще вернемся в дальнейшем.
Итак, звезды очень массивны. Такое огромное количество вещества сжимает само себя силами гравитационного притяжения. Однако никто не видел, чтоб Солнце хоть сколько-то заметно уменьшилось, поэтому для того, чтобы звезды могли долгое время сохранять свой объем и размеры, необходимы силы, которые препятствовали бы гравитационному сжатию звезд. Чуть позднее мы с Вами эту силы найдем. Оказывается, газом, из которого состоят звезды, в основном, является водород обозначается латинской Н.
В условиях больших температур на звездах, обычная для Земли двухатомная молекула водорода разделяется на два независимых атома, состоящих из одного протона и одного электрона. Но и атомы водорода не могут при высоких температурах оставаться целыми.
Они теряют свои электроны, в результате чего получается особый газ, состоящий из протонов и электронов. Этот газ называется плазмой. А атомы, лишенные своих электронов, называют ядрами соответствующих элементов протон - ядро водорода. Как мы уже сказали, звезда сама пытается себя сжать силами гравитации, результатом чего является повышение температуры звезды в центральных ее слоях до миллионов и десятков миллионов градусов.
В таких условиях в плазме начинают возникать отличные от химических реакций - ядерные. В результате сложных процессов ,четыре ядра водорода и два электрона образуют ядро нового химического элемента - гелия Не , которое состоит из двух протонов, а также двух нейтронов, частиц, не имеющих заряда, возникающих в результате ядерной реакции слияния электрона и протона. Ход такой реакции образования тяжелых ядер из более легких называется ядерным синтезом, который замечателен тем, что в его процессе выделяется энергия.
Выделяется она в виде фотонов частиц, "несущих" свет и еще одних частиц - нейтрино. Нейтрино почти беспрепятственно проходят сквозь вещество звезды, не взаимодействуя с ним. А вот фотоны, или свет, оказывают на вещество давление, причем так как в единицу времени происходит большое число превращений ядер водорода в ядра гелия, давление это очень велико и направлено из центра, где происходят ядерный синтез.
Сила этого давления и уравновешивает гравитационное сжатие. Итак, звезды очень массивны, поэтому силы гравитации стремятся их сжать. В результате этого сжатия в центральных областях звезд температура поднимается до миллионов градусов, из-за чего становятся возможными ядерные реакции синтеза ядер гелия из ядер водорода.
Как следствие этих реакций, выделяется энергия, излучение которой и создает давление, уравновешивающее силы, сжимающие звезду. Мы разобрались с тем, почему звезды не сжимают себя сами из-за своей гигантской массы. Но ведь здесь же кроется загадка об источнике энергии, позволяющем звездам так долго светить. Как мы знаем, в центре звезд происходят ядерные реакции с выделением энергии, которая, потом, излучается звездами в пространство. Чем массивнее звезда, тем больше она себя стремиться сжать, тем сильнее разогревается ее центральная часть, тем быстрее и чаще проходят там ядерные реакции, тем больше энергии выделяется, тем более яркой кажется звезда.
Как известно, нагреваемый металл сначала начинает светиться красным светом, потом желтым и, наконец, белым при увеличении температуры.
Также и со звездами. Красные - самые холодные, а белые или даже голубые! Вновь вспыхнувшая звезда будет иметь цвет, соответствующий выделяемой в ее сердцевине энергии, а интенсивность этого выделения, в свою очередь, зависит от массы звезды. Значит, все нормальные звезды тем холоднее, чем они более красны, если так можно выразится.
Тяжелые звезды - горячие и белые, легкие, немассивные - красные и относительно холодные. Температуры самых горячих и самых холодных звезд мы уже называли см. Теперь мы знаем, что самые высокие температуры соответствуют голубым звездам, самые низкие - красным. Уточним, что в этом абзаце шла речь о температурах видимых поверхностей звезд, ведь как мы уже знаем, в центре звезд в их ядрах температура гораздо выше, но и она наиболее велика в массивных голубых звездах.
Энергия, излучаемая звездами, настолько огромна, что мы можем их видеть на тех далеких расстояниях, на которые они от нас удалены: десятки, сотни, тысячи световых лет! Энергия Солнца управляет всеми основными передвижениями воды и воздуха на Земле. Все топливо, которое мы сжигаем - остатки растений, когда-то поглощавших излучение Солнца. По современным представлениям, излучение энергии звезд вызывает уменьшение их массы. В этом смысле, следует понимать, что энергия и масса - одно и то же.
Солнце теряет ежесекундно миллионы тонн. Однако, за 5 миллиардов лет своего существования оно израсходовало лишь половину имеющегося в его недрах ядерного горючего. Возникает вопрос: а какие звезды дольше живут: те, что обладают большой массой и характеризуются большой скоростью протекания ядерных реакций, или те, что маломассивны, но излучают мало энергии?
Оказывается, что скорость протекания ядерного синтеза пропорциональна массе звезды в четвертой степени. Следовательно, массивные звезды сгорают быстрее, чем немассивные. Самые тяжелые сжигают весь водород за несколько сот тысяч лет, а легкие красные звезды могут светить, "не торопясь", несколько десятков миллиардов лет.
Нашему Солнцу таких миллиардов осталось еще 5, значит, оно - звезда в среднем возрасте и свой водород сжигает без особого усердия. Заключение Основным итогом этой части является вывод о том, что многие характеристики звезд зависят в значительной степени от их масс. Более массивные нормальные звезды имеют большие температуры поверхности и недр.
Они же быстрее сжигают свое ядерное горючее - водород, из которого, в основном, состоят все звезды. О том, какая же из двух нормальных звезд массивнее можно судить по ее цвету: голубые тяжелее белых, белые - желтых, желтые - оранжевых, оранжевые - красных. Чем массивнее звезды, тем меньше их в космосе. Большинство звезд - красные и желтые как наше Солнце карлики, с другой стороны, массивные звезды светят гораздо ярче.
Большинство карликов остается вне нашего поля зрения, так как они слишком тусклы. По иронии судьбы, ближайшая из звезд - красный карлик. Если идти до этой звезды пешком представим, что она стоит на месте , то дойдешь к исходу первого миллиарда лет.
За это время ближайшими к Солнцу могли бы побывать сотни и тысячи других звезд. Солнце излучает столько энергии, что если направлять всю ее на ледяную дорогу длиною 20 километров, она бы за секунду испарилась. Мост из льда от Земли до Солнца в этом случае продержался бы 8 секунд, причем в первую же секунду бы растаял. Если на месте Солнца зажечь голубой гигант, то коль скоро бы он поместился в пределах земной орбиты скорее всего, это у него получится , то очень быстро вся вода на Земле испарилась бы, жизнь стала бы невозможной.
В случае красного карлика на месте Солнца, мы бы получили на месте Земли ледяную планету. Самая яркая звезда на ночном небе - Сириус из созвездия Большого Пса. Это белая звезда с температурой поверхности 10 кельвинов. Это одна из ближайших звезд, свет от нее идет почти 9 лет, можно сходить и к ней, но по возвращении мы рискуем уже не узнать Солнце, оно к тому времени сильно изменится. Космос часто называют безвоздушным пространством, полагая его пустым. Однако, это не так.
В межзвездном пространстве есть пыль и газ в основном, гелий и водород, причем последнего значительно больше. Во Вселенной существуют целые облака пыли и газа. Благодаря этим облакам нам не виден центр нашей Галактики. Облака эти могут иметь размеры в сотни световых лет, а их части могут сжиматься под действием сил гравитации.
В процессе сжатия часть облака будет уплотняться, уменьшаясь в размерах и одновременно нагреваясь. Если масса сжимающегося вещества достаточна для того, чтобы в процессе сжатия внутри него начали происходить ядерные реакции, то из такого облака получается звезда. Надо заметить, что обычно из одного облака рождается целая группа звезд, которую принято называть звездным скоплением.
В этом облаке образуются отдельные уплотнения мы их тоже в дальнейшем будем называть облаками , каждое из которых может породить звезду. Как было упомянуто, самые легкие звезды имеют массу в 12 раз меньшую, чем Солнечная.
Если сжимающееся облако менее массивно, но не уступает Солнцу в массе больше, чем в сто раз, такие облака образуют так называемые коричневые карлики. Коричневые карлики еще холоднее красных звезд. Эти объекты довольно сильно разогреваются силами гравитационного сжатия и излучают много тепла инфракрасное излучение , а светятся едва-едва.
Но ядерные реакции см. В конце концов, гравитационное сжатие останавливается давлением газа изнутри, перестают выделяться новые порции энергии, и коричневые карлики за сравнительно небольшие сроки остывают. Одним из последних открытым коричневым карликом является карлик в созвездии Гидры, его блеск составляет лишь 22,3, хотя он удален от Солнца всего на 33 световых года.
Уникальность этого ближайшего коричневого карлика состоит в том, что все ранее открытые подобные объекты входили в двойные системы, а этот - одиночный.
Замечен он только благодаря своей близости к Земле. Планета Юпитер, самая большая в Солнечной системе, в 80 раз легче самой маломассивной звезды и лишь в раз легче коричневых карликов. Снова подмечаем роль массы объекта в его собственной судьбе.
Если достаточно массивное для образования звезды облако настолько прогревается, что начинает активно излучать тепло и, может быть, слабо светиться темно-красным цветом еще до начала ядерного синтеза , такое облако принято уже называть протозвездой до-звездой. Как только температура в центре протозвезды достигнет 10 К, начинается ядерный синтез. Сжатие протозвезды останавливается световым давлением, она становится звездой.
Опять-таки, от массы зависит, насколько быстро протозвезда превратится в звезду. Звезды типа Солнца тратят на эту стадию своего рождения 30 лет, звезды в три раза массивнее - лет, а в десятеро менее массивные - лет. Итак, немассивные звезды все делают медленнее, и рождаются и живут. Как мы помним, к таким легким звездам относятся красные звезды, которые имеют небольшие размеры и называются красными карликами. Красные карлики в десять раз меньше Солнца по размерам.
Звезда типа Солнца носит название желтого карлика, такие звезды также относительно невелики. Самые тяжелые и большие нормальные звезды называются голубыми гигантами. В молодости звезда еще окружена своим родительским облаком, которое в виде газового или газопылевого диска вращается вокруг нее.
При этом звездный ветер - поток всевозможных частиц, вырывающихся с поверхности звезды с большими скоростями, оказывает давление на вещество облака, пытаясь оттолкнуть его подальше. Так как облако имеет плоскую форму диска, то движение частиц в его плоскости под давлением звездного ветра затруднено. Вещество устремляется вдоль оси вращения звезды и облака, в двух противоположных направлениях.
В этих направлениях вещества мало, и частицы облака почти беспрепятственно устремляются прочь от звезды. Так образуются часто наблюдаемые оттоки вещества от молодых звезд.
Астрономы располагают все звезды на особой диаграмме, называемой Цвет-Светимость. По оси абсцисс этой диаграммы откладывается температура звезд по ряду исторических причин, в нуле абсцисс располагаются самые высокие температуры, дальше вдоль оси они уменьшаются.
Мы видели, что цвет звезд и их температура - это почти одно и то же, поэтому на оси абсцисс иногда еще изображают обыкновенную полосу спектра - от голубого до красного. По оси ординат откладывается светимость. Именно поэтому такая диаграмма и называется Цвет-Светимость иногда - Спектр-Светимость. Давайте посмотрим, как будут располагаться те звезды, о которых мы до сих пор говорили, на этой диаграмме а мы говорили о нормальных звездах, источником энергии которых является синтез гелия из водорода.
Самые высокие температуры имеют голубые звезды, они же обладают наибольшей светимостью. Следовательно, на нашей диаграмме их следует поместить в левом верхнем углу. Красные карлики расположатся в нижнем правом углу, у них маленькая температура и низкая светимость. Солнце расположится ближе к середине диаграммы. Видно, что все звезды, о которых мы говорим, располагаются вдоль одной линии. Эту линию принято называть Главной последовательностью. Но оказывается, во Вселенной есть красные звезды огромных размеров, из-за чего их светимость сопоставима со светимостью голубых гигантов.
Их называют красными гигантами. В то же время, в космосе обнаружено великое множество белых маленьких звезд, обладающих низкой светимостью из-за небольших размеров. Их называют белыми карликами. Памятуя о том, что цвет звезды однозначно определяется ее температурой поверхности, мы без труда поместим красные гиганты и белые карлики на нашей диаграмме см.
Кроме всего этого, астрономы обнаружили некоторое относительно небольшое количество звезд, которые могут произвольно располагаться на нашей диаграмме. У них также не наблюдается зависимости светимости от цвета, присущей звездам Главной последовательности. Дальше, мы попробуем выяснить, откуда берутся такие "неправильные" звезды. Все звезды большую часть жизни являются членами Главной последовательности. Говорят, что звезда на ней находится. После того, как в центральной части ядре звезды закончится водород, звезда перестанет обладать источником энергии.
Ядро, которое теперь состоит в основном из гелия, начинает сжиматься под действием сил гравитации, так как нет больше сил, сдерживающих сжатие.
Реакции же ядерного синтеза гелия из водорода продолжаются в тонком слое, примыкающем к ядру. Сжатие ядра приводит, как и при рождении звезды, к увеличению давления и температуры, а повышение температуры вызывает ускорение ядерного синтеза в слое, граничащем с ядром вспомним, что в горячих звездах эти реакции протекают быстрее.
Энергия, высвобождаемая в результате сжатия ядра и горения водорода, увеличивает давление, идущее из центра звезды, под действием него звезда расширяется до гигантских размеров. При этом, плотность и температура внешних слоев падает. Мы получаем огромную и из-за этого яркую холодную красную звезду - красный гигант. Звезда не сразу становится таковым.
Если в каждый момент времени описывать ее состояние положением на диаграмме Цвет-Светимость, то звезда оставит на ней след трек , ведущий от Главной последовательности к области красных гигантов. Звезда проходит бесчисленное число состояний, каждое из которых описывается положением на диаграмме. Говорят, что звезда покидает Главную последовательность и перемещается в область красных гигантов.
Такими звездами, в частности, являются Бетельгейзе альфа Ориона и Антарес, самая яркая звезда в созвездии Скорпиона. У них небольшое гелиевое ядро, слой горящего водорода где происходит синтез гелия и сильно разряженные вышележащие слои. Диаметр Антареса превосходит солнечный в раз.
