Видимая яркость
Посмотрите на небо ночью. Скорее всего вы увидите десяток-полтора очень ярких звезд (зависит от сезона и вашего местоположения на Земле), несколько десятков звезд потусклее и много-много совсем тусклых.
Яркость звезд - это их древнейшая характеристика, замеченная человеком. Еще в древности люди придумали меру для яркости звезд - "звездную величину". Хотя она и называется "величиной", речь, конечно, идет не о размере звезд, а только об их воспринимаемой глазом яркости. Некоторым ярким звездам присвоили первую звездную величину. Звездам, которые выглядели на определенную величину тусклее - вторую. Звездам, которые выглядели на эту же величину тусклее предыдущих - третью. И так далее.
Обратите внимание, что чем ярче звезда, тем меньше звездная величина. Звезды первой величины - далеко не самые яркие на небе. Понадобилось ввести нулевую звездную величину и даже отрицательные. Возможны и дробные звездные величины. Самые тусклые звезды, которые видит человеческий глаз - звезды шестой величины. В бинокль можно увидеть до седьмой, в любительский телескоп - до десятой-двенадцатой, а современный орбитальный телескоп "Хаббл" добивает до тридцатой.
Вот звездные величины наших знакомых звезд: Сириус (-1,5), Альфа Центавра (-0,3), Бетельгейзе 0,3 (в среднем, потому что переменная). Всем известные звезды Большой Медведицы - звезды второй звездной величины. Звездная величина Венеры может доходить до (-4,5) - ну очень яркая точка, если повезет увидеть, Юпитера - до (-2,9).
Так и измеряли яркость звезд много веков, на глазок, сравнивая звезды с эталонными. Но потом появились беспристрастные приборы, и обнаружился интересный факт. Что такое видимая яркость звезды? Ее можно определить как количество света (фотонов) от этой звезды, которое попадает к нам в глаз одновременно. Так вот, оказалось, что шкала звездных величин - логарифмическая (как и все шкалы, основанные на восприятии органов чувств). То есть разница в яркости на одну звездную величину - это разница в количестве фотонов в два с половиной раза. Сравните, например, с музыкальным звукорядом, там то же самое: разница в высоте на октаву - это разница в частоте в два раза.
Измерение видимой яркости звезд в звездных величинах по-прежнему используется при визуальных наблюдениях, значения звездных величин заносят во все астрономические справочники. Оно удобно, например, для быстрой оценки и сравнения яркости звезд.
Мощность излучения
Та яркость звезд, которую мы видим глазами, зависит не только от параметров самой звезды, но и от расстояния до звезды. Например, небольшой, но близкий Сириус для нас выглядит ярче, чем далекий сверхгигант Бетельгейзе.
Для изучения звезд, конечно, нужно сравнивать яркости, не зависящие от расстояния. (Вычислить их можно, зная видимую яркость звезды, расстояние до нее и оценку поглощения света в данном направлении.)
Сначала в качестве такой меры использовали абсолютную звездную величину - теоретическую звездную величину, которая будет у звезды, если поместить ее на стандартное расстояние в 10 парсек (32 световых года). Но все-таки для астрофизических расчетов это величина неудобная, основанная на субъективном восприятии. Куда удобнее оказалось измерять не теоретическую видимую яркость, а вполне реальную мощность излучения звезды. Эту величину назвали светимостью и измеряют в светимостях Солнца, светимость Солнца принимают за единицу.
Для справки: светимость Солнца - 3,846*10 в двадцать шестой степени ватт.
Диапазон светимостей известных звезд огромен: от тысячных (и даже миллионных) долей солнечной до пяти-шести миллионов.
Светимости известных нам звезд: Бетельгейзе - 65 000 солнечных, Сириус - 25 солнечных, Альфа Центавра А - 1,5 солнечных, Альфа Центавра B - 0,5 солнечных, Проксимы Центавра - 0.00006 солнечных.
Но поскольку к разговору о яркости мы перешли к разговору о мощности излучения, следует учесть, что одно совсем не связано с другим однозначно. Дело в том, что видимая яркость измеряется только в видимом диапазоне, а звезды излучают далеко не только в нем одном. Мы знаем, что наше Солнце не только светит (видимым светом), но и греет (инфракрасное излучение) и вызывает загар (ультрафиолетовое излучение), а более жесткое излучение задерживается атмосферой. У Солнца максимум излучения приходится точно на середину видимого диапазона - что неудивительно: наши глаза в процессе эволюции настраивались именно на солнечное излучение; по этой же причине Солнце в безвоздушном пространстве выглядит абсолютно белым. Но у более холодных звезд максимум излучения сдвинут в красную, а то и в инфракрасную область. Имеются очень холодные звезды, например R Золотой Рыбы, большая часть излучения которых находится в инфракрасной области. У более горячих звезд, наоборот, максимум излучения сдвинут в голубую, фиолетовую или даже ультрафиолетовую область. Оценка мощности излучения таких звезд по видимому излучению будет еще более ошибочна.
Поэтому используют понятие "болометрическая светимость" звезды, т.е. включающая излучение во всех диапазонах. Болометрическая светимость, как понятно из вышесказанного, может заметно отличаться от обычной (в видимом диапазоне). Например, обычная светимость Бетельгейзе - 65 000 солнечных, а болометрическая - 100 000!
Что определяет мощность излучения звезды?
Мощность излучения звезды (а значит, и яркость) зависит от двух основных параметров: от температуры (чем горячее, тем больше энергии излучается с единицы площади) и от площади поверхности (чем она больше, тем больше энергии может излучить звезда при той же температуре).
Из этого следует, что самыми яркими звездами во Вселенной должны быть голубые гипергиганты. Это действительно так, такие звезды называют "яркими голубыми переменными". Их, к счастью, немного и они все очень далеко от нас (что крайне нелишне для белковой жизни), но к ним относятся знаменитые "Звезда Пистолет", Эта Киля и прочие чемпионки Вселенной по яркости.
Следует иметь в виду, что хотя яркие голубые переменные - действительно самые яркие известные звезды (светимости в 5-6 миллионов солнечных), они не самые большие. Красные гипергиганты гораздо больше голубых, но они менее яркие из-за температуры.
Отвлечемся от экзотических гипергигантов и посмотрим на звезды главной последовательности. В принципе, процессы, идущие во всех звездах главной последовательности, сходны (различно распределение зон излучения и зон конвекции в объеме звезды, но пока весь термоядерный синтез идет в ядре, это не играет особой роли). Поэтому единственным параметром, определяющим температуру звезды главной последовательности, является масса. Вот так просто: чем тяжелее, тем горячее. Размеры звезд главной последовательности тоже определяются массой (по той же причине схожести строения и идущих процессов). Вот и получается, что чем тяжелее, тем больше и горячее, то есть самые горячие звезды главной последовательности - они же и самые большие. Помните картинку с видимыми цветами звезд? Она очень хорошо иллюстрирует этот принцип.
А это значит, что самые горячие звезды главной последовательности одновременно и самые мощные (яркие), и чем меньше их температура, тем меньше светимость. Поэтому главная последовательность на диаграмме Герцшпрунга-Рассела и имеет форму диагональной полосы из верхнего левого угла (самые горячие звезды - самые яркие) до правого нижнего (самые маленькие - самые тусклые).
Прожекторов меньше, чем светлячков
Есть еще одно правило, связанное с яркостью звезд. Оно было выведено статистически, а потом получило объяснение в теории эволюции звезд. Чем ярче звезды, тем меньше их количество.
То есть тусклых звезд гораздо больше, чем ярких. Ослепительных звезд спектрального класса O совсем немного; звезд спектрального класса B заметно побольше; звезд спектрального класса A еще больше, и так далее. Причем с каждым спектральным классом количество звезд увеличивается экспоненциально. Так что самым многочисленным звездным населением Вселенной являются красные карлики - самые маленькие и тусклые звезды.
А из этого следует, что наше Солнце - далеко не "рядовая" звезда по мощности, а очень даже приличная. Таких звезд, как Солнце, известно сравнительно мало, а более мощных - и того меньше.
Звёздная величина
© Знания-сила
Птолемей и «Альмагест»
Первую попытку составить каталог звёзд, основываясь на принципе степени их светимости, предпринял элли́нский астроном Гиппарх из Никеи во II веке до н.э . Среди его многочисленных трудов (к сожалению, они почти все утеряны) фигурировал и «Звёздный каталог» , содержащий описание 850 звёзд, классифицированных по координатам и светимости. Данные, собранные Гиппархом, а он, кроме этого, открыл и явление прецессии, были проработаны и получили дальнейшее развитие благодаря Клавдию Птолемею из Александрии (Египет) во II в. н.э . Он создал фундаментальный опус «Альмагест» в тринадцати книгах. Птолемей собрал все астрономические знания того времени, классифицировал их и изложил в доступной и понятной форме. В «Альмагест» вошел и «Звёздный каталог». В его основу были положены наблюдения Гиппарха, сделанные четыре столетия назад. Но «Звёздный каталог» Птолемея содержал уже примерно на тысячу звёзд больше.
Каталогом Птолемея пользовались практически везде в течение тысячелетия. Он разделил звёзды на шесть классов по степени светимости: самые яркие были отнесены́ к первому классу, менее яркие - ко второму и так далее. К шестому классу относятся звёзды, едва различимые невооруженным глазом. Термин «сила свечения небесных тел», или «звёздная величина», используется и в настоящее время для определения меры блеска небесных тел, причём не только звёзд, но также туманностей, галактик и других небесных явлений.
Блеск звёзд и визуальная звёздная величина
Глядя на звёздное небо, можно заметить, что звёзды различны по своей яркости или по своему видимому блеску. Наиболее яркие звёзды называют звёздами 1-й звёздной величины; те из звёзд, которые по своему блеску в 2,5 раза слабее звёзд 1-й величины, имеют 2-ю звёздную величину. К звёздам 3-й звёздной величины относят те из них. которые слабее звёзд 2-й величины в 2,5 раза, и т.д. Самые слабые из звёзд, доступных невооруженному глазу, причисляют к звёздам 6-й звёздной величины. Нужно помнить, что название «звёздная величина» указывает не на размеры звёзд, а только на их видимый блеск.
Всего на небе наблюдается 20 наиболее ярких звёзд, о которых обычно говорят, что это звёзды первой величины. Но это не значит, что они имеют одинаковую яркость. На самом деле одни из них несколько ярче 1-й величины, другие несколько слабее и только одна из них - звезда в точности 1-й величины. Такое же положение и со звёздами 2-й, 3-й и последующих величин. Поэтому для более точного обозначения яркости той или иной звезды используют дробные величи́ны . Так, например, те звёзды, которые по своей яркости находятся посредине между звёздами 1-й и 2-й звёздных величин, считают принадлежащими к 1,5-й звёздной величине. Есть звёзды, имеющие звёздные величи́ны 1,6; 2,3; 3,4; 5,5 и т.д. На небе видно несколько особенно ярких звёзд, которые по своему блеску превышают блеск звёзд 1-й звёздной величины. Для этих звёзд ввели нулевую и отрицательные звёздные величи́ны . Так, например, самая яркая звезда северного полушария неба - Вега - имеет блеск 0,03 (0,04) звёздной величины, а ярчайшая звезда - Сириус - имеет блеск минус 1,47 (1,46) звёздной величины, в южном полушарии ярчайшей звездой является Кано́пус (Кано́пус расположен в созвездии Киль. Видимый блеск звезды минус 0,72, Кано́пус обладает наибольшей светимостью среди всех звёзд в радиусе 700 световых лет от Солнца. Для сравнения, Сириус всего лишь в 22 раза ярче, чем наше Солнце, но он намного ближе к нам, чем Кано́пус. Для очень многих звёзд среди ближайших соседей Солнца Кано́пус является самой яркой звездой на их небосклоне.)
Звёздная величина в современной науке
В середине XIX в. английский астроном Норман По́гсон усовершенствовал метод классификации звёзд по принципу светимости, существовавший со времён Гиппарха и Птолемея. По́гсон учёл, что разница в плане светимости между двумя классами составляет 2,5 (например сила свечения звезды третьего класса в 2,5 раза больше, чем у звезды четвёртого класса). По́гсон ввёл новую шкалу, по которой разница между звёздами первого и шестого классов составляет 100 к 1 (Разность в 5 звёздных величин соответствует изменению блеска звёзд в 100 раз). Таким образом, разница в плане светимости между каждым классом составляет не 2,5, а 2,512 к 1 .
Система, разработанная английским астрономом, позволила сохранить существующую шкалу (деление на шесть классов), но придала ей максимальную математическую точность. Сначала ноль-пунктом для системы звёздных величин была выбрана Полярная звезда, её звездная величина в соответствии с системой Птолемея была определена в 2,12. Позже, когда выяснилось, что Полярная звезда является переменной, на роль ноль-пункта были условно определены звёзды с постоянными характеристиками. По мере совершенствования технологий и оборудования учёные смогли определить звёздные величины с большей точностью: до десятых, а позже и до сотых единиц.
Связь между видимыми звёздными величинами выражается формулой По́гсона: m 2 -m 1 =-2,5log (E 2 /E 1) .
Количество n звёзд с визуальной звездной величиной свыше L
L | n | L | n | L | n |
| 1 | 13 | 8 | 4.2*10 4 | 15 | 3.2*10 7 |
| 2 | 40 | 9 | 1.25*10 5 | 16 | 7.1*10 7 |
| 3 | 100 | 10 | 3.5*10 5 | 17 | 1.5*10 8 |
| 4 | 500 | 11 | 9*10 5 | 18 | 3*10 8 |
| 5 | 1.6*10 3 | 12 | 2.3*10 6 | 19 | 5.5*10 8 |
| 6 | 4.8*10 3 | 13 | 5.7*10 6 | 20 | 10 9 |
| 7 | 1.5*10 4 | 14 | 1.4*10 7 | 21 | 2*10 9 |
Относительная и абсолютная звёздная величина
Звёздная величина, измеренная при помощи специальных приборов, вмонтированных в телескоп (фото́метрами), указывает, какое количество света от звезды доходит до наблюдателя на Земле. Свет преодолевает расстояние от звезды до нас, и, соответственно, чем дальше расположена звезда, тем более слабой она кажется. Другими словами, тот факт, что звёзды различаются по блеску, ещё не дает полной информации о звезде. Очень яркая звезда может иметь большую светимость, а находиться очень далеко и потому иметь очень большую звёздную величину. Для сравнения яркости звёзд независимо от их расстояния до Земли было введено понятие «абсолютная звёздная величина» . Для определения абсолютной звездной величины необходимо знать расстояние до звезды. Абсолютная звездная величина М характеризует блеск звезды на расстоянии в 10 парсек от наблюдателя. (1 парсек = 3,26 светового года.). Связь абсолютной звездной величины М, видимой звездной величины m и расстояния до звезды R в парсеках: M = m + 5 – 5 lg R.
Для сравнительно близких звёзд, удалённых на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется по параллаксу способом, известным уже двести лет. При этом измеряют ничтожно малые угловые смещения звёзд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Параллаксы даже самых близких звёзд меньше 1" . С понятием параллакса связано название одной из основных единиц в астрономии – парсек. Парсек – это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равен 1" .
Уважаемые посетители!
У вас отключена работа JavaScript . Включите пожалуйста скрипты в браузере, и вам откроется полный функционал сайта!Зависит от двух причин: их действительной яркости или количества света, которое они испускают, и от расстояния до нас. Если бы все звезды были одинаковой яркости, мы могли бы определять их относительное расстояние, попросту измеряя относительное количество света, получаемое от них. Количество света меняется обратно пропорционально квадрату расстояния. Это видно на прилагаемом рисунке, где S изображает положение звезды, как светящейся точки, а А и ВВВВ изображают экраны, помещенные так, что каждый из них получает одно и то же количество света от звезды.
Если больший экран в два раза дальше, чем экран А, его стороны должны быть в два раза длиннее, чтобы он мог получить все то количество света, которое падает на А. Тогда его поверхность будет в 4 раза больше, чем поверхность А. Отсюда понятно, что каждая четвертая часть поверхности получит четвертую часть света, падающего на А. Таким образом глаз или телескоп, находящийся в В, получит от звезды одну четвертую часть света, сравнительно с глазом или телескопом в А, и звезда будет казаться в четыре раза слабее.
На самом деле звезды далеко не равны по их действительной яркости, а поэтому и видимая величина звезды не дает точного указания на ее расстояние. Среди более близких к нам звезд многие весьма слабы, многие даже невидимы невооруженным глазом, между тем как среди более ярких встречаются звезды, расстояния которых до вас громадны. Замечательный пример в этом отношении представляет Канолус, 2-я звезда по яркости на всем небе.
По этим причинам астрономы вынуждены ограничиться на первый случай определением количества света, которое посылают к нам различные звезды, или их видимого блеска, не принимая во внимание их расстояния или действительную яркость. Древние астрономы разделили все звезды, которые можно видеть, на 6 классов: номер класса, выражающий собою видимую яркость, называется величиной звезды. Самые яркие, в числе около 14, называются звездами первой величины. Следующие по яркости, примерно 50, называются звездами второй величины. В 3 раза больше звезд третьей величины. Примерно в такой же прогрессии увеличивается число звезд каждой величины до шестой, которая заключает в себе звезды на границе видимости.
Звезды встречаются всех возможных степеней яркости, а потому нельзя провести четкой границы между соседними величинами звезд. Два наблюдателя могут сделать две различные оценки; один причислит звезду ко второй величине, а другой к первой; некоторые звезды одним наблюдателем будут отнесены к 3-ей величине, те самые, которые для другого наблюдателя покажутся звездами второй величины. Невозможно, таким образом, с абсолютной точностью распределить звезды между отдельными величинами.
Что такое звездная величина
Понятие о величинах звезд может быть легко получено каждым случайным созерцателем небес. В любой ясный вечер видны несколько звезд 1-ой величины. Примерами звезд 2-ой величины могут служить 6 наиболее ярких звезд Ковша (Большая Медведица), Полярная Звезда, яркие звезды Кассиопеи. Все эти звезды можно видеть под нашими широтами каждую ночь в течение целого года. Звезд 3-ей величины так много, что трудно выбрать для них примеры. Наиболее яркие звезды в Плеядах именно этой величины. Впрочем, их окружают 5 других звезд, что влияет на оценку их яркости. На расстоянии 15 градусов от Полярной Звезды находится Бета Малой Медведицы: она всегда видна и отличается от Полярной Звезды красноватым оттенком; она находится между двумя другими звездами, из которых одна — 3-ей величины, а другая — 4-ой.
Пять ясно-видимых более слабых звезд Плеяд тоже все около 4-ой величины, пятой величины звезды еще свободно видимы невооруженным глазом; 6-я величина заключает в себе звезды, едва заметные для хорошего зрения.
Современные астрономы, принимая в общих чертах систему, которая дошла до них от древности, постарались придать ей большую определенность. Тщательные исследования показали, что действительное количество света, соответствующее различным величинам, меняется от одной величины до другой почти в геометрической прогрессии; это заключение согласуется с хорошо известным психологическим законом, что ощущение меняется в арифметической прогрессии, если причина, производящая его, меняется в прогрессия геометрической.
Найдено, что средняя звезда 5-ой величины дает от 2 до 3 раз больше света, чем средняя звезда 6-ой величины, звезда 4-ой величины дает от 2 до 3 раз больше света, чем звезда 5-й, и т. д., до 2-ой величины. Для первой величины различие так велико, что едва ли можно указать какое-либо среднее отношение. Сириус, например, в 6 раз ярче, чем Альтаир, который обыкновенно считается типичной звездой первой величины. Чтобы придать точность своим оценкам, современные астрономы постарались свести разницы между различными величинами к одной и той же мерке, а именно приняли, что отношение яркости звезд двух последовательных классов равно двум с половиной.
Если бы прием деления видимых звезд только на 6 отдельных величин был принят без всяких изменений, то мы бы встретили затруднение в том, что в один и тот же класс пришлось бы отнести звезды, весьма различные по яркости. В одном и том же классе оказались бы звезды, превосходящие одна другую в два раза по яркости. Поэтому, чтобы придать результатам точность, пришлось рассматривать класс, величину звезд, как такое количество, которое меняется непрерывно — ввести десятые и даже сотые доли величины. Так, мы имеем звезды 5,0, 5,1, 5,2 величины и т. д., или даже мы можем делить еще мельче и говорить о звездах, имеющих величины 5,11, 5,12 и т. д.
Измерение звездной величины
К сожалению, пока еще неизвестно никакого другого способа определять количество света, полученного от звезды, как судя по действию его на глаз. Две звезды считаются равными, когда они для глаза кажутся равной яркости. В этих условиях наше суждение весьма ненадежно. Потому наблюдатели старались придать больше точности, пуская в ход фотометры — инструменты для измерения количества света. Но даже при этих инструментах наблюдатель должен основываться на оценке глазом равенства блеска. Свет одной звезды увеличивается или уменьшается в определенной пропорции до тех пор. пока для нашего глаза он не покажется равным свету другой звезды; а эта последняя может быть и искусственной звездочкой, полученной при помощи пламени свечи или лампы. Степень увеличения или уменьшения определит разницу величин обоих звезд.
Когда мы стараемся прочно обосновать измерения блеска звезды, мы приходим к выводу, что эта задача довольно сложна. Прежде всего не все лучи, приходящие от звезды, воспринимаются нами, как свет. Но все лучи, видимые и невидимые, поглощаются черной поверхностью и выражают свое действие в нагревании ее. Поэтому самый лучший способ измерять излучение звезды состоит в оценке тепла, которое она посылает, так как это точнее отражает процессы, происходящее на светиле, чем это может сделать видимый свет. К несчастью, тепловое действие лучей звезды настолько мало, что не может быть измерено даже современными приборами. Пока что мы должны оставить надежду определить полное лучеиспускание звезды и ограничиться только той его частью, которая называется светом.
Следовательно, если мы стремимся к точности, то мы должны сказать, что свет, как мы его понимаем, может, в сущности, измеряться лишь по своему действию на зрительный нерв, и нет другого пути измерить его эффект, кроме оценки глазом. Все фотометры, которые служат для измерения света звезд, построены так, что дают возможность увеличивать или уменьшать свет одной звезды и визуально приравнивать ее к свету другой звезды или другого источника и только так оценивать ее.
Звездная величина и спектр
Трудность получения точных результатов увеличивается еще тем, что звезды различаются по их цвету. С гораздо большой точностью мы можем убеждаться в равенстве двух источников света, когда они имеют один и тот же цветовой оттенок, чем когда цвета их различны. Еще один источник неопределенности происходит от того, что называется явлением Пуркинье (Purkinje), по имени , который первый описал его. Он нашел, что если мы имеем два источника светя одной и той же яркости, но один красный, а другой зеленый, то при увеличении или уменьшении в одной и той же пропорции эти источники перестанут казаться одинаковыми по яркости. Другими словами, математическая аксиома о том, что половины или четверти равных величин тоже равны между собой, неприменима к действию света на глаз. Когда яркость уменьшается, зеленое пятно начинает казаться ярче, чем красное. Если мы увеличиваем яркость обоих источников, то красный начинает казаться ярче зеленого. Иначе говоря, красные лучи для нашего зрения быстрее усиливаются и ослабляются, чем лучи зеленые, при одном и том же изменении действительной яркости.
Также выяснено, что этот закон изменения кажущейся яркости не распространяется последовательно на все цвета спектра. Верно, что когда мы переходим от красного к фиолетовому концу спектра, желтый цвет гаснет менее быстро, чем красный, при данном уменьшении яркости, а зеленый — еще менее быстро, чем желтый. Но если мы переходим от зеленого к синему, то уже можно сказать, что последний не пропадает так быстро, как зеленый. Очевидно, из всего этого следует, что две звезды различного цвета, кажущиеся одинаково яркими для невооруженного глаза, уже не будут казаться равными в телескоп. Красные или желтые звезды кажутся сравнительно ярче в телескопе, зеленые и синеватые — сравнительно ярче для невооруженного глаза.
Таким образом можно сделать вывод, что, несмотря на значительное совершенствование средств измерения, развитие микроэлектроники и компьютеров, визуальные наблюдения все еще играют самую важную роль в астрономии, и вряд ли эта роль снизится в обозримом будущем.
26 ноября 2015, 20:07Тема целиком и полностью посвящена звёздам - важнейшим телам в пространстве космоса. Поскольку пост получается большим, разобью его на части.
Звезда во Вселенной представляет собой гигантский ядерный очаг. Ядерная реакция внутри неё превращает водород в гелий, благодаря процессу синтеза, так она приобретает свою энергию.
Вопреки всеобщему заблуждению, стоит отметить, что звёзды Вселенной на самом деле не мерцают. Это лишь оптический обман – результат атмосферной интерференции. Похожий эффект можно наблюдать жарким летним днём, глядя на раскалённый асфальт или бетон. Горячий воздух поднимается, и кажется, будто вы смотрите сквозь дрожащее стекло. Тот же процесс вызывает иллюзию звёздного мерцания. Чем ближе звезда к Земле, тем больше она будет «мерцать», потому что её свет проходит через более плотные слои атмосферы.
Звёзды бывают разные, желтые, белые, красные, старые и молодые, лысые и седые… Хотя нет, лысые и седые звёзды живут в Голливуде, а сейчас речь не о них.
Всё дело в том, что давным-давно, 13 миллиардов лет назад, во Вселенной не было никаких тяжелых элементов. Ни железа, ни кислорода, ни углерода - только водород и гелий. Поэтому в самых первых, древних звёздах тоже не было этих элементов. Им пришлось варить их с нуля, с помощью термоядерного синтеза. Из гелия - углерод, из углерода - кремний, магний, из них - железо. А как только дело доходило до железа - звезда взрывалась, и во взрыве образовывались все остальные элементы до урана. Так во Вселенной появились тяжелые элементы.
Но не всем их досталось поровну. В одних звёздах этих элементов больше, а в других меньше. По спектру звезды можно определить, много ли в ней этих элементов, или мало. Для этого надо рассмотреть линии, на которые разбивается спектр: например, натрий дает жёлтые линии. Вы и сами можете в этом убедиться, если посолите горящую газовую горелку: пламя станет желтым. Но лучше все же не солить горелки. Так вот, по тому, насколько ярки различные линии в спектре звезды, можно определить, какие элементы там есть, и сколько. Именно так впервые был открыт гелий, ещё до того, как его нашли на Земле.
Астрономы оценивают величину звёзд по шкале, согласно которой, чем ярче звезда, тем меньше её номер. Каждый последующий номер соответствует звезде, в десять раз менее яркой, чем предыдущая. Самой яркой звездой ночного неба во Вселенной является Сириус. Его видимая звёздная величина составляет -1.46, а это значит, что он в 15 раз ярче звезды с нулевой величиной. Звёзды, чья величина составляет 8 и более невозможно увидеть невооружённым взглядом. Звёзды также разделяются по цветам на спектральные классы, указывающие на их температуру. Существуют следующие классы звёзд Вселенной: O, B, A, F, G, K, и M. Классу О соответствуют самые горячие звёзды во Вселенной– голубого цвета. Самые холодные звёзды относятся к классу М, их цвет красный.
Типы звезд Вселенной
Главная последовательность – это период существования звезд Вселенной, во время которого внутри её проходит ядерная реакция, являющийся самым длинным отрезком жизни звезды. Наше Солнце сейчас находится именно в этом периоде. В это время звезда претерпевает незначительные кол:)ия в яркости и температуре. Продолжительность такого периода зависит от массы звезды. У крупный массивных звёзд он короче, а у мелких длиннее. Очень большим звёздам внутреннего топлива хватает на несколько сотен тысяч лет, в то время, как малые звёзды, как Солнце, будут сиять миллиарды лет. Самые крупные звёзды во время главной последовательности превращаются в голубых гигантов.
Звезда гигант имеет сравнительно низкую температура поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий 800 солнечных и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами.
--- Масса Солнца: 1,9891·10(в тридцатой степени) кг (332 982 масс Земли), --- Радиус Солнца: 6,9551·10(в восьмой степени) м.
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 планетами.
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.
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, заканчивающие 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.
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 телескоп удается различить отдельные звезды. Если же расстояние значительное, то понять, что перед астрономами двойная звезда удается только по косвенным признакам - кол:)иям блеска, вызываемым периодическими затмениями одной звезды другою и некоторым другим.
Цефеида – это звезда с переменной светимостью, цикл пульсации которой колеблется от нескольких секунд до нескольких лет, в зависимости от разновидности переменной звезды. Цефеиды обычно изменяют свою светимость в начале жизни и в её завершении. Они бывают внутренними (изменяющими светимость в связи с процессами внутри звезды) и внешними, меняющими яркость вследствие внешних факторов, как, например, влияние орбиты ближайшей звезды. Это ещё называется двойной системой.
В следующих частях: жизненный цикл звезды, черные дыры.
Как долго может жить звезда? Для начала давайте определимся: под временем жизни звезды мы подразумеваем ее способность осуществлять ядерный синтез. Потому что «труп звезды» может долго висеть и после окончания синтеза.
Как правило, чем менее массивна звезда, тем дольше она будет жить. Звезды с наименьшей массой - это красные карлики. Они могут быть с массой от 7,5 до 50 процентов солнечной. Все, что менее массивно, не может совершать ядерный синтез - и не будет звездой. Современные модели предполагают, что самые мелкие красные карлики могут светить до 10 триллионов лет. Сравните это с нашим Солнцем, синтез в котором будет длиться приблизительно 10 миллиардов лет - в тысячу раз меньше. После синтеза большей части водорода, согласно теории, легкий красный карлик станет голубым карликом, а когда остатки водорода будут исчерпаны, синтез в ядре остановится, и карлик станет белым.
Самые старые звезды
Самые старые звезды - это, получается, те, которые сформировались сразу после Большого Взрыва (около 13,8 миллиардов лет назад). Астрономы могут оценить возраст звезд, глядя на их звездный свет - это подсказывает им, сколько каждого элемента находится в звезде (например, водорода, гелия, лития). Самые старые звезды, как правило, состоят в основном из водорода и гелия, и очень небольшая часть массы отведена более тяжелым элементам.
Самая старая из наблюдаемых звезд - это SMSS J031300.36-670839.3. О ее открытии сообщили в феврале 2014 года. Ее возраст оценивается в 13,6 миллиарда лет, и это все еще не одна из первых звезд. Такие звезды еще не обнаружены, но они точно могут быть. Красные карлики, как мы отмечали, живут триллионы лет, однако их весьма сложно обнаружить. В любом случае, даже если такие звезды и есть, искать их - как иголку в стоге сена.
Самые тусклые звезды
Какие звезды самые тусклые? Прежде чем мы ответим на этот вопрос, давайте разберемся, что такое «тусклый». Чем дальше вы от звезды, тем тусклее она выглядит, поэтому нам просто нужно убрать расстояние как фактор и измерить ее яркость, или общее количество энергии, излучаемое звездой в виде фотонов, частиц света.
Если мы ограничимся звездами, которые все еще в процессе синтеза, то самая низкая светимость - у красных карликов. Самой холодной звездой с самой низкой светимостью в настоящее время является красный карлик 2MASS J0523-1403. Чуть меньше света - и мы попадем в царство коричневых карликов, которые уже не являются звездами.
Еще могут быть остатки звезд: белые карлики, нейтронные звезды и . Насколько тусклыми они могут быть? Белые карлики чуть светлее, но остывают в течение долгого времени. Через определенное время они превращаются в холодные куски угля, практически не излучающие свет - становятся «черными карликами». Чтобы остыть, белым карликам нужно очень много времени, поэтому их пока просто нет.
Астрофизики пока не знают, что происходит с веществом нейтронных звезд, когда они остывают. Наблюдая за сверхновыми в других галактиках, они могут предположить, что в нашей галактике должно было сформироваться несколько сотен миллионов нейтронных звезд, однако пока была зафиксирована лишь малая часть от этого числа. Остальные должны были остыть настолько, что стали попросту невидимыми.
А что насчет черных дыр в глубоком межгалактическом пространстве, на орбите которых ничего нет? Они все еще выделяют немного излучения, известного как излучение Хокинга, но его не так много. Такие одинокие черные дыры, наверное, светятся меньше, чем остатки звезд. Существуют ли они? Возможно.
Самые яркие звезды
Самые яркие звезды также имеют свойство быть самыми массивными. Также они имеют обычай быть звездами Вольфа-Райе, что означает, что они горячие и сливают много массы в сильный звездный ветер. Самые яркие звезды также не живут особо долго: «живи быстро, умри молодым».
Самой яркой на сегодняшний день звездой (и самой массивной) считается светило R136a1. О ее открытии было объявлено в 2010 году. Это звезда Вольфа-Райе со светимостью примерно в 8 700 000 солнечной и массой в 265 раз большей, чем наша родная звезда. Когда-то ее масса составляла 320 солнечных.
R136a1 фактически является частью плотного скопления звезд под названием R136. По словам Пола Кроутера, одного из первооткрывателей, «планетам нужно больше времени для формирования, чем такой звезде - жить и умереть. Даже если бы там были планеты, никаких астрономов на них не было бы, потому что ночное небо было таким же ярким, как и дневное».
Самые крупные звезды
Несмотря на огромную массу, R136a1 - не самая большая звезда (по размерам). Есть много звезд побольше, и все они красные сверхгиганты - звезды, которые всю жизнь были намного меньше, пока не закончился водород, не начал синтезироваться гелий, не началось повышение температуры и расширение. Наше Солнце в конечном итоге тоже ожидает такая судьба. Водород закончится и светило расширится, превратившись в красный гигант. Чтобы стать красным сверхгигантом, звезде нужно быть в 10 раз массивнее, чем наше Солнце. Фаза красного сверхгиганта обычно короткая, длится всего от нескольких тысяч до миллиарда лет. Это немного по астрономическим меркам.
Наиболее известные красные сверхгиганты - это Альфа Антареса и Бетельгейзе, однако и они довольно малы по сравнению с самыми крупными. Найти самый большой красный сверхгигант - весьма бесплодная затея, потому что точные размеры таких звезд весьма трудно оценить наверняка. Самые крупные должны быть в 1500 раза шире Солнца, а может и больше.
Звезды с самыми яркими взрывами
Высокоэнергетические фотоны называются гамма-лучами. Они рождаются в результате ядерных взрывов, поэтому отдельные страны запускают специальные спутники для поиска гамма-лучей, вызванными ядерными испытаниями. В июле 1967 года такие спутники за авторством США обнаружили взрыв гамма-лучей, который не был вызван ядерным взрывом. С тех пор было обнаружено еще много подобных взрывов. Они, как правило, непродолжительны, длятся всего от нескольких миллисекунд до нескольких минут. Но очень яркие - намного ярче самых ярких звезд. Источник их находится не на Земле.
Что вызывает взрывы гамма-лучей? Догадок масса. Сегодня большинство предположений сводится к взрывам массивных звезд (сверхновых или гиперновых) в процессе превращения в нейтронные звезды или черные дыры. Некоторые гамма-всплески вызваны магнетарами, своего рода нейтронными звездами . Другие гамма-всплески могут быть результатом слияния двух нейтронных звезд в одну или падения звезды в черную дыру.
Самые крутые бывшие звезды
Черные дыры - это не звезды, но их останки - однако их забавно сравнивать со звездами, поскольку такие сравнения показывают, насколько невероятными могут быть и те и другие.
Черная дыра - это то, что образуется, когда гравитация звезды достаточно сильная, чтобы преодолеть все другие силы и заставить звезду коллапсировать саму в себя до точки сингулярности. С ненулевой массой, но нулевым объемом такая точка в теории будет обладать бесконечной плотностью. Однако бесконечности в нашем мире встречаются редко, поэтому у нас просто нет хорошего объяснения тому, что происходит в центре черной дыры.
Черные дыры могут быть чрезвычайно массивными. Черные дыры, обнаруженные в центрах отдельных галактик, могут быть в десятки миллиардов солнечных масс. Более того, материя на орбите сверхмассивных черных дыр может быть очень яркой, ярче всех звезд галактик. Вблизи черной дыры могут быть также мощные джеты, движущиеся почти со скоростью света.
Самые быстродвижущиеся звезды
В 2005 году Уоррен Браун и другие астрономы из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики объявили об открытии настолько быстро движущейся звезды, что она вылетела из Млечного Пути и никогда не вернется. Ее официальное название - SDSS J090745.0+024507, но Браун назвал ее «звездой-изгоем».
Были обнаружены и другие стремительные звезды. Они известны как гиперзвуковые звезды (hypervelocity stars), или сверхбыстрые звезды. По состоянию на середину 2014 года было обнаружено 20 таких звезд. Большинство из них, похоже, приходит из центра галактики. Согласно одной из гипотез, пара тесно связанных звезд (бинарная система) прошла рядом с черной дырой в центре галактики, одна звезда была захвачена черной дырой, а другая - выброшена с высокой скоростью.
Есть звезды, которые движутся еще быстрее. На самом деле, говоря в общем, чем дальше звезда от нашей галактики, тем быстрее она удаляется от нас. Это связано с расширением Вселенной, а не движением звезды в космосе.
Самые переменные звезды
Яркость многих звезд сильно колеблется, если смотреть на них с Земли. Они известны как переменные звезды. Их много: в одной только галактике Млечный Путь насчитано около 45 000 таких.
По словам профессора астрофизики Коэля Хелье, самыми переменными из таких звезд являются катаклизмические, или взрывные, переменные звезды. Их яркость может увеличиваться на фактор 100 в течение дня, уменьшаться, снова увеличиваться и так далее. Такие звезды пользуются популярностью у астрономов-любителей.
Сегодня у нас есть хорошее понимание того, что происходит с катаклизмическими переменными звездами. Они представляют собой бинарные системы, в которых одна звезда - обычная, а другая представляет собой белый карлик. Материя обычной звезды падает на аккреционный диск, который вращается вокруг белого карлика. После того как масса диска будет достаточно высокой, начинается синтез, в результате чего наблюдается увеличение яркости. Постепенно синтез иссякает и процесс начинается снова. Иногда белый карлик разрушается. Вариантов развития хватает.
Самые необычные звезды
Некоторые виды звезд весьма необычны. Они необязательно должны отличаться экстремальными характеристиками вроде светимости или массы, они просто странные.
Как, например, объекты Торна-Житков. Названы они в честь физиков Кипа Торна и Анны Житков, которые впервые предположили их существование. Их идея заключалась в том, что нейтронная звезда может стать ядром красного гиганта или сверхгиганта. Идея невероятная, но… такой объект недавно был обнаружен.
Иногда две большие желтые звезды кружат настолько близко друг к другу, что независимо от материи, которая находится между ними, похожи на гигантский космический арахис. Известны только две такие системы.
Звезда Пшибыльского иногда приводится как пример необычной звезды, потому что ее звездный свет отличается от света любой другой звезды. Астрономы измеряют интенсивность каждой длины волны, чтобы выяснить, из чего состоит звезда. Обычно это не вызывает затруднений, однако ученые до сих пор пытаются понять спектр звезды Пшибыльского.
По материалам listverse.com