Звёзды нашей Вселенной

 

 

Реферат

 

на  тему: Звёзды

студента  I курса

КГК при КГУ

Олейника  Филиппа

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Звезда́ — небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в котором идут в данный момент термоядерные реакции[1]. Солнце — типичная звезда спектрального класса G. Звёзды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности — тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Примечательно и то, что звёзды имеют отрицательную теплоёмкость

 

Ближайшей к Земле звездой (не считая Солнца) является Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 св. лет от нашей Солнечной системы (4,2 св. лет = 39 Пм = 39 триллионов км = 3,9×1013 км). См. также список ближайших звёзд.

 

Невооружённым взглядом (при хорошей остроте  зрения) на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии. Все видимые  с Земли звёзды (включая видимые  в самые мощные телескопы) находятся  в местной группе галактик.

 

 

 

 

 

Область формирующихся звёзд в Большом  Магеллановом Облаке.

 

 

 

План

1. 1 Единицы измерения
2. 2 Виды звезд
1. Звёзды главной последовательности
2. Коричневые карлики
3. Белые карлики
4. Красные гиганты
5. Переменные звёзды
6. Типа Вольфа — Райе
7. Типа T Тельца
8. Новые
9. Сверхновые
10. Гиперновые
11. LBV
12. Нейтронные звёзды
3. Звездные системы
1. Двойные звёзды
2. Тесные двойные звёзды (ТДС)
3. Звездные скопления
1. Шаровые
2. Рассеянные
4. Галактики
4. Основные процессы
1. Зависимости
2. Расстояние
3. Масса
4. Химический состав
5. Структура
5. Звездная эволюция
1. Схема эволюции одиночных звёзд
1. Чёрные дыры
6. Звездные каталоги и Обозначения звёзд
7. Самые известные звёзды
8. Примечания
9. Ссылки

 

Единицы измерения

 

Большинство звёздных характеристик как правило выражается в СИ, но также используется и СГС (например, светимость выражается в эргах в секунду). Масса, светимость и радиус обычно даются в соотношении с нашим Солнцем:

солнечная масса: кг

солнечная светимость: Вт

солнечный радиус:  м

 

 

Для обозначения расстояния до звёзд приняты такие единицы  как световой год и парсек

 

Большие расстояния, такие  как радиус гигантских звёзд или  большая полуось двойных звёздных систем часто выражаются с использованием астрономической единицы (а. е.) —  среднее расстояние между Землёй и Солнцем (150 млн км).

 

Виды звезд

 

Классификации звезд  начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. В  первом приближении спектр звезды можно  описать как спектр чёрного тела, но с наложенными на него линиями  поглощения или излучения. По составу  и силе этих линий, звезде присваивался тот или иной определённый класс. Так поступают и сейчас, однако, нынешнее деление звезд гораздо  более сложное: дополнительно оно  включает абсолютную звездную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и размеров, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы.

 

В начале XX века, Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная звездная величина» — «спектральный класс» различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название Диаграмма Герцшпрунга-Рассела) оказалось ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды.

 

Теперь, когда есть теория внутреннего строения звезд и  теория их эволюции, стало возможным  и объяснение существование классов  звезд. Оказалось, что все многообразие видов звезд это не более чем  отражение количественных характеристик  звезд (такие как масса и химический состав) и эволюционного этапа  на котором в данный момент находится  звезда.

 

В каталогах и на письме класс звезд пишется в одно слово, при этом сначала идет буквенное  обозначение основного спектрального  класса (если класс точно не определен пишется буквенный диапазон, к примеру, O-B), далее арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс, потом римскими цифрами идет класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга-Рассела), а затем идет дополнительная информация. К примеру, Солнце имеет класс G2V.

Звёзды  главной последовательности

 

Наиболее многочисленный класс звезд составляют звёзды главной  последовательности, к такому типу звезд принадлежит и наше Солнце. С эволюционной точки зрения главная  последовательность это то место диаграммы Герцшпрунга-Рассела, на котором звезда находится большую часть своей жизни. В это время потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакции. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелее гелия (металличностью).

 

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработана в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах.

 

Класс	Температура, К	Истинный  цвет	Видимый цвет	Основные  признаки
O	30 000—60 000	голубой	голубой	Слабые линии  нейтрального водорода, гелия, ионизованного  гелия, многократно ионизованных Si, C, N, A.
B	10 000—30 000	бело-голубой	бело-голубой  и белый	Линии поглощения гелия и водорода. Слабые линии H и К Ca II.
A	7500—10 000	белый	белый	Сильная бальмеровская серия, линии H и К Ca II усиливаются к классу F. Также ближе к классу F начинают появляться линии металлов
F	6000—7500	жёлто-белый	белый	Сильны Линии H и К Ca II, линии металлов. Линии водорода начинают ослабевать. Появляется линия Ca I. Появляется и усиливается полоса G, образованная линиями Fe, Ca и Ti.
G	5000—6000	жёлтый	жёлтый	Линии H и К Ca II интенсивны. Линия Ca I и многочисленные линии металлов. Линии водорода продолжают слабеть, Появляются полосы молекул CH и CN.
K	3500—5000	оранжевый	желтовато-оранжевый	Линии металлов и полоса G интенсивны. Линии водорода почти не заметно. Появляется полосы поглощения TiO.
M	2000—3500	красный	оранжево-красный	Интенсивны  полосы TiO и других молекул. Полоса G слабеет. Все ещё заметны линии металлов.

Коричневые  карлики

 

Коричневые карлики  это тип звезд, в которых ядерные  реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время коричневые карлики были гипотетическими  объектами. Их существование предсказали  в середине XX в., основываясь на представлениях о процессах, происходящих во время формирования звезд. Однако в 2004 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звезд подобного типа. Их спектральный класс М — T. В теории выделяется ещё один класс — обозначаемый Y.

Белые карлики

 

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и  кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и  её быстрое перемещение по диаграмме  Герцшпрунга — Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых.

 

Подавляющее большинство  звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают  эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

Красные гиганты

 

Красные гиганты и  сверхгиганты — это звёзды с довольно низкой эффективной температурой (3000 — 5000 К), однако с огромной светимостью. Типичная абсолютная звёздная величина таких объектов −3m—0m(I и III класс  светимости). Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос  поглощения, а максимум излучения  приходится на инфракрасный диапазон.

Переменные  звёзды

 

Переменная звезда —  это звезда, за всю историю наблюдения которой хоть один раз менялся  блеск. Причин переменности много и  связаны они могут быть не только с внутренними процессами: если звезда двойная и луч зрения лежит  или находится под небольшим  углом к полю зрения, то одна звезда, проходя по диску звезды, будет  его затмевать, также блеск может  измениться, если свет от звезды пройдет сквозь сильное гравитационное поле. Однако в большинстве случаев переменность связана с нестабильными внутренними процессами. В последней версии общего каталога переменных звезд принято следующее деление[5]:

• Эруптивные переменные звёзды — это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой.
• Пульсирующие переменные звёзды — это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и не радиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как не радиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах.
• Вращающиеся переменные звёзды — это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, чьи оси не совпадают с осью вращения звезды.
• Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды. Переменности этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
• Затменно-двойные системы
• Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
• Новые типы переменных — типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.

Типа  Вольфа — Райе

 

Звёзды Вольфа — Райе — класс звёзд, для которых  характерны очень высокая температура  и светимость; звёзды Вольфа — Райе отличаются от других горячих звёзд  наличием в спектре широких полос  излучения водорода, гелия, а также  кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации (NIII — NV, CIII — CIV, OIII — OV). Ширина этих полос может достигать 100 Å, а излучение в них может  в 10-20 раз превышать излучение  в континууме. Звёзды такого типа имеют  свой класс — W[6]. Однако подклассы  строятся совсем не как у звёзд  главной последовательности:

WN — подкласс Вольфа-Райе звезд в спектрах которых есть линии NIII — V и HeI-II.

WO — в их спектрах  сильны линии кислорода. Особенно  ярки линии OVI λ3811 — 3834

WC — звёзды, богатые  углеродом.

 

Окончательной ясности  происхождения звезд типа Вольфа-Райе не достигнуто. Однако можно утверждать, что в нашей Галактике это гелиевые остатки массивных звезд, сбросившие значительную часть массы на каком-то этапе своей эволюции[7].

Типа T Тельца

 

Звёзды типа T Тельца (T Tauri, T Tauri stars, TTS) — класс переменных звёзд, названный по имени своего прототипа Т Тельца. Обычно их можно обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их переменности (весьма нерегулярной) в оптическом диапазоне и хромосферной активности.

 

Они принадлежат к  звёздам спектральных классов F, G, K, M и имеют массу меньше двух солнечных. Период вращения от 1 до 12 дней. Температура  их поверхности такая же, как и  у звёзд главной последовательности той же массы, но они имеют несколько  большую светимость, потому что их радиус больше. Основным источником их энергии является гравитационное сжатие[8].

 

В спектре звёзд типа T Тельца присутствует литий, который  отсутствует в спектрах Солнца и  других звёзд главной последовательности, так как он разрушается при  температуре выше 2,500,000 K[9].

Новые

Основная статья: Новая  звезда

 

Новая звезда — тип  катаклизмических переменных. Блеск у них меняется не так резко, как у сверхновых (хотя амплитуда может составлять 9m): за несколько дней до максимума звезда лишь на 2m слабее. Количество таких дней определяет, к какому классу новых относится звезда[10]:

Очень быстрые, если это время (обозначаемое как t2) меньше 10 дней.

Быстрые — 11<t2<25 дней

Очень медленные: 151<t2<250 дней

Предельно медленные, находящие вблизи максимума годами.

 

Существует зависимость  максимума блеска новой от t2. Иногда эту зависимость используют для определения расстояния до звезды. Максимум вспышки в разных диапазонах ведет себя по-разному: когда в видимом диапазоне уже наблюдается спад излучения, в ультрафиолете все ещё продолжается рост. Если наблюдается вспышка и в инфракрасном диапазоне, то максимум будет достигнут только после того, как блеск в ультрафиолете пойдет на спад. Таким образом болометрическая светимость во время вспышки довольно долго остается неизменной.