Солнце, звезда класса G2V
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. 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.
Классификация звёзд[]
Начало современной классификации звёзд было положено в начале XX века независимо друг от друга датским астрономом Эйнаром Герцшпрунгом и американским астрофизиком Генри Расселом. Впоследствии эта классификация неоднократно дорабатывалась и корректировалась, но, в целом, незначительно.
Звёзды главной последовательности[]
Наиболее многочисленный класс звёзд составляют звёзды главной последовательности, к такому типу звёзд 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).
| Класс | Вид | Температура, К | Цвет | Теоретическая биозона, гм |
|---|---|---|---|---|
| O | 30 000 - 60 000 | голубой | - | |
| B | 10 000 - 30 000 | бело-голубой | - | |
| A | 7 500 - 10 000 | белый | - | |
| F | 6 000 - 7 500 | жёлто-белый | 269,3 - 448,8 | |
| G | 5 000 - 6 000 | жёлтый | 104,8 - 239,4 | |
| K | 3 500 - 5 000 | оранжевый | 74,8 - 119,7 | |
| M | 2 000 - 3 500 | красный | 15,0 - 44,9 |
Коричневые карлики[]
Коричневые карлики — это тип звёзд, 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 звёзд 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. Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.
Нейтронные звёзды[]
На поздних стадия эволюции у звёзд с массой 8-10 Mʘ давление вырождённых электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны. Масса таких звезд начинается от предела Чандрасекара (1.44 Mʘ) и до предела Оппенгеймера — Волкова при диаметре порядка 10 км.
Ещё одной особенностью нейтронных звезд является сильное магнитное поле. Благодаря ему и быстрому вращению, приобретённому звездой из-за несферического коллапса или как результат сохранения вращательного момента при сильном сжатии, на небе наблюдаются радио- и рентгеновские пульсары.
Нетипичные звёздные системы[]
Распределение "одна система - одна звезда", в принципе, считается стандартным в нашей Вселенной, однако существует множество исключений.
Двойные звёзды[]
Двойная звезда, или двойная система — две гравитационно-связанные звезды, обращающиеся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. C помощью двойных звёзд существует возможность узнать массы звёзд и построить различные зависимости. А не зная зависимости масса — радиус, масса — светимость и масса — спектральный класс, практически ничего невозможно сказать ни о внутреннем строении звёзд, ни об их эволюции.
Но двойные звёзды не изучались бы столь серьёзно, если бы все их значение сводилось к информации о массе. Несмотря на многократные попытки поиска одиночных чёрных дыр, все кандидаты в черные дыры находятся в двойных системах.
С точки зрения колонизации системы двойных звёзд считаются бесперспективными - планеты а таких системах встречаются крайне редко, и даже если они есть - они крайне нестабильны.
Тесные двойные звёзды[]
Среди двойных звезд выделяют так называемые тесные двойные системы (ТДС): двойные системы, в которых происходит обмен веществом между звёздами. Расстояние между звёздами в тесной двойной системе сравнимо с размерами самих звёзд, поэтому в таких системах возникают более сложные эффекты, чем просто притяжение: приливное искажение формы, прогрев излучением более яркого компаньона и другие эффекты.
Тесные двойные звёзды настоятельно не рекомендуются к посещению.
Кратные звёзды[]
Кратные системы состоят из трёх и более звёзд - явление в галактике довольно редкое, хотя и не исключительное. Наиболее известная кратная система - α Центавра, ближайшая соседка Солнечной.
С точки зрения колонизации системы кратных звёзд считаются бесперспективными - планеты а таких системах встречаются крайне редко, и даже если они есть - они крайне нестабильны.
Чёрные дыры[]
У звёзд более массивных, чем предшественники нейтронных звёзд, ядра испытывают полный гравитационный коллапс. По мере сжатия такого объекта сила тяжести на его поверхности возрастает настолько, что никакие частицы и даже свет не могут её покинуть, — объект становится невидимым. В его окрестности существенно изменяются свойства пространства-времени; их может описать только общая теория относительности. Такие объекты называют чёрными дырами.
Чёрные дыры - одно из основных препятствий при межзвёздных сообщениях. Проход в гиперпространстве через области чёрных дыр невозможен на всех доступных слоях гиперпространства, сигнал гиперволнового передатчика через области чёрных дыр так же не проходит. Посещение областей чёрных дыр как в нормальном, так и в гиперпространстве смертельно опасен и настоятельно не рекомендуется.