какие звезды не относятся к группе главной последовательности

Главная последовательность звезд

Как известно, одним из основных классов является главная последовательность звезд. В принципе, это видно на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.

Собственно говоря, на ней область данных светил располагается по диагонали, которая начинается слева от верхнего угла и направлена вправо к нижнему углу. То есть от наивысшей светимости к самой низкой (от синего цвета к красному). Таким образом, главная последовательность звезд широко охватывает объекты, различные по своим характеристикам.

Между прочим все светила в тот или иной момент своей жизни проходят данный этап эволюции. Причем он отличается высокой продолжительностью.

Правда, бывают исключения. Например, субкарлики не достигают основной категории звёздных тел. Хотя они относятся к одному спектральному классу, субкарлики менее яркие. Поэтому в диаграмме лежат ниже, чем главная последовательность звезд.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Чем отличается главная последовательность звезд

Разумеется, классы звёзд отличаются между собой. Собственно, для этого их и разгруппировали по характеристикам и свойствам.

Во-первых, как вы уже поняли, это продолжительность нахождения светила на этом этапе. И вправду, формирование, так сказать, становление и дальнейшее развитие проходят намного быстрее. Проще говоря, большую часть своей жизни звезда пребывает на этом этапе. В следствии чего, во Вселенной больше всего звёзд, которые принадлежат к основной последовательности.

Во-вторых, на главной последовательности энергия звёздного тела вырабатывается за счёт термоядерных процессов. А точнее благодаря превращению (сгоранию) водорода в гелий, то есть синтеза. Стоит отметить, что в это время гелий не сгорает. Но после того, как закончится запас водорода, наступит его очередь.

Спектральные классы звёзд

При уменьшении водородных ресурсов скорость реакций и давление также падают. Из-за чего светило сжимается, а в его центре увеличивается давление. В результате растёт количество выделяемой энергии, светимость и температура поверхности.

Значит на диаграмме тело изменяет положение, как только меняются процессы внутри него. То есть с течением времени звезда сходит основной области и переходит на другую эволюционную стадию.

Иногда звёзды, относящиеся к этому классу, называют карликами из-за того, что многие имеют небольшие размеры. Но это не совсем верно, а точнее верно не для всех. Потому как объекты спектральных классов А, В, F и О не намного отличаются от гигантов. Между собой их различают, прежде всего, по линиям поглощения.

Строение звезд главной последовательности:

Однако подобную структуру имеют не все светила класса. К примеру, массивные тела (то есть имеющие массу выше солнечной) не содержат конвективную зону. То есть по всей области кроме центра перенос энергии осуществляется излучением и поглощением фотонов.

Строение звезд главной последовательности

Примеры звезд главной последовательности

Безусловно, самый яркий и простой пример это Солнце. Правда, сейчас оно находится как раз на этом этапе жизни. Между прочим, многие параметры и черты других звёздных тел сравнивают с солнечными значениями.

Как оказалось, у популярного Сириуса есть спутник — Сириус В. Этот белый карлик лежит на диаграмме Герцшпрунга-Рассела внизу с левой стороны.

Более того, известная Альфа Ориона — Бетельгейзе также находится на основном жизненном цикле. Хотя она относится к сверхгигантам.
А вот из красных гигантов, можно выделить, Альфу Волопаса (Арктур).

В общем, все представители главной последовательности звезд состоят из плотного и горячего ядра. В котором, как известно, происходит синтез гелия из водорода. Можно сказать, что пребывание на рассматриваемом этапе эволюции светила равно времени, за которое в нём иссякнет водородный запас. Проще говоря, за которое он сгорит.

На данной стадии эволюции характеристики светил очень разнообразны. Однако все параметры звёздных тел тесно связаны между собой. Правда, они зависят от массы, то есть она напрямую влияет на них.

К тому же масса во многом определяет конечный этап эволюции. Проще говоря, чем они в будущем станут в космосе.

Источник

Виды звёзд

Каждая звезда, в процессе своей эволюции, переходит из одного вида в другой. Этот факт обусловливается ядерными реакциями, проходящими в её ядре, а если точнее, то какой элемент синтезирует в другой. Это конечно не ключевой фактор, а один из основных, можно сказать главный. В этой статье мы немного поговорим про виды звёзд, населяющие наш космос.

Итак, этот переход, из одного вида в другой, хочу немного описать на примере нашего Солнца.

На данной стадии солнечной эволюции, оно имеет спектральный класс G, то есть оно жёлтый карлик (оно таким и образовалось), и находиться на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Сейчас в нём происходит горение водорода, и выделяется гелий. Когда водород закончиться, начнёт гореть гелий, превращаясь в углерод, и наше Солнце переместиться на ветвь субгигантов. Дальше оно станет расширяющимся красным гигантом (спектральный класс М). А когда выгорит весь гелий, то это расширение приведёт к тому, что верхние слоя нашего Солнца сорвутся, и останется его ядро – белый карлик. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела, это в самом нижнем, левом углу. Оно там и останется пока не погаснет вовсе. Это стандартная схема эволюции для звёзд, с массами схожими с солнечными.

А вот если изначальная масса звезды была больше солнечной, то её «жизнь» закончиться взрывом новой или сверхновой, после неё останется нейтронная звезда, и впоследствии, возможно, чёрная дыра.

Но не все звёзды сначала жёлтые, потом красные и т.д. Существует много спектральных классов звёзд, и их размеров (помимо гигантов есть ещё и сверхгиганты, и гипергиганты). Всё это зависит от многих факторов, в первую очередь от первоначальной массы звезды и т.д.

Ниже чуть подробнее разберём виды звёзд. Существуют такие виды как:

Звёзды главной последовательности

Главная последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рассела, это то место, где звёзды проводят большую часть своей эволюции. Причём продолжительность их «жизни» зависит от доли содержащихся в составе звёзд элементов тяжелее гелия. Включает в себя такие спектральные классы звёзд как:

Все звёзды главной последовательности объединяться одинаковыми ядерными реакциями в их ядре, это синтез (превращение) водорода в гелий, так называемый CNO-цикл (см. терминологию сайта). Вследствие этого их температура (ну и спектральный класс конечно) и светимость всецело зависят от массы звезды.

Массы звёзд на главной последовательности варьируют от, приблизительно, 0,07 масс Солнца, у красных карликов, до 50 – в голубых звёздах.

Красные гиганты и сверхгиганты

Это два вида звёзд, характеризуются небольшими поверхностными температурами, от 3000 К до 5000 К, но большими светимостями. В их недрах происходит горение гелия, который превращается в углерод, так называемая тройная гелиевая реакция или же тройной альфа процесс (см. терминологию сайта).

Эти виды звёзд включают в себя звёзды двух спектральных классов М и К, то есть красные и оранжевые. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела находятся выше главной последовательности.

Имеют диаметры от 100 до 800 солнечных. Но есть и исключения, например, YV Большого Пса имеет диаметр в 1024 диаметров Солнца.

Белые карлики

Белые карлики – это полностью проэволюционировавшие звезды, представляют собой ядра звёзд, потерявших свою внешнюю оболочку, из-за своего же расширения.

Такая плотность приводит к тому, что белые карлики – это «сгустки» электронно-ядерной плазмы, и напрочь лишены своего источника энергии. Они светят за счет исчерпания своего же запаса тепла.

Коричневые карлики

Коричневые карлики, это вид звёзд, в которых потери энергии на излучение не компенсируются их ядерными реакциями.

Ранее считалось, что это гипотетические объекты, так как такие объекты, по всей видимости, должны существовать. И в 2004 году был открыт 2М1207 – коричневый карлик, в созвездии Гидры.

Коричневые карлики имеют очень и очень малые размеры, где-то в 12,5-80,3 раз больше Юпитера. В их ядрах протекают ядерные реакции с участием ядер легких элементов – дейтерия, бора, бериллия и лития. После их исчерпания термоядерная реакция прекращается, и звезда полностью потухнет, превратившись в некий планетоподобный объект.

Коричневые карлики имеют свои спектральные классы, различающиеся поверхностной температурой: L – температура от 1500 K до 2000 К; Т – 700 К-1500 К; Y – очень холодные, с температурой до 700 К.

Переменные звёзды

Переменные звёзды – виды звёзд, в которых наблюдается (хотя бы один раз) перемена значения их блеска. Причины этому разные, как внутренние процессы, так и то, что звезда состоит в двойной системе.

Существуют разные виды переменных звёзд, различающиеся механизмами изменения их блеска.

Пульсирующие переменные

Изменение блеска в таких звёздах происходят из-за периодического расширения (сжатия) их поверхностных слоёв. Причём эти пульсации бывают двух видов: радиальные и не радиальные. В первых, при пульсации сферическая форма звезды сохраняется, а у вторых – нет.

Эруптивные переменные

Такие звёзды изменяют свой блеск за счет происходящих, в их коронах и фотосферах, бурных процессов, а также вспышек. Такие процессы возникают вследствие каких-то изменений или же сильного звёздного ветра, идущего от таких звёзд с разной интенсивностью.

Вращающиеся переменные

В этих звёздах поверхностная яркость неоднородная или же они имеют неправильную (не элипсообразную форму). Неоднородность поверхностной яркости можно объяснить как наличием пятен на поверхности звезды, так и наличием химических или температурных поверхностных неоднородностей.

Катаклизмические переменные (новоподобные и взрывные)

Изменение яркости в таких звёздах вызваны взрывными процессами, происходящими в разных слоях звезды. Глубоко в недрах – сверхновые звёзды, в поверхностных слоях – новые.

Такие виды звёзд переменной яркости занимают очень малый количественный процент, среди остальных.

Затменно-двойные системы

Этот подкласс переменных звёзд представляют собой двойные системы, вращающиеся за счёт общего центра масс, и расположены близко друг к другу. Наблюдатель фиксирует перемену яркости, из-за затмения одной из звёзд другой.

Оптические переменные двойные системы, имеющие жесткое рентгеновское излучение

Эти источники имеют сильное излучение в рентгеновском диапазоне длин волн, носящее переменный характер.

Звёзды типа Т Тельца

Этот вид звёзд названный в честь своего явного представителя, в созвездии Тельца. Представители этого вида – переменные звёзды, спектрального класса от F до М, которые можно обнаружить около молекулярных облаков. Имеют весьма нерегулярную переменность яркости, вследствие активности их хромосферы.

Имеют период вращения от одного до двенадцати дней. Их поверхностные температуры и массы схожи со звёздами главной последовательности, а вот радиусы (соответственно и светимости) больше.

Ещё одно отличие звёзд типа Т Тельца от звёзд главной последовательности, это то, что у них основным источником энергии служит гравитационное сжатие самой звезды.

Звёзды типа Вольфа-Райе

Такие звёзды характеризуются высокими светимостями, превышающими солнечную в, примерно, 4000 раз, и температурами, большими, чем 50000 К. Размеры таких звёзд сравнительно небольшие, порядком в 10-15 раз больше нашего Солнца, и массы, примерно, 10 солнечных.

Звёзды Вольфа-Райе отличаются от других звёзд, с такими же температурами, своими особыми спектрами.

Этот класс ночных светил имеет свои спектральные виды звёзд:

Окончательную точку, в вопросе о происхождении звёзд Вольфа-Райе, ещё не поставили. Однако популярной является гипотеза, по которой эти звёзды представляют собой гелиевые остатки больших и массивных звёзд.

В нашей галактике, на сегодняшний день, открыто 230 звёзд этого вида.

Сверхновые

Увеличение светимости в сверхновых может продлиться до десятка суток. Зарегистрированы такие случаи, когда сверхновую звезду можно было видеть днём, невооружённым взглядом.

Отличаются сверхновые звёзды от новых силой происходящего взрыва.

Сверхновые звёзды могут отличаться друг от друга, наличием линий водорода, в спектре такой вспышки. Если водород отсутствует, то звезда I типа, а если есть, то сверхновая II типа.

Новые

Новые звёзды, как и сверхновые это переменные катаклизмического типа. В первых, перемена в блеске наблюдается не так спонтанно, как у вторых, и может продлиться не один год.

Поэтому новые звёзды распределили по группам, отличающимся друг от друга по времени пребывания блеска звезды в своём максимуме:

Гиперновые

Гиперновые представляют собой гипотетические виды звёзд, описывающие взрывы звёзд, с массами, превышающими солнечную больше чем в 100 раз. Фактически, гиперновые это очень большие сверхновые звёзды.

Ультраяркие рентгеновские источники

Или ULX – это источники сильного рентгеновского излучения. Предположительно обладают массами в 10000 масс Солнца. Эти излучения носят периодическую природу, изменяющуюся от нескольких секунд до нескольких лет.

Что собой представляют ULX до сих пор неясно, и по этому поводу ведутся много споров. Самое популярное мнение, что это чёрная дыра.

Яркие голубые переменные

Или же звёзды типа S Золотой Рыбы – голубые гипергиганты, с пульсирующими оболочками. Имеют неправильные изменения своего блеска с большой амплитудой, до 7 звёздных величин.

Предполагают, что представители такого вида обладают большими массами (порядка 150 солнечных), поэтому сроки их «жизни» малы, пару миллионов лет.

По всей видимости, такие светила являются прародителями для звёзд типа Вольфа-Райе, и, в конце концов, они могут взорваться в качестве гиперновой.

Уникальные звёзды (SS 433)

SS 433 – затменно рентгеновская двойная система. Один из компонентов этой системы массивная звезда с высокой температурой, где-то в 30000 К. Второй – какой-то компактный источник (чёрная дыра или нейтронная звезда), обладающий огромной массой.

Со звезды на этот источник постоянно перетекает струя газа, и формирует аккреционный диск, затмевающий главную звезду, с периодом в 13 суток.

Этот компактный спутник окружен плазмой, имеющую очень высокую температуру и светимость, а также являющуюся источником сильного рентгеновского излучения.

Представителем объектов SS 433 является звезда V 1343, в созвездии Орла.

Нейтронные звёзды

Это ядра взорвавшихся звёзд, в которых дальнейшее сжатие приводит к тому, что это ядро полностью будет состоять из нейтронов. Массы таких звёзд составляют, приблизительно от 1,44 масс Солнца (предел Чандрасекара), до предела Оппенгеймера-Волкова (см. терминологию сайта), который будет разный для каждой звезды. Радиусы таких звёзд ничтожно малы, около 10-20 км.

Нейтронные звёзды обладают сильным магнитным полем и неимоверно быстрым вращением, около тысячи оборотов за секунду! Вследствие этого существуют такие виды звёзд нейтронного типа, как: рентгеновские пульсары и радиопульсары. Излучают они соответственно в рентгеновском и радио- диапазонах длин волн.

Считается, что нейтронные звёзды рождаются вследствие взрыва сверхновой звезды.

Звёздные системы

Звёздные системы это совокупность звёзд, от двух до миллиардов.

Если в системе состоят две звезды, то это двойная звезда, объединённая общим центром масс, или этим центром выступает какая-то звезда.

А если в системе состоят больше десяти звёзд – это звёздное скопление. Распределяют такие скопления на шаровые, рассеянные и звёздные ассоциации.

Галактики, по своей сути тоже являются звёздными системами очень больших размеров, включающие в себя разные виды звёзд.

Если Вам понравилась статья, поделитесь ней

Источник

Главная последовательность: характеристики и особенности

К звездам Главной последовательности относятся те, которые находятся в основной фазе своей эволюции. Все звезды проходят эту фазу, одни дольше, другие быстрее. В жизни каждой звезды такой период является самым длительным по времени.

Если взглянуть на диаграмму Герцшпрунга-Рассела, то можно понять, какие звезды находятся на Главной последовательности. Они находятся по диагонали от верхнего левого в нижний правый угол. Их положение зависит от химического состава, массы и светимости.

Основной источник энергии звезд Главной последовательности – термоядерные реакции превращения водорода в гелий, поэтому их положение, температура и светимость определяются массой. Самые большие звезды находятся в верхней части Главной последовательности, а внизу массы небесных тел убывают до М

Большинство звездных характеристик Главной последовательности выражается в системных единицах. Радиус, масса и светимость определяются в соотношении с Солнцем. Большие расстояния часто выражаются посредством астрономической единицы (а.е.) – усредненное расстояние между Солнцем и нашей планетой (150 млн. км).

Эволюция звезд Главной последовательности

Наиболее многочисленный класс звезд относится к звездам Главной последовательности. К такому типу небесных тел принадлежит и наше Солнце. Эволюция звезд Главной последовательности (далее – ГП) представляет собой последовательность изменений, которым подвергается небесное тело в течение его жизненного цикла, то есть на протяжении миллиардов или миллионов лет, пока оно излучает тепло и свет. В течение столь огромных периодов времени изменения оказываются весьма существенными.

На ГП небесные тела попадают после этапа гравитационного сжатия, который приводит к образованию термоядерного источника энергии в недрах звезды. На первой стадии ГП потери энергии звезды на излучение компенсируются выделением энергии в термоядерных реакциях. В этот момент небесные тела располагаются на левой границе ГП. Окончание стадии ГП соответствует образованию у небесного тела однородного гелиевого ядра. Оно уходит с ГП и становится гигантом. Помимо эффектов эволюции, разброс звезд обусловлен различиями в химическом составе и возможной двойственностью звезды.

Строение звезд главной последовательности различных масс.
Изображение с сайта ru.wikipedia.org

4glaza.ru
Август 2021
Статья одобрена экспертом: Марина Атланова

Использование материала полностью для общедоступной публикации на носителях информации и любых форматов запрещено. Разрешено упоминание статьи с активной ссылкой на сайт www.4glaza.ru.

Производитель оставляет за собой право вносить любые изменения в стоимость, модельный ряд и технические характеристики или прекращать производство изделия без предварительного уведомления.

Другие обзоры и статьи о телескопах и астрономии:

Обзоры оптической техники и аксессуаров:

Статьи о телескопах. Как выбрать, настроить и провести первые наблюдения:

Все об основах астрономии и «космических» объектах:

Источник

Сегодня она леди, а завтра голову откусит (С) П.Шумил

Разговоры кисодракона с самой собой

Карлики, гиганты и главная последовательность

Когда люди научились измерять размеры звезд, оказалось, что эти самые размеры очень разнообразны. В связи с этим появилась потребность как-то классифицировать звезды по размерам. Было это задолго до появления теории эволюции звезд и даже еще до теоремы Герцшпрунга-Рассела, т.е. примерно вторая половина девятнадцатого века.

Так вот, еще в этой седой астрономической древности выяснилось, что для ряда спектральных классов существуют две больших группы звезд этого класса, и в одной группе звезды заметно больше чем в другой. Ничтоже сумняшеся, маленькие звезды назвали «карликами», а большие «гигантами». Так возникла дожившая до наших дней терминология: красные карлики и красные гиганты, оранжевые карлики и оранжевые гиганты, желтые карлики и желтые гиганты. Стоп. Потому что с белыми звездами все оказалось гораздо сложнее: резкой разницы в размерах среди белых звезд не наблюдалось.

Потом Герцшпрунг и Рассел нарисовали свою диаграмму, и оказалось, что красные, оранжевые и желтые карлики находятся на главной последовательности, а именно в правой нижней ее части. Гиганты и сверхгиганты уютно устроились на нескольких горизонтальных последовательностях в правом верхнем углу диаграммы. Конечно, на диаграмме Герцшпрунга-Рассела откладывается светимость, а не размер, но, как мы помним, для звезд одной и той же температуры (цвета) светимость растет с площадью поверхности звезды. На диаграмме легко заметна разница в светимостях (а значит, и в размерах) между карликами и гигантами спектральных классов G, K, M.

А вот с белыми звездами так не получилось. Если вы посмотрите на диаграмму, то увидите, что в области белых и голубых звезд главная последовательность поднимается на один уровень светимостей с последовательностями гигантов и почти достигает уровня светимостей сверхгигантов. Белые и голубые звезды главной последовательности настолько велики и мощны, что назвать их карликами ну никак не получается!

Хотя о звездах главной последовательности в совокупности иногда говорят «карлики». Но такое использование термина все-таки неуклюже и некорректно, во-первых из-за больших белых и голубых звезд, а во-вторых потому, что имеются звезды-карлики, которые не находятся на главной последовательности.

Кроме того, при подробном изучении космоса выяснилось, что существуют-таки звезды с промежуточными размерами между карликами и гигантами, хотя и сравнительно немного. Их назвали субгигантами.

Последовательность белых карликов находится левее и ниже главной последовательности. И протягивается она через диапазон температур, соответствующий нескольким классическим спектральным классам. Т.е. получается, что белые карлики могут быть и желтыми, и оранжевыми, и даже голубоватыми. И все равно они будут белыми карликами, потому что этот термин применяется к классу звезд, который определяется не температурой (она может быть почти любой), а специальным внутренним строением, и прежде всего огромной плотностью (наш знакомый Сириус B имеет диаметр Земли и массу Солнца).

Что до голубых карликов, то это понятие пока гипотетическое, относится к теоретически возможному, но неоткрытому пока типу звезд.

Итак, подведем итоги: для желтых, оранжевых и красных звезд понятия «карлик» и «звезда главной последовательности» совпадают; для белых и голубых звезд они очень и очень различаются.

Я с удовольствием добавлю в эту таблицу ваши любимые звезды. 🙂

Чемпионы Вселенной

Конечно, вы хотите узнать, каких размеров бывают звезды и какие звезды во Вселенной самые большие и самые маленькие.

Тяжелые и легкие

А каково разнообразие звезд по массам?

Существенно меньшее, чем по размерам. Существует верхний предел возможной массы для звезды, связанный с предельно возможной светимостью, которую называют пределом Эддингтона. Сэр Артур Эддингтон доказал, что более тяжелая и яркая звезда не может существовать, потому что не возникнет равновесия гравитации и внутреннего давления, и звезда просто будет очень неустойчивой. Предельная масса звезд получается примерно 150 солнечных масс.

Вселенная неплохо демонстрирует правильность этого заключения: звезд с массой больше 150 не найдено (имеются оценки в районе 175 солнечных масс, но они крайне неточны). Довольно уверенно в числе чемпионок Вселенной по массе называют уже упоминавшуюся чемпионку по светимости Эту Киля.

О том, что за объекты эти нечты с массой меньше 0.13 солнечных, поговорим в следующий раз.

Источник