Звездные Факты: Основы Звездных Имен и Звездная Эволюция

1. История наблюдений
2. Именование звезд
3. Эволюция звезд
4. Двойные звезды и другие кратные
5. Характеристики звезд
6. Звездная структура

Звезды - это гигантские светящиеся сферы плазмы. В Галактике Млечный Путь их миллиарды, включая наше собственное солнце. И во Вселенной миллиарды галактик. До сих пор мы узнали, что сотни также имеют планеты, вращающиеся вокруг них.

История наблюдений

Начиная с зари зарегистрированной цивилизации, звезды играли ключевую роль в религии и оказались жизненно важными для навигации. астрономия Изучение небес, возможно, является самой древней из наук. Изобретение телескопа и открытие законов движения и гравитации в 17 веке побудили осознать, что звезды похожи на солнце, все подчиняются одним и тем же законам физики. В 19 веке фотография и спектроскопия - изучение длин волн света, излучаемого объектами, - позволило исследовать составы и движения звезд издалека, что привело к развитию астрофизики.

В 1937 году был построен первый радиотелескоп, позволяющий астрономам обнаруживать невидимое излучение звезд. Первый гамма-телескоп, запущенный в 1961 году, положил начало изучению звездных взрывов (сверхновых). Также в 1960-х астрономы начали инфракрасные наблюдения, используя телескопы на воздушном шаре, собирая информацию о звездах и других объектах на основе их тепловыделений; первый инфракрасный телескоп (инфракрасный астрономический спутник), запущенный в 1983 году.

Микроволновые излучения впервые были изучены из космоса в 1992 году на спутнике НАСА Cosmic Microwave Background Explorer (COBE). (Микроволновые излучения обычно используются для исследования происхождения молодой вселенной, но иногда они используются для изучения звезд.) В 1990 году первый космический оптический телескоп, Космический телескоп Хаббл , был запущен, предоставляя самый глубокий, самый подробный видимый свет Вселенной.

Конечно, за прошедшие годы были созданы более совершенные обсерватории (на всех длинах волн), и планируется даже более мощные. Пара примеров - Европейский экстремально большой телескоп (E-ELT), который планируется начать наблюдения в 2024 году в инфракрасном и оптическом диапазонах волн. Кроме того, космический телескоп НАСА «Джеймс Уэбб», который считается преемником Хаббла, будет запущен в 2018 году для зондирования звезд в инфракрасном диапазоне.

Именование звезд

Древние культуры видели на небесах узоры, которые напоминали людей, животных или обычные предметы - созвездия которые стали символами мифа, такими как Охотник на Ориона, герой греческой мифологии. Астрономы теперь часто используют созвездия при именовании звезд. Международный астрономический союз, мировой авторитет для присвоения имен небесным объектам, официально признает 88 созвездий , Обычно, самая яркая звезда в созвездии имеет «альфа», первую букву греческого алфавита, как часть своего научного названия. Вторая самая яркая звезда в созвездии обычно обозначается как «бета», третья самая яркая «гамма» и так далее, пока не будут использованы все греческие буквы, после которых следуют числовые обозначения.

Ряд звезд с древности носили имена Бетельгейзе Например, означает «рука (или подмышка) гиганта» на арабском языке. Это самая яркая звезда в Орионе, и ее научное название - Альфа Орионис. Кроме того, разные астрономы за эти годы составили звездные каталоги, в которых используются уникальные системы нумерации. Каталог Генри Дрейпера, названный в честь пионера в астрофотографии, содержит спектральную классификацию и приблизительное положение для 272 150 звезд и широко используется астрономическим сообществом на протяжении более полувека. Каталог обозначает Бетельгейзе как HD 39801.

Поскольку во вселенной так много звезд, МАС использует другую систему для вновь найденных звезд. Большинство из них состоят из аббревиатуры, обозначающей тип звезды, или каталога со списком информации о звезде, за которым следует группа символов. Например, PSR J1302-6350 является пульсаром, то есть PSR. J показывает, что используется система координат, известная как J2000, в то время как 1302 и 6350 являются координатами, подобными кодам широты и долготы, используемым на Земле.

В последние годы МАС официально оформил несколько имен звезд на фоне призывов астрономического сообщества включить публику в процесс присвоения имен. МАС оформила 14 звездных имен в Конкурс "Name ExoWorlds" 2015 , принимая предложения от научных и астрономических клубов по всему миру.

Затем в 2016 году МАС утвердил 227 звездных имен в основном принимая древние намеки при принятии своего решения. Цель состояла в том, чтобы уменьшить вариации в названиях звезд, а также в правописании (например, «Формалхаут» имел 30 зарегистрированных вариаций.) Однако давнее название «Альфа Центавра» - это ссылка на знаменитую звездную систему с планетами всего четыре световых года. с Земли - был заменен на Ригеля Кентауруса.

Молодая, сверкающая коллекция звезд выглядит как воздушный взрыв. Скопление окружено облаками межзвездного газа и пыли - сырья для формирования новой звезды. Туманность, расположенная на расстоянии 20 000 световых лет в созвездии Карины, содержит центральное скопление огромных горячих звезд, называемое NGC 3603.

(Изображение: © NASA, ESA, R., F. Paresce, E. Young, Комитет по надзору за наукой WFC3 и команда Hubble Heritage)

Звезда развивается из гигантского медленно вращающегося облака, которое полностью или почти полностью состоит из водорода и гелия. Благодаря собственному гравитационному притяжению облако спускается внутрь, и, сжимаясь, оно вращается все быстрее и быстрее, причем внешние части становятся диском, а самые внутренние - примерно сферическим комком. По данным НАСА, этот разрушающийся материал становится горячее и плотнее, образуя шарообразная протозвезда , Когда температура и давление у протозвезды достигают примерно 1,8 миллиона градусов по Фаренгейту (1 миллион градусов по Цельсию), атомные ядра, которые обычно отталкивают друг друга, начинают плавиться вместе, и звезда зажигается. Ядерный синтез преобразует небольшое количество массы этих атомов в необычайное количество энергии - например, 1 грамм массы, полностью преобразованный в энергию, будет равен взрыву примерно 22 000 тонн тротила.

Эволюция звезд

Жизненные циклы звезд следуют шаблонам, основанным в основном на их начальной массе. К ним относятся звезды средней массы, такие как солнце, масса которых в полтора-восемь раз превышает массу солнца, звезды с высокой массой, которые превышают восемь масс Солнца, и звезды с низкой массой, размер которых составляет от десятой до половины массы Солнца. Чем больше масса звезды, короче срок его службы вообще есть. Объекты, меньшие одной десятой солнечной массы, не имеют достаточного гравитационного притяжения, чтобы зажечь ядерный синтез - некоторые могут стать неудавшимися звездами, известными как коричневые карлики ,

Звезда средней массы начинается с облака, для превращения которого в протозвезду требуется около 100 000 лет с температурой поверхности около 6 750 F (3725 C). После начала синтеза водорода получается Звезда Т-Таури переменная звезда, которая колеблется в яркости. Эта звезда продолжает разрушаться в течение примерно 10 миллионов лет, пока ее расширение за счет энергии, генерируемой ядерным синтезом, не уравновесится сокращением от силы тяжести, после чего она становится звезда главной последовательности которая получает всю свою энергию от синтеза водорода в его ядре.

Чем больше масса такой звезды, тем быстрее она будет использовать свое водородное топливо и тем короче она останется на главной последовательности. После того, как весь водород в ядре слит с гелием, звезда быстро меняется - без ядерного излучения, чтобы противостоять ему, гравитация немедленно раздавливает вещество в ядре звезды, быстро нагревая звезду. Это приводит к тому, что внешние слои звезды сильно расширяются и при этом охлаждаются и светятся красным, делая звезду красный гигант , Гелий начинает плавиться вместе в ядре, и как только гелий исчезает, ядро ​​сжимается и становится более горячим, еще раз расширяя звезду, но делая ее синее и ярче, чем прежде, сдувая ее внешние слои. После того, как расширяющиеся газовые оболочки исчезают, оставшееся ядро ​​остается, белый карлик который состоит в основном из углерода и кислорода с начальной температурой примерно 180000 градусов по Фаренгейту (100000 градусов по Цельсию). Поскольку у белых дварфов не осталось топлива для синтеза, они становятся все холоднее и холоднее за миллиарды лет, чтобы стать черные гномы слишком слабый, чтобы обнаружить. (Наше Солнце должно покинуть главную последовательность примерно через 5 миллиардов лет.)

Звезда высокой массы образуется и быстро умирает. Эти звезды образуются из протозвезд всего за 10000 до 100000 лет. На главной последовательности они горячие и синие, примерно в 1000-1 миллион раз ярче Солнца и примерно в 10 раз шире. Когда они покидают основную последовательность, они становятся ярко-красным супергигантом и в конечном итоге становятся достаточно горячими, чтобы сплавить углерод в более тяжелые элементы. После примерно 10 000 лет такого синтеза в результате образуется железное ядро ​​шириной примерно 3800 миль (6000 км), и, поскольку дальнейший синтез будет потреблять энергию, а не освобождать ее, звезда обречена, поскольку ее ядерное излучение больше не может противостоять сила тяжести.

По данным НАСА, когда звезда достигает массы более 1,4 солнечных масс, электронное давление не может поддерживать ядро ​​от дальнейшего коллапса. Результатом является сверхновая. Гравитация заставляет ядро ​​разрушаться, в результате чего температура ядра поднимается почти до 18 миллиардов градусов F (10 миллиардов градусов C), расщепляя железо на нейтроны и нейтрино. Примерно через одну секунду ядро ​​сжимается до ширины около шести миль (10 км) и отскакивает, как сжатый резиновый шарик, посылая ударную волну сквозь звезду, которая вызывает слияние в удаленных слоях. Затем звезда взрывается в так называемой сверхновой II типа. Если оставшееся ядро ​​звезды было меньше, чем три большие солнечные массы, оно становится нейтронная звезда почти полностью состоящий из нейтронов, а вращающиеся нейтронные звезды, излучающие обнаруживаемые радиоимпульсы, известны как пульсары. Если звездное ядро ​​было больше трех солнечных масс, никакая известная сила не сможет поддержать его от собственного гравитационного притяжения, и оно разрушится, образуя черная дыра ,

Звезда с низкой массой использует водородное топливо настолько вяло, что они могут сиять как звезды главной последовательности в течение 100–1 триллиона лет - поскольку Вселенная только около 13,7 миллиардов лет Согласно НАСА, это означает, что ни одна звезда с низкой массой никогда не погибала. Тем не менее, астрономы рассчитывают эти звезды, известные как красные карлики , никогда не соединит ничего, кроме водорода, а это значит, что они никогда не станут красными гигантами. Вместо этого они должны в конечном итоге просто остыть, чтобы стать белыми гномами, а затем черными гномами.

Двойные звезды и другие кратные

Хотя наша солнечная система имеет только одну звезду, большинство звезд, таких как наше Солнце, не являются одиночными, а представляют собой двойные звезды, в которых две звезды вращаются вокруг друг друга, или множители, включающие еще больше звезд. На самом деле, только одна треть звезд, таких как наше Солнце, одиноки, а две трети кратны - например, ближайший сосед нашей Солнечной системы, Проксима Центавра является частью множественной системы, которая также включает в себя Альфа Центавра А и Альфа Центавра Б. Тем не менее, звезды класса G, такие как наше Солнце, составляют лишь около 7 процентов всех звезд, которые мы видим - когда речь идет о системах в целом, около 30 процентов в нашей галактике несколько в то время как остальные одиноки, согласно Чарльзу Ладе из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики.

Двойные звезды развиваются, когда два протозвезды образуются рядом друг с другом. Один член этой пары может влиять на своего компаньона, если они достаточно близко друг к другу, удаляя вещество в процессе, называемом массопереносом. Если один из членов является гигантской звездой, которая оставляет нейтронную звезду или черную дыру, Рентгеновский бинарный может образоваться там, где вещество, извлеченное из спутника звездного остатка, может очень сильно нагреться - более 1 миллиона F (555 500 C) и испустить рентгеновские лучи. Если бинарный файл содержит белого карлика, газ, вытащенный из спутника на поверхность белого карлика, может сильно вспыхнуть во вспышке, называемой новая звезда , Время от времени накапливается достаточное количество газа, чтобы дварф мог разрушиться, в результате чего его углерод расплавился почти мгновенно, а дварф взорвался в сверхновой типа I, которая может затмить галактику на несколько месяцев.

Характеристики звезд

яркость

Астрономы описывают яркость звезды в терминах величина и яркость ,

Величина звезды основана на шкале более 2000 лет, разработанной Греческий астроном Гиппарх около 125 г. до н.э. , Он пронумеровал группы звезд, основываясь на их яркости, видимой с Земли - самые яркие из них назывались звездами первой величины, следующие самые яркие были второй звездой и т. Д. До шестой величины, самые слабые видимые. В настоящее время астрономы относятся к яркости звезды, видимой с Земли, как к ее видимой величине, но, поскольку расстояние между Землей и звездой может влиять на видимый от нее свет, они теперь также описывают фактическую яркость звезды, используя термин абсолютная величина, которая определяется его кажущейся величиной, если бы она была в 10 парсек или 32,6 световых лет от Земли. Шкала величин теперь достигает более шести и меньше единицы, даже опускаясь до отрицательных чисел - самая яркая звезда на ночном небе - Сириус с очевидной величиной -1,46.

Светимость - это сила звезды, скорость, с которой она излучает энергию. Хотя мощность обычно измеряется в ваттах, например, яркость солнца составляет 400 триллионов триллионов ватт, яркость звезды обычно измеряется в единицах яркости солнца. Например, Альфа Центавра А примерно в 1,3 раза ярче Солнца. Чтобы вычислить яркость по абсолютной величине, необходимо рассчитать, что разница в пять на шкале абсолютной величины эквивалентна коэффициенту 100 на шкале яркости - например, звезда с абсолютной величиной 1 в 100 раз ярче, чем звезда с абсолютной звездной величиной 6.

Яркость звезды зависит от температуры ее поверхности и размеров.

цвет

Звезды бывают разных цветов, от красноватого до желтоватого и синего. Цвет звезды зависит от температуры поверхности.

Может показаться, что звезда имеет один цвет, но на самом деле излучает широкий спектр цветов, потенциально включая все, от радиоволн и инфракрасных лучей до ультрафиолетовых лучей и гамма-лучей. Различные элементы или соединения поглощают и излучают свет разных цветов или длин волн, и, изучая спектр звезды, можно предугадать, каким может быть ее состав.

Температура поверхности

Астрономы измеряют звездные температуры в единицах, известных как кельвин с температурой ноль К («абсолютный ноль»), равной минус 273,15 ° С или минус 459,67 ° F. Темно-красная звезда имеет температуру поверхности около 2500 К (2225 ° С и 4040 ° F); ярко-красная звезда, около 3500 К (3225 С и 5840 F); солнце и другие желтые звезды, около 5500 К (5225 С и 94040 F); голубая звезда, примерно 10000 К (9725 С и 17 540 F) до 50000 К (49 725 С и 89 540 F).

Температура поверхности звезды частично зависит от ее массы и влияет на ее яркость и цвет. В частности, светимость звезды пропорциональна температуре в четвертой степени. Например, если две звезды имеют одинаковый размер, но одна в Кельвине в два раза жарче, чем другая, первая будет в 16 раз ярче, чем вторая.

Размер

Астрономы обычно измеряют размер звезд с точки зрения радиуса нашего Солнца. Например, Альфа Центавра А имеет радиус 1,05 солнечного радиуса (кратное радиусу). Размеры звезд варьируются от нейтронных звезд, ширина которых может составлять всего 12 миль (20 километров), до сверхгигантов, примерно в 1000 раз превышающих диаметр Солнца.

Размер звезды влияет на ее яркость. В частности, светимость пропорциональна квадрату радиуса. Например, если бы две звезды имели одинаковую температуру, если бы одна звезда была в два раза шире другой, то первая была бы в четыре раза ярче второй.

масса

Астрономы представляют массу звезды в терминах солнечная масса Масса нашего Солнца. Например, Альфа Центавра А имеет 1,08 солнечных масс.

Звезды с одинаковыми массами могут быть не одинаковыми по размеру, поскольку они имеют разную плотность. Например, Сириус В примерно такой же массы, что и Солнце, но в 90 000 раз плотнее, а его диаметр составляет всего пятидесятую.

Масса звезды влияет на температуру поверхности.

Магнитное поле

Звезды - это вращающиеся шары с электрическим зарядом и, таким образом, генерирующие магнитные поля. Когда дело доходит до солнца, исследователи обнаружили, что его магнитное поле может сильно концентрироваться на небольших участках, создавая свойства, начиная от солнечных пятен и заканчивая впечатляющими извержениями, известными как вспышки и выбросы корональной массы. Недавний опрос в Гарвард-Смитсоновском центре астрофизики показал, что среднее звездное магнитное поле увеличивается со скоростью вращения звезды и уменьшается с возрастом звезды.

металлические св`ойства

металлические св`ойства звезды измеряет количество металлы «у него есть, то есть любой элемент, более тяжелый, чем гелий.

Три поколения звезд могут существовать, основываясь на металличности. Астрономы еще не обнаружили ничего из того, что должно быть самым старым поколением, звездами Населения III, родившимися во вселенной без "металлов". Когда эти звезды умерли, они выпустили тяжелые элементы в космос, в которые звезды Населения II включили относительно небольшое количество. Когда некоторые из них умерли, они выпустили больше тяжелых элементов, и самые молодые звезды Населения I, такие как наше Солнце, содержат наибольшее количество тяжелых элементов.

Звезды обычно классифицируются по их спектру в так называемой системе Моргана-Кинана или МК. Существует восемь спектральных классов, каждый из которых аналогичен диапазону температур поверхности - от самых высоких до самых холодных, это O, B, A, F, G, K, M и L. Каждый спектральный класс также состоит из 10 спектральных типов, от цифры 0 для самых горячих до цифры 9 для самых холодных.

Звезды также классифицируются по их светимости по системе Моргана-Кинана. Самые большие и яркие классы звезд имеют наименьшие числа, заданные римскими цифрами - Ia - яркий сверхгигант; Ib, супергигант; II, яркий гигант; III, гигант; IV, субгигант; и V, главная последовательность или карлик.

Полное обозначение МК включает как спектральный тип, так и класс светимости - например, солнце - это G2V.

Звездная структура

Структура звезды часто может рассматриваться как серия тонких вложенных оболочек как лук.

Звезда в течение большей части своей жизни является звездой главной последовательности, которая состоит из основные, излучательные и конвективные зоны , фотосфера, хромосфера и корона. Ядро - это место, где происходит слияние ядер, чтобы привести звезду в действие. В радиационной зоне энергия от этих реакций переносится наружу излучением, подобно теплу от лампочки, в то время как в конвективной зоне энергия переносится горячими газами, такими как горячий воздух из фена. Массивные звезды, которые в несколько раз больше массы Солнца, конвективный в своих ядрах и излучающие в их внешних слоях, в то время как звезды, сравнимые с солнцем или меньшие по массе, излучающие в своих ядрах и конвективные в их внешних слоях. Звезды средней массы спектрального типа А могут излучать повсюду.

После этих зон появляется часть звезды, которая излучает видимый свет, фотосфера , который часто называют поверхностью звезды. После этого это хромосфера, слой, который выглядит красноватым из-за всего водорода, найденного там. Наконец, самая внешняя часть атмосферы звезды - это корона, которая, если супер-горячая, может быть связаны с конвекцией во внешних слоях ,

Дополнительное сообщение Элизабет Хауэлл и Нола Тейлор Редд, авторов Space.com

Похожие

Комментарии