| << Классификации звёзд | | Оглавление | | Некоторые дополнения ... >> |
ЗВЁЗДЫ РАЗЛИЧНЫХ КЛАССОВ
ЗВЁЗДЫ ГЛАВНОЙ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТИ (КЛАСС V)
Эти звезды наиболее многочисленны, а сама эта последовательность наиболее длинна на диаграмме Рессела (диаграмме Герцшпрунга-Ресселла). Чуть волнистой узкой лентой (с двумя небольшими перегибами) она пересекает всю диаграмму через центр из левого верхнего угла в правый нижний угол. Это означает плавный переход от очень горячих и ярко светящихся голубовато-белых гигантов к относительно холодным красным карликам. В этом направлении, во-первых, уменьшается масса (от 27 к 0,2 массам Солнца, т.е. в 135 раз); во- вторых, уменьшается радиус (от 8,5 до 0,21 солнечного, т.е. в 40 раз); в-третьих, падает светимость (от 140000 до 0,005 солнечной, т.е. в 28 миллионов раз); в-четвёртых, падает температура поверхности (от 38000 до 3200 градусов, т.е. в 12 раз) [Сурдин, 1999]. Соответствующим образом меняются и многие другие параметры, взаимосвязанные с перечисленными, в т.ч., спектральная характеристика. Нужно ещё раз обратить внимание читателя, что по массе звёзды различаются в значительно меньшей степени, чем, например, по светимости, т.е. для звёзд главной последовательности масса является главным параметром, от которого зависят остальные.
В пределах Главной последовательности условно выделяются 7 спектральных классов звёзд в порядке их покраснения (O, B, A, F, G, K, M), а также множество подклассов, обозначаемых номерами (например, G0, G1, G2 и т.д. до G9; для крайних классов есть не все десять номеров; для O - с O5) [Дагаев, 1955; Сурдин, 1999].
В 1949 г. советский астроном П.П.Паренаго "разбил" Главную последовательность примерно пополам, т.к. нашёл принципиальные отличия между двумя её частями. К первой части относятся голубовато-белые звёзды (O), белые с голубоватым оттенком (B), чисто белые (A), желтовато-белые (F), а также жёлтые с G0 по G4 включительно. Ко второй - жёлтые от G3 до G9, оранжевые (K) и красные (M) карлики [Дагаев, 1955]. Солнце - это G2-звезда, жёлтый карлик. Другие примеры: Спика - белая звезда с голубоватым оттенком; Сириус, Фомальгаут, Вега, Кастор и Альтаир - белые звёзды; Альфа Центавра А и Тау Кита - жёлтые карлики, похожие на наше Солнце; Альфа Центавра Б - оранжевый карлик; Проксима Центавра и Летящая звезда Барнарда - красные карлики [Купер, Хенбест, 1998].
Звёзды спектральных классов O, B и A иногда называют горячими звёздами, или звёздами ранних спектральных классов (типов). K и M - холодными, или звёздами поздних спектральных классов [Дагаев,
1955]. Г.А.Шайн установил, что голубовато-белые гиганты вращаются быстрее звёзд поздних спектральных классов [Дагаев, 1955]. Это связано с тем, что магнитное поле в течение долгого времени постепенно притормаживает звезду.
Цвет и температура поверхности связаны следующим образом: голубые (беловато-голубые) O7 - 38000 градусов Цельсия, бело-голубые (белые с голубоватым оттенком) B0 - 32000, B8 - 12500, белые (чисто белые) A0 - 9500, A7 - 8100, желтовато- белые F0 - 7400, F8 - 6100, жёлтые G0 - 5900, G2 - 5800 (Солнце), G8 - 5300, оранжевые K0 - 5100, K8 - 3900, красные M0 - 3600, M4 - 3200 [Сурдин, 1999]. По некоторым данным, температура O-звёзд может достигать 85-100 тысяч градусов [Дагаев, 1955б].
Звёзды Главной последовательности "сжигают" водород, превращая его в гелий, в чём и заключается их принципиальное сходство. Звезда попадает на Главную последовательность вскоре после формирования из газопылевого облака и проводит в этом состоянии примерно 90% своей жизни [Клочкова, Панчук, 2002]. Отсюда следует, что к звёздам этой последовательности принадлежит заведомо большая часть звёзд.
Ещё в середине 20 в. считалось, что звёзды "скользят" по главной последовательности вниз и вправо, теряя массу (отсюда - звёзды "ранних" и "поздних" спектральных классов), но, как оказалось, это верно только для самых массивных звёзд [Масевич, Тутуков, 1988]. Местоположение остальных звёзд главной последовательности определяется почти исключительно изначальной массой звезды. Тем не менее, чем больше изначальная масса звезды, тем ярче она "горит" и тем быстрее "прогорает". Поэтому яркие звёзды главной последовательности не бывают уж очень старыми, т.к. вообще "живут" по звёздным меркам не слишком долго. Что же касается слабо светящих звёзд, то они могут быть и молодыми, и старыми; в среднем они значительно старше ярких звёзд. Значит, понятие о "ранних" и "поздних" спектральных классах сохранилось, но имеет теперь несколько другой смысл.
ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ ЯРКИХ СУБКАРЛИКОВ (КЛАСС VI)
Открыта в 1945 г. П.П.Паренаго, проходит почти параллельно главной последовательности, почти повторяет её плавные изгибы, но находится на 2,5 звёздной величины ниже [Дагаев, 1955]. Вероятно, данная последовательность не самостоятельна, а является лишь нижним краем полосы главной последовательности [Куликовский, 2002]. Это означает, что звёзды данной категории тоже "сжигают" водород, причём тоже в ядре, но всё-таки по каким-то параметрам (возможно, количественным) отличаются от большинства звёзд главной последовательности.
Кроме Главной последовательности, на диаграмме "температура-светимость" есть другие последовательности и т.п. сгущения. Это, во-первых, группировки над главной последовательностью - гипергиганты, сверхгиганты, гиганты, субгиганты и другие, т.е. очень большие по размеру и светимости звёзды. Во-вторых, это группировки под главной последовательностью - звёзды горизонтальной ветви, белые карлики и другие. Эти последовательности соответствуют либо кратким заключительным этапам эволюции звёзд (большие звёзды), либо постепенному угасанию маленьких звёзд.
Звёзды вне главной последовательности тоже могут "сжигать" водород, но не в ядре, а в слое над ядром. Или же они "сжигают" гелий, превращая его в более тяжёлые элементы. Гелий может "гореть" и в "ядре", и в слое над ядром. Активность слоевого источника энергии приводит к резкому увеличению объёма звезды, и в этом случае звёзды "раздуваются" и становятся сверхгигантами и т.п. В каких-то случаях возможна двуслойность зоны термоядерной реакции: "горят" и гелий, и водород. В этом случае звезда напоминает "луковицу", где чередуются слои с термоядерными реакциями и без таковых. Возможна переменность звезды за счёт поочерёдной активизации то одного, то другого слоя "луковицы". Звёзд, сжигающих элементы тяжелее гелия, крайне мало, так как такие термоядерные реакции характерны для очень массивных звёзд, а их изначально мало, и, кроме того, этот эволюционный этап проходит очень быстро (не более 1000 лет).
ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ САМЫХ ЯРКИХ СВЕРХГИГАНТОВ, ИЛИ ГИПЕРГИГАНТОВ (КЛАСС Ia-O)
Занимает самую верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга-Ресселла. Она имеет облик узкой прямой полосы, которая едва-едва повышается слева направо - от "O" до "G" (здесь и далее - по 5-му изданию "Справочника любителя астрономии" П.Г.Куликовского под редакцией В.Г.Сурдина, 2002). Это означает, что самые-самые яркие жёлтые звёзды (жёлтые гипергиганты) светят чуть сильнее самых-самых ярких голубых и белых звёзд, т.к. по объёму превосходят их, хотя связаны с ними непрерывной цепью переходов. Все эти звёзды характеризуются изначально очень большой массой и, кроме того, находятся на той стадии звёздной эволюции, когда водород в их ядре уже выгорел, после чего произошло резкое расширение звезды из-за начавшейся активности слоевых источников термоядерной энергии. Жизнь таких звёзд протекает особенно быстро, и поэтому они характерны для особенно молодых звёздных скоплений. Оранжевых ("К") и красных ("М") гипергигантов, как следует из диаграммы, не существует. Наверное, к гипергигантам можно отнести S Золотой Рыбы (в Большом Магеллановом Облаке). Эта звезда ярче Солнца в 400 000 раз. Звёзды данной категории очень редки и вблизи нас отсутствуют.
ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ ЯРКИХ СВЕРХГИГАНТОВ (КЛАСС Ia)
Занимает верхнюю часть диаграммы под предыдущей последовательностью, но с некоторым смещением вправо. Это узкая и почти горизонтальная полоса, которая тянется почти через всю диаграмму от "B" до "M". Она включает все температурные классы от "B" до "M", т.е. сверхгигантов нет только среди голубовато-белых O-звёзд. Полоса имеет незначительный "бугорок" в средней части (F), а её концы расположены чуть ниже, т.е. желтовато-белые звёзды этой последовательности имеют больше сходства с гипергигантами, чем белые или красные. Светимость ярких сверхгигантов превышает солнечную в десятки, а то и в сотни тысяч раз. Из широко известных звёзд к этой категории принадлежат Денеб (альфа Лебедя) и Ригель (бэта Ориона). Светимость Денеба в 270 000 раз больше солнечной, Ригеля - 45 000 раз [Куликовский, 2002]. Плотность вещества звёзд-сверхгигантов иногда в сотни тысяч раз меньше плотности воздуха. Сверхгиганты могут возникать на разных стадиях звёздной эволюции, причём иногда в течение своей "жизни" звезда является сверхгигантом дважды. В любом случае это достаточно массивные звёзды со слоевыми источниками энергии, которых может быть один (водородный) или несколько (водородный, гелиевый и иногда другие, но в течение краткого времени). Некоторые из них образуются из звёзд с массой более 8 солнечных после "выгорания" водорода в ядре и пребывают в данном состоянии до начала "горения" гелия в ядре. Некоторые являются на данной стадии жёлтыми или голубыми сверхгигантами, а красными сверхгигантами становятся только после "выгорания" гелия в ядре [Масевич, Тутуков, 1988].
ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ СРЕДНИХ СВЕРХГИГАНТОВ (КЛАСС Iab)
Сходна с предыдущей, но находится чуть-чуть под ней. Она почти горизонтально тянется от "O" до "M", т.е. включает все температурные классы звёзд от голубовато-белых до красных. Как и в предыдущем случае имеется слабо выраженный "холмик" в средней части (между "A" и "F"). Звёзды данной категории по своей природе сходны с представителями предыдущей последовательности, но характеризуются несколько меньшей массой. Широко известный пример звёзд этого класса - красный сверхгигант Бетельгейзе (альфа Ориона) со светимостью в 8400 раз больше, чем у Солнца [Куликовский, 2002].
ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ СЛАБЫХ СВЕРХГИГАНТОВ (КЛАСС Ib)
Очень сходна с предыдущей, но расположена на заметном расстоянии под ней (особенно в средней части), не имеет в середине "холмика", в левой своей части (от "O" до "F") очень плавно понижается. Концы этой последовательности сближены с соседними последовательностями в большей степени, чем середина. Данная последовательность включает звёзды, которые по светимости превосходят Солнце, как правило, в несколько тысяч раз. Их примеры - красный Антарес (альфа Скорпиона) и желтовато-белая Полярная. Антарес по светимости превосходит Солнце в 14000 раз [Куликовский, 2002]. К этой последовательности относятся и цефеиды - "маяки вселенной", физические переменные звёзды с относительно небольшим постоянным периодом изменения блеска [Дагаев, 1955]. Они занимают правую часть очерченной области на диаграмме, причём образуют особую компактную ветвь, спускающуюся сверху вниз [диаграмма - Масевич, Тутуков, 1988]. Для цефеид характерны газовые коконы из их выбросов [Цефеиды погружены..., 2006]. Слабые сверхгиганты тоже являются звёздами со слоевыми источниками энергии, но характеризуются несколько меньшими начальными массами.
ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ ЯРКИХ ГИГАНТОВ (КЛАСС II)
Находится на диаграмме под предыдущими и включает звёзды от "B" до "M". В своей левой (горячей) части она круто спускается - от "B" до "A". Далее проходит почти горизонтально. По светимости яркие гиганты превосходят Солнце в среднем в 650 раз. Очевидно, это тоже звёзды со слоевым источником энергии (водородным). К числу их относится желтовато- белый яркий гигант Канопус (альфа Киля), украшающий южное небо [Куликовский, 2002].
ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ СЛАБЫХ ГИГАНТОВ (КЛАСС III)
Очень похожа на предыдущую, но проходит ещё ниже (почти через центр диаграммы). Она тоже в левой своей части круто опускается (параллельно главной последовательности), а потом проходит горизонтально или даже начинает слегка подниматься (от "F" до "K"). Светимость этих звёзд примерно в 100 раз больше солнечной [Дагаев, 1955]. К этой последовательности принадлежат оранжевые гиганты Арктур [Кейлер, 1992], Альдебаран и Поллукс [Куликовский, 2002], а также двойной жёлтый гигант Капелла [Дагаев, 1955]. Светимости перечисленных звёзд превышают солнечную в 110, 160, 31 и 134 раза [Куликовский, 2002]. Наверное, оранжевым или даже красным гигантом подобного типа станет Солнце после того, как в его ядре начнётся слияние ядер гелия [Кейлер, 1992]. Часть звёзд этого класса (в т.ч. многие красные слабые гиганты) характеризуется слоевым "горением" гелия и представляет собой более позднюю стадию звёздной эволюции.
ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ СУБГИГАНТОВ (КЛАСС IV)
На диаграмме занимает узкую полосу между главной и предыдущей последовательностями, но включает не все температурные классы звёзд (от "B" до "G" или "K"). Спуск полосы субгигантов сначала крутой, а потом полоса выполаживается и становится почти горизонтальной. Многие из субгигантов образуются из звёзд с изначальной массой от 0,8 до 2,3 солнечных после выгорания водорода в ядре и поддерживаются за счёт "горения" водорода в слое над ядром. При переходе к стабильному горению гелия в ядре эти звёзды резко уменьшаются и переходят на горизонтальную ветвь под главной последовательностью. Переход занимает около 1 миллиона лет, т.е. по звёздным меркам очень быстро [Масевич, Тутуков, 1988]. К субгигантам относится желтовато-белый Процион (альфа Малого Пса). Его светимость превосходит солнечную в 7,3 раза [Куликовский, 2002].
ГОРИЗОНТАЛЬНАЯ ВЕТВЬ (без номера)
Находится под главной последовательностью примерно в центре диаграммы и правой своей частью смыкается с главной последовательностью. Для звёзд этой ветви характерно стабильное "горение" гелия в ядре, с чем связаны сравнительно маленький объём звезды и сравнительная высокая температура её поверхности. Данной стадии предшествовало "горение" водорода в слое над ядром. А после "выгорания" гелия в ядре из звёзд данной категории образуются красные и т.п. субгиганты со слоевым "горением" гелия и углеродно-кислородным ядром [Масевич-Тутуков, 1988].
ЗВЁЗДЫ ВОЛЬФА-РАЙЕ (КЛАСС WR)
Иногда показываются на диаграмме в виде обособленной группы в её верхнем левом углу [Масевич, Тутуков]. Тем не менее, некоторые из звёзд данного класса могут оказаться в разных частях диаграммы (почти не видны на ней как обособленная группа) и выделяются из общего числа звёзд по особым природным характеристикам. Эти звёзды, открытые в 1873 г. Ш.Вольфом и Ш.Райе, узнаются по мощным эмиссионным линиям с адсорбционными компонентами, сдвинутыми в коротковолновую часть спектра. Особый спектр связан с истечением вещества из оболочек с интенсивностью до 1/100000 массы звезды за год. Различаются азотные (WN) и углеродные (WC) звёзды Вольфа-Райе. Для первых характерны эмиссионные линии азота и водорода при слабости или отсутствии линий углерода. Для вторых - линии углерода при полном отсутствии линий азота и водорода. Треть звёзд Вольфа-Райе возникает из звёзд массой порядка 50 солнечных в результате потери водородной оболочки уже на стадии горения водорода в ядре, т.е. из-за интенсивного звёздного ветра [Масевич, Тутуков, 1988]. Остальная их часть, в основном, образуется в ходе эволюции массивных тесных двойных звёзд, что связано с "перекачкой" вещества от одной звезды к другой. Изначальная масса звёзд в этом случае составляет порядка 20 солнечных. Какая-то часть звёзд Вольфа-Райе может возникать при потере водородных оболочек красными сверхгигантами, т.е. уже после "прогорания" водорода в ядре. Стадия Вольфа-Райе начинается со звезды азотной последовательности (WN), но звёздный ветер со временем обнажает более глубокий слой, где углерод является вторым по обилию элементом. Под конец обнажаются слои, где преобладают углерод или даже кислород [Масевич, Тутуков, 1988].
Be-ЗВЁЗДЫ
На диаграмме образуют полосу между сверхгигантами и главной последовательностью. Эта полоса почти прижата к полосе главной последовательности. Это тоже звёзды, потерявшие много вещества, что связано с их быстрым вращением, а иногда также с наличием близкого компаньона (тесные двойные на поздней стадии эволюции). Отличие от звёзд Вольфа-Райе заключается в малой изначальной массе - порядка 10 солнечных [Масевич, Тутуков, 1988].
БЕЛЫЕ КАРЛИКИ (КЛАСС VII)
Образуют "пятно" в нижней части диаграммы масса-светимость [Дагаев, 1955]. Последовательность белых карликов можно представить также, как полосу, проходящую с наклоном в нижнем левом углу диаграммы. Это A- и F- звёзды (чисто белые и желтовато-белые) со светимостью в среднем в 10-1000 раз меньше солнечной. Они по размерам близки к Земле и характеризуются чудовищно большой плотностью. Примером таких звёзд является Щенок, или Сириус Б (спутник Сириуса А), который был открыт первым среди звёзд этой категории. Другой пример - Вольф 457 с диаметром в 500 раз меньше солнечного и в 5 раз меньше земного. Вещество этой звезды в полтора миллиарда раз плотнее воды. Белым карликом является также спутник Проциона. Спутник Сириуса по светимости в 400 раз уступает Солнцу, спутник Проциона - примерно в 2000 раз [Куликовский, 2002].
Недавно возникшие белые карлики могут быть бело-голубыми (класс VIII). Но по мере остывания этих звёзд голубой оттенок вскоре теряется. От понятия "бело-голубая последовательность" теперь отказались, признав, что под ним понимались несколько разные по природе группировки звёзд.
Образование белых карликов можно объяснить следующим образом. Любая звезда находится в относительно стабильном состоянии, пока не кончится водород и другие виды термоядерного топлива: сжимающее гравитационное давление её вещества уравновешивается расширяющим давлением газа, разогретого термоядерными реакциями. Если топливо израсходовано, звезда начинает охлаждаться и сжиматься. При сравнительно небольшой массе (чуть менее солнечной) частицы вещества до какой-то степени сближаются друг с другом, но в силу запрета Паули их скорости должны всё больше различаться [Хокинг, 2000]. Возникает равновесие между гравитацией и отталкиванием. Отталкивание осуществляется за счёт электронов, т.е. атомы сохраняются, но оказываются укомплектованными с максимальной плотностью, вплотную один к другому. Такая судьба в будущем ожидает Солнце, т.к. к моменту выгорания водорода и гелия оно будет иметь массу примерно на треть меньше современной.
Появление белых карликов сопровождается "финальной" гелиевой вспышкой или серией таких вспышек. Вспышки происходят на границе углеродного ядра и гелиевого слоя над ним. Дополнительным термоядерным топливом оказывается водород, поступающий сверху в результате конвекции. Эти явления недавно продемонстрировал нам объект Сакураи (см. Ещё некоторые интересные звёзды Нашей Галактики).
Таким образом, белые карлики находятся в равновесии за счёт равенства сил между гравитацией (фактор сжатия) и давлением вырожденного газа в недрах (фактор расширения). Равновесие не может быть утрачено вследствие действия известных причин. Поэтому время жизни этих небесных тел в настоящее время приходится считать практически вечным, хотя, конечно, их могут уничтожить какие-нибудь внешние причины - перетягивание вещества со спутника до достижения критической массы в 1,44 солнечной (см. ниже), столкновение, падение в "чёрную дыру" и т.д. Кроме того, белые карлики не вечно будут белыми: через десятки или сотни миллиардов лет они полностью погаснут, превратившись в чёрные карлики. Эти же тела могут существовать в неизменном виде ещё дольше: пока не "испарятся" под действием богатых энергией космических лучей, выбивающих атом за атомом (для этого нужно, чтоб такие лучи остались, а новое вещество перестало бы падать из межзвёздного пространства).
Из звёзд с начальными массами 1, 5 и 9 солнечных образуются белые карлики массами соответственно 0,6, 0,85 и 1,1 солнечной [Сурдин, 1999].
| << Классификации звёзд | | Оглавление | | Некоторые дополнения ... >> |
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - звездообразование
Публикации со словами: звезды - звездообразование | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
