Какой звездой является Солнце? К какому типу звезд относится наше светило?
Существует множество типов звезд: красные гиганты, белые карлики и т.п. А к какому классу относится наше Солнце?
Чаще всего звезды классифицируют по их положению на так называемой главной последовательности, или диаграмме Герцшпрунга–Рассела. По спектральной классификации Солнце принадлежит к классу G2V (желтый карлик). Признаками, по которым звезду относят к тому или иному классу, являются ее масса и температура поверхности. Если звезда имеет температуру 5000-6000 К (у Солнца она равна 5778 К) и массу в диапазоне 0,8-1,2 масса Солнца, то ее относят к желтым карликам. Другими известными представителями этого класса являются Альфа Центавра А и Тау Кита. Средняя продолжительность жизни желтых карликов составляет 10 млрд лет.
Хотя астрономы и называют Солнце карликом, на самом деле оно превосходит по яркости большую часть звезд в Млечном Пути. Дело в том, что 70-90% звезд в нашей галактике относятся к красным карликам, которые меньше и тусклее Солнца.
Не следует думать, что желтые карлики светят желтым светом. На самом деле и Солнце, и почти все остальные звезды светят белым цветом.
Стоит отметить, что положение звезд на диаграмме Герцшпрунга–Рассела меняется со временем. Примерно через 5 млрд лет Солнце резко вырастет в размерах (но не по массе) и станет красным гигантом. Далее наша звезда потеряет большую часть своей материи и превратится в белого карлика. Можно считать, что на этом эволюция Солнца прекратится, и оно будет медленно остывать.
Также существует классификация звезд по их химическому составу. Солнце считается звездой, относящейся к типу «население I». Это значит, что в его составе очень много тяжелых элементов (металлов). Существуют еще звезды «населения II», металличность которых на порядки ниже. Теоретически могут существовать и звезды «населения III», в которых тяжелых элементов почти нет, однако пока что астрономам не удалось их обнаружить.
Население звезды указывает на время её рождения. Звезды «населения III» возникли самыми первыми, но, вероятно, не дожили до наших дней. Из их материи сформировалось население II, а население I – это уже третье поколение звезд.
Список использованных источников
Источник
Красный гигант
Все звёзды, которые видны с Земли, кажутся одинаковыми маленькими точками. Однако на самом деле существует огромное количество разновидностей звёзд, отличающихся друг от друга габаритами, интенсивностью излучаемого света и температурой. Наиболее большая и яркая звезда – красный гигант.
Как появляется красный гигант?
Астрономы знают о существовании разных типов звёзд. Классифицируются они по размерам и имеющимся спектральным характеристикам, благодаря которым можно узнать много новой и полезной информации о далёких небесных объектах.
В начале 1910 года учёными была разработана специальная диаграмма, в которой упростили классификацию звёзд и показали основные этапы их эволюции. Также с её помощью была показана зависимость между светимостью, размером и спектральным классом звёздных тел. Звёзды, находящиеся на диаграмме, образуют на ней несколько отдельных участков. Большинство из них располагаются в области, которую часто называют главной последовательностью.
На диаграмме есть отдельное место для сверхгигантов и красных гигантов. Здесь располагаются объекты, находящиеся на финальном этапе своей жизни. Феномен превращения звёзд в красных гигантов объясняется просто. Практически всю свою жизнь светила питаются энергией, которая генерируется внутри их ядра. Однако со временем все реакции постепенно останавливаются, после чего в центральной части образуется огромное гелиевое ядро. Именно из-за этого светила превращаются в красных гигантов. Если звезда слишком большая, она становится сверхгигантом.
Бывают ли «молодые» гиганты?
Некоторые небесные объекты достигают поздних спектральных классов ещё до начала завершения своей жизни. Бывают случаи, когда процесс преобразования в красного гиганта начинается в самом начале звездообразования. У таких светил излучение осуществляется благодаря гравитации, образующейся из-за сжатия объекта. Длительность трансформации напрямую зависит от массы и габаритов звезды и продолжаются от
Благодаря сжатию повышается температура звёзд и уменьшается их размер. Это приводит к снижению светимости. В результате в центре светила начинаются термоядерные реакции, после чего они попадают в главную последовательность. Несмотря на то что «молодые» и «старые» гиганты очень похожи друг на друга, астрономы называют красными гигантами только те объекты, которые дошли до поздних этапов эволюции. Молодые светила, находящихся в начальной стадии своего формирования, называют протозвёздами.
Строение звезды главной последовательности солнечного типа и красного гиганта с изотермическим гелиевым ядром и слоевой зоной нуклеосинтеза (масштаб не соблюдён)
Общие характеристики и описание
Красный гигант – светило, которое относится к спектральным классам М и К. В сравнении с другими звёздами, температурные показатели на поверхности таких объектов не очень большие и достигают всего 5000 К. Однако несмотря на это, их всё равно хорошо видно на небосклоне благодаря большим габаритам.
Красный гигант превосходить солнечный радиус в 500-700 раз. Также у них огромная площадь поверхности, которая в 100-120 раз больше Солнца. Именно невысокая температура и огромные размеры являются основными характеристиками красных гигантов.
Температура поверхности у таких светил невысокая и поэтому их красный свет имеет яркий желтоватый оттенок. К характерным особенностям этих звёзд можно отнести наличие металлов в излучаемом спектре. Также в нём присутствуют устойчивые молекулы.
Красный гигант имеет небольшую плотность. Иногда она в миллионы раз меньше, чем у Солнца. Ядро у таких звёзд, наоборот, очень плотное. Оно покрыто обширной горячей оболочкой. В некоторых случаях вес ядра составляет десятую часть от общей массы светила. Это приводит к истечению вещества из звёздного ядра. Этот процесс может начаться и из-за других обстоятельств:
- высокая светимость и большая протяжённость ядровых оболочек гигантских звёзд;
- слабая прозрачность оболочки, из-за которой начинается процесс энергопереноса;
- резкие изменения температуры в результате колебательных процессов.
После истечения вещества у звёзд начинает формироваться гелиевое ядро. Оно не участвует в термоядерных реакциях, что приводит к увеличению температуры до 2*10 8 К. Под воздействием высоких температурных показателей гелий начинает сливаться с углеродом. У звезды образуется новое углеродно-кислородное ядро. В результате описанных изменений температура, размер и масса ядра начинают постепенно увеличиваться. При этом само светило начинает сжиматься и угасать. На финальной стадии эволюции красный гигант становится белым карликом.
Что случится, когда Солнце станет красным гигантом?
Сейчас возраст Солнца составляет 4,5 миллиарда лет. Учёные сходятся во мнении, что ещё примерно столько же времени осталось до начала трансформации Солнца в красного гиганта. Через каждые 70-80 миллионов лет светимость звезды будет возрастать на 1%. Сейчас это никак не сказывается на жизни людей. Однако в будущем это станет серьёзной проблемой для человечества.
Вместе со светимостью возрастает и количество выделяемой тепловой энергии Солнца. Это приведёт к появлению парникового эффекта, который серьёзно повлияет на климат. Со временем у звезды выгорит водород и образуется ядро из гелия. Такие изменения приведут к тому, что Солнце увеличится в несколько раз и поглотит Меркурий с Венерой. По подсчётам учёных после выгорания водорода размер светила должен увеличиться в 250 раз.
Увеличение размеров будет сопровождаться стремительным уменьшением массы. Ежегодно Солнце будет терять 5000 тонн. Из-за этого Сатурн и Нептун лишатся всех лун. С неприятными изменениями столкнётся и наша планета. Жизнь на Земле станет невозможной. На ней исчезнет атмосфера, а все существующие сегодня океаны выкипят. Несмотря на такие изменения Земля сможет просуществовать ещё миллиард лет, после чего её поглотит Солнце.
Источник
Журнал «Все о Космосе»
Красный гигант
Красный гигант (иллюстрация)
Эволюционные треки звезд различных масс при образовании красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Рассела
К красным гигантам относят звёзды спектральных классов K и M класса светимости III, то есть с абсолютной звёздной величиной. Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика (Tph ≈ 3000—5000 K) и, соответственно, поток энергии с единицы излучающей площади невелик — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Однако полная светимость таких звёзд может достигать 10 5 —10 6 L☉, так как красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие размеры и, соответственно, площади поверхности. Характерный радиус красных гигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов, что соответствует площади поверхности в 10 4 —10 6 раз больше солнечной.
Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, поскольку в их относительно холодной фотосфере некоторые молекулы оказываются устойчивыми. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.
Звёзды в процессе своей эволюции могут достигать поздних спектральных классов и высоких светимостей на двух этапах своего развития: на стадии звездообразования и поздних стадиях эволюции.
Стадия, на которой молодые звёзды наблюдаются как красные гиганты, зависит от их массы — этот этап длится от
10 3 лет для массивных звёзд с массами М ≈ 10 M☉ и до
10 8 лет для маломассивных звёзд с М ≈ 0,5 M☉. В это время звезда излучает за счёт гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии. По мере сжатия температура поверхности таких звёзд растёт, но вследствие уменьшения размеров и площади излучающей поверхности падает светимость. В конечном итоге в их ядрах начинается реакция термоядерного синтеза гелия из водорода (протон-протонный цикл, а для массивных звёзд также CNO-цикл), и молодая звезда выходит на главную последовательность.
На поздних стадиях эволюции звёзд после выгорания водорода в их недрах и образования «пассивного» (не участвующего в термоядерных реакциях) гелиевого ядра звёзды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга — Рассела: этот этап длится
10 % от времени «активной» жизни звёзд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звёздных недрах идут реакции нуклеосинтеза. Звёзды главной последовательности с массами М 10 M☉ — непосредственно в красные сверхгиганты. Перед тем как перейти в стадию красного гиганта, звезда проходит промежуточную стадию — стадию субгиганта. Субгигант — это звезда, в ядре которой уже прекратились термоядерные реакции с участием водорода, но горение гелия ещё не началось, так как гелиевое ядро недостаточно разогрето.
В современной астрофизике термин красные гиганты относится, как правило, к таким проэволюционировавшим звёздам, сошедшим с главной последовательности; молодые звёзды, не вышедшие на главную последовательность, обобщённо называют протозвёздами или по конкретному типу, например, звёзды типа T Тельца.
Протопланетарная туманность Красный Прямоугольник: асимметричный выброс газопылевой материи красным гигантом
Высокая светимость красных гигантов в сочетании с огромной протяжённостью их атмосфер (радиусы в 10 2 —10 3 R☉) приводит к тому, что на границах их фотосфер давление излучения на газовую и пылевую компоненты их оболочек становится соизмеримым с силами тяготения, что вызывает вынос вещества.
Ионизация областей оболочек, лежащих ниже фотосферы, делает их существенно непрозрачными для электромагнитного излучения, что приводит к конвекционному механизму переноса энергии. Аналогичную природу имеет солнечная активность, в случае же красных гигантов мощность конвективных потоков должна значительно превосходить солнечную.
В протяжённых звёздных оболочках могут развиваться неустойчивости, приводящие к сильным колебательным процессам, сопровождающимся изменением теплового режима звезды. Периодические колебания оболочек во многих случаях приобретают заметный с огромных расстояний масштаб: многие «старые» красные гиганты являются пульсационными переменными, переменными являются также и некоторые «молодые красные гиганты» типа T Тельца. Конвективные механизмы могут приводить к выносу в атмосферу звезды продуктов нуклеосинтеза из внутренних ядерных источников, что является причиной наблюдаемых аномалий химического состава красных гигантов, в частности, повышенного содержания углерода.
Средняя плотность красных гигантов может быть в миллион раз меньше плотности воды (для сравнения, средняя плотность Солнца примерно равна плотности воды, 1 г/см3). При этом отношение средней плотности к плотности ядра может составлять 1:10 8 (у Солнца примерно 1:50). Около 10% массы красного гиганта приходится на его очень малое по размерам ядро, в котором (или в наружном слое которого) происходят термоядерные реакции; остальная часть массы звезды приходится на очень протяжённую оболочку, которая переносит выделившуюся в ядре энергию к поверхности.
На поверхности красных гигантов ускорение свободного падения очень невелико. Так, если звезда с массой, равной массе Солнца, превращается в красный гигант и увеличивает свой радиус до размеров орбиты Земли (1 а. е.), то ускорение свободного падения на её поверхности будет равно центростремительному орбитальному ускорению Земли, т. е. 0,6 см/с2, или 0,0006 g; для сравнения, ускорение свободного падения на поверхности Солнца равно 27,8 g. Низкая поверхностная гравитация и высокая светимость звезды способствуют потере вещества из её оболочки.
В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода — нуклеосинтез с образованием гелия в pp-цикле и (для массивных звёзд) в CNO-цикле. Такое выгорание приводит к накоплению в центральных частях звезды гелия, который при сравнительно низких температурах и давлениях ещё не может вступать в термоядерные реакции. Прекращение энерговыделения в ядре звезды ведёт к сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности ядра. Рост температуры и плотности в звёздном ядре приводит к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.
При температурах порядка 108 К кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера между ядрами: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием крайне нестабильного изотопа бериллия 8Be:
4He + 4He = 8Be.
Бо́льшая часть 8Be, имеющего период полураспада всего6,7×10 −17 секунды, снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении 8Be с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода 12C:
8Be + 4He = 12C + 7,3 МэВ.
Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию Be8 (например, при температуре
10 8 К отношение концентраций 8 Be/ 4 He
10 −10 ), скорость тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока.
Начало тройной гелиевой реакции в вырожденных ядрах маломассивных (масса до
2,25 M☉) красных гигантов имеет взрывоподобный характер, что приводит к резкому, но очень кратковременному (
10 4 —10 5 лет) росту их светимости — гелиевой вспышке.
Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем CNO-цикл: в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода. По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются всё более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.
Дополнительным фактором, по-видимому, влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции (и реакций синтеза более тяжёлых ядер) с механизмом нейтринного охлаждения: при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино-антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере. В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро.
Жизненный цикл Солнца
После этого температура и плотность в солнечном ядре повысятся настолько, что начнётся горение гелия, и гелий начнёт превращаться в углерод. Размеры Солнца вырастут как минимум в 200 раз, то есть почти до современной земной орбиты (0,93 а.е.) Меркурий и Венера, несмотря на сильную потерю массы Солнца к моменту перехода на стадию красного гиганта, будут им поглощены и полностью испарятся. Земля, если не разделит их судьбу, будет разогрета настолько, что шансов на сохранение жизни не будет никаких. Океаны же испарятся задолго до перехода Солнца на стадию красного гиганта, приблизительно через 1,1 миллиарда лет.
На стадии красного гиганта Солнце будет находиться приблизительно 100 миллионов лет, после чего превратится в планетарную туманность с белым карликом в центре; планетарная туманность рассеется в межзвёздной среде в течение нескольких тысячелетий, а белый карлик будет остывать в течение многих миллиардов лет.
Фотография Миры в ультрафиолете. «Хвост» звёздной атмосферы обусловлен влиянием звезды-компаньона
SR — полуправильные пульсирующие переменные гиганты спектрального класса М с периодом от 20 дней до нескольких лет и вариациями блеска
3m (пример: Z Большой Медведицы).
SRc — полуправильные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса М (примеры: μ Цефея, Бетельгейзе, α Геркулеса).
Lb — неправильные медленные пульсирующие переменные гиганты спектрального класса K, M, C, S (примеры: CO Cyg).
Lc — неправильные медленные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса M с вариациями блеска
Источник