Солнце нормальная звезда главной последовательности

Время жизни на главной последовательности

Звезды проводят большую часть своей жизни на главной последовательности. В общем, более массивные звезды живут более быстрой жизнью, чем менее массивные. Казалось бы, что звезды, имеющие большее количество водорода для горения должны были бы расходовать его дольше, но это не так, потому что они используют свои ресурсы быстрее.

Оценим время жизни звезды на ГП. Упрощенно, оно равно отношению энергии, которая может быть излучена к выделению звездой энергии в единицу времени (это светимость L).

Энергия, излучаемая звездой за время t, равна произведению светимости на это время:

Согласно уравнению Эйнштейна:

Комбинируя эти два выражения, получаем:

учитывая закон масса-светимость, получаем:

или в солнечных единицах:

Таким образом, если расчетное время жизни Солнца на главной последовательности составляет 10 10 лет, то звезда в 10 раз массивней Солнца будет жить в 1000 раз меньше т.е. 10 7 лет. Так как для наиболее массивных звезд L

M, то по мере увеличения их массы время жизни перестает увеличиваться и стремится к величине

3.5 млн. лет, что очень мало по космическим масштабам.

Источник

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:

• ядро,
• зона лучистого переноса (внутри),
• конвективная зона (во внешних слоях).

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).

• Сириус A и Сириус B
• Бетельгейзе
• 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.
Как оказалось, 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 звезд в наблюдаемой Вселенной

Звезды бывают самые разные: маленькие и большие, яркие и не очень, старые и молодые, горячие и «холодные», белые, голубые, желтые, красные и т. д.

Разобраться в классификации звезд позволяет диаграмма Герцшпрунга – Рассела.

Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Звезды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

Большая часть звезд находится на так называемой главной последовательности. Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет

90% времени эволюции большинства звезд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр.

Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития, звезды подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты.

Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К ним относится и наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды, как Солнце, называют желтыми карликами.

Жёлтый карлик

Жёлтый карлик – тип небольших звёзд главной последовательности, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца и температуру поверхности 5000–6000 K.

Время жизни жёлтого карлика составляет в среднем 10 миллиардов лет.

После того, как сгорает весь запас водорода, звезда во много раз увеличивается в размере и превращается в красный гигант. Примером такого типа звёзд может служить Альдебаран.

Красный гигант выбрасывает внешние слои газа, образуя тем самым планетарные туманности, а ядро коллапсирует в маленький, плотный белый карлик.

Красный гигант

Красный гигант – это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Образование таких звезд возможно как на стадии звездообразования, так и на поздних стадиях их существования.

На ранней стадии звезда излучает за счет гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии, до того момента пока сжатие не будет остановлено начавшейся термоядерной реакцией.

На поздних стадиях эволюции звезд, после выгорания водорода в их недрах, звезды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга – Рассела: этот этап длится примерно 10% от времени «активной» жизни звезд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звездных недрах идут реакции нуклеосинтеза.

Звезда гигант имеет сравнительно низкую температуру поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий 800 солнечных и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами.

Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.

Звезды карлики являются противоположностью гигантов и могут быть следующие.

Белый карлик

Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды с массой, не превышающей 1,4 солнечной массы, после того, как она проходит стадию красного гиганта.

Из-за отсутствия водорода термоядерная реакция в ядре таких звезд не происходит.

Белые карлики – очень плотные. По размеру они не больше Земли, но массу их можно сравнить с массой Солнца.

Это невероятно горячие звёзды, их температура достигает 100 000 градусов и более. Они сияют за счёт своей оставшейся энергии, но со временем она заканчивается, и ядро остывает, превращаясь в чёрного карлика.

Красный карлик

Красные карлики – самые распространённые объекты звёздного типа во Вселенной. Оценка их численности варьируется в диапазоне от 70 до 90% от числа всех звёзд в галактике. Они довольно сильно отличаются от других звезд.

Масса красных карликов не превышает трети солнечной массы (нижний предел массы — 0,08 солнечной, далее идут коричневые карлики), температура поверхности достигает 3500 К. Красные карлики имеют спектральный класс M или поздний K. Звезды этого типа испускают очень мало света, иногда в 10 000 раз меньше Солнца.

Учитывая их низкое излучение, ни один из красных карликов не виден с Земли невооружённым глазом. Даже ближайший к Солнцу красный карлик Проксима Центавра (самая близкая к Солнцу звезда в тройной системе) и ближайший одиночный красный карлик, звезда Барнарда, имеют видимую звёздную величину 11,09 и 9,53 соответственно. При этом невооружённым взглядом можно наблюдать звезду со звёздной величиной до 7,72.

Из-за низкой скорости сгорания водорода красные карлики имеют очень большую продолжительность жизни – от десятков миллиардов до десятков триллионов лет (красный карлик с массой в 0,1 массы Солнца будет гореть 10 триллионов лет).

В красных карликах невозможны термоядерные реакции с участием гелия, поэтому они не могут превратиться в красные гиганты. Со временем они постепенно сжимаются и всё больше нагреваются, пока не израсходуют весь запас водородного топлива.

Постепенно, согласно теоретическим представлениям, они превращаются в голубые карлики – гипотетический класс звёзд, пока ни один из красных карликов ещё не успел превратиться в голубого карлика, а затем – в белые карлики с гелиевым ядром.

Коричневый карлик

Коричневый карлик – субзвездные объекты (с массами в диапазоне примерно от 0,01 до 0,08 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.

Минимальная температура звёзд главной последовательности составляет порядка 4000 К, температура коричневых карликов лежит в промежутке от 300 до 3000 К. Коричневые карлики на протяжении своей жизни постоянно остывают, при этом чем крупнее карлик, тем медленнее он остывает.

Субкоричневые карлики

Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики – холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Масса их меньше примерно одной сотой массы Солнца или, соответственно, 12,57 массы Юпитера, нижний предел не определён. Их в большей мере принято считать планетами, хотя к окончательному заключению о том, что считать планетой, а что – субкоричневым карликом научное сообщество пока не пришло.

Черный карлик

Черные карлики – остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.

Двойная звезда

Двойная звезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс.

Иногда встречаются системы из трех и более звезд, в таком общем случае система называется кратной звездой.

В тех случаях, когда такая звездная система не слишком далеко удалена от Земли, в телескоп удается различить отдельные звезды. Если же расстояние значительное, то понять, что перед астрономами двойная звезда удается только по косвенным признакам – колебаниям блеска, вызываемым периодическими затмениями одной звезды другою и некоторым другим.

Новая звезда

Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10 000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызывая вспышку светимости.

Сверхновая звезда

Сверхновая звезда – это звезда, заканчивающая свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.

Нейтронная звезда

Нейтронные звезды (НЗ) – это звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, типичный радиус нейтронной звезды составляет, предположительно, порядка 10—20 километров.

Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц – нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. Плотность таких звезд чрезвычайно высока, она соизмерима, а по некоторым оценкам, может в несколько раз превышать среднюю плотность атомного ядра. Один кубический сантиметр вещества НЗ будет весить сотни миллионов тонн. Сила тяжести на поверхности нейтронной звезды примерно в 100 млрд раз выше, чем на Земле.

В нашей Галактике, по оценкам ученых, могут существовать от 100 млн до 1 млрд нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд.

Пульсары

Пульсары – космические источники электромагнитных излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов).

Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения. Когда Земля попадает в конус, образуемый этим излучением, то можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Некоторые нейтронные звёзды совершают до 600 оборотов в секунду.

Цефеиды

Цефеиды – класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период-светимость, названный в честь звезды Дельта Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда.

Приведенный перечень основных видов (типов) звезд с их краткой характеристикой, разумеется, не исчерпывает всего возможного многообразия звезд во Вселенной.

ЕЩЁ МАТЕРИАЛЫ ПО ТЕМЕ:

1″ :pagination=»pagination» :callback=»loadData» :options=»paginationOptions»>

Источник