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!

Поэтому белые и голубые звезды главной последовательности так и называются - звезды главной последовательности. Длинный термин, но ничего лучшего не придумали.

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.

С гигантами тоже оказалось не все гладко. В отличие от звезд главной последовательности, они наотрез отказались устраиваться на одной ровной и гладкой линии. Сначала для них пришлось нарисовать две последовательности - гиганты и сверхгиганты; но и этого оказалось мало. Сверхгиганты тоже разделились на две группы, так что пришлось вводить для них две подпоследовательности (Ia и Ib), а между сверхгигантами и обыкновенными гигантами втиснулась ветвь "ярких гигантов" (II). А совсем недавно открыли новый класс звезд, которые превышают по размерам и светимостям сверхгиганты. Для того, чтобы врисовать их последовательность (0) в диаграмму Герцшпрунга-Рассела, пришлось "увеличивать" ее сверху - расширять диапазон светимостей.

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.

Белые звезды главной последовательности не называют карликами - они для этого слишком велики. Но тем не менее, как мы знаем, белые карлики существуют. У них есть своя последовательность на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (VII) и совершенно свои, не укладывающиеся в общую классификацию, спектральные классы.

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.

Таблица, которая представляет разновидности звезд с точки зрения размера.
Для простоты в сверхгиганты включены и гипергиганты.

	Карлики	Звезды главной последовательности	Гиганты	Сверхгиганты
Голубые	гипотетические	Регул, Спика	Беллатрикс, Альциона А	Ригель
Белые	Сириус B, Процион B, Звезда Ван Маанена	Сириус, Вега, Альтаир	Тубан, Сигма Октанта	Денеб, Полярная звезда, Канопус
Желтые	Солнце, Альфа Центавра А		Капелла Aa, Капелла Ab	Ро Кассиопеи
Оранжевые	Альфа Центавра B, Эпсилон Эридана, 61 Лебедя		Арктур, Поллукс, Альдебаран	Омикрон 1 Большого Пса, Сигма Большого Пса, Пси 1 Возничего
Красные	Проксима Центавра, Звезда Барнарда и много-много других		Гамма Южного Креста	Бетельгейзе, Антарес, VY Большого Пса

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.

Понятно, что самую большую звезду надо искать среди гипергигантов, но каких? Однозначных зависимостей, связывающих температуру и размер, для гигантов нет, но в общем и целом известно, что звезды разогреваются при сжатии и остывают при расширении. Поэтому, скорее всего, самая большая звезда будет и одной из самых холодных - красным гипергигантом.

Это действительно так. Самая большая известная на сегодня звезда - VY Большого Пса. Этот монстр Вселенной в 2000 раз больше Солнца по диаметру, и посчитайте сами, во сколько раз по объему. По массе она больше Солнца только приблизительно в 20 раз, так что можете себе представить, какая у нее низкая плотность. Светимость у нее благодаря гигантским размерам примерно 300000 солнечных, несмотря на то, что температура поверхности всего 3000 К. Находится она от нас в 5 тысячах световых лет, так что, понятное дело, видна только в телескоп.

Рисунок иллюстрирует, на сколько раз VY Большого Пса больше Солнца.

С обратной стороны... отличников прошу опустить руки, сегодня мы не выходим за пределы главной последовательности, а то потом будет неинтересно. С обратной стороны чемпионку надо искать среди красных карликов, но тут возникают две проблемы. Во-первых, эти красные карлики в большинстве своем похожи друг на друга больше, чем две репродукции одной картины, а во-вторых, эти крохотные тусклые сущности пойди замерь с достаточной точностью! Для примера можно привести один из самых крохотных известных на сегодня красный карликов - Wolf424B (второй компонент системы, обозначенной в каталоге Вольфа как 424, и другого названия у нее нет). Радиус у него 0,14 солнечных, масса - 0.13 солнечных (нижний возможный предел массы для нормальной звезды). Впрочем, первый компонент этой системы, Wolf424A, только чуть-чуть покрупнее своего собрата и тоже входит в число самых маленьких известных звезд.

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.

А нижний предел массы звезды, как уже упоминалось выше - 0.13 солнечных масс. Все, что немного тяжелее этого предела - наши знакомые красные карлики. Если масса звезды меньше 0.13 солнечных масс, гравитация не сможет сжать ее достаточно сильно для того, чтобы ядро разогрелось достаточно для начала термоядерной реакции превращения водорода в гелий. То есть такой объект никогда не сможет выйти на главную последовательность.

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

10

10 место - AH Скорпиона

Десятую строчку самых крупных звезд в нашей Вселенной занимает красный супергигант, находящийся в созвездии Скорпиона. Экваториальный радиус этой звезды равен 1287 - 1535 радиусов нашего Солнца. Расположена примерно в 12 000 световых лет от Земли.

9

9 место - KY Лебедя

Девятое место занимает звезда, находящаяся в созвездии Лебедь на расстоянии примерно 5 тысяч световых лет от Земли. Экваториальный радиус этой звезды равен 1420 солнечных радиусов. Однако его масса превышает массу Солнца всего в 25 раз. Светит KY Лебедя примерно в миллион раз ярче Солнца.

8

8 место - VV Цефея А

VV Цефея - затменная двойная звезда типа Алголя в созвездии Цефей, которая находится на расстоянии около 5000 световых лет от Земли. В Галактике Млечный Путь она вторая самая крупная звезда (после VY Большого пса). Экваториальный радиус этой звезды равен 1050 - 1900 солнечных радиусов.

7

7 место - VY Большого пса

Крупнейшая звезда в нашей Галактике. Радиус звезды лежит в диапазоне 1300 - 1540 радиусов Солнца. Для того, чтобы облететь звезду по кругу, свету потребовалось бы 8 часов. Как показали исследования, звезда является неустойчивой. Астрономы предсказывают, что VY Большого Пса взорвётся как гиперновая в ближайшие 100 тысяч лет. Теоретически, взрыв гиперновой вызовет гамма-всплески, которые могут повредить содержимое локальной части Вселенной, уничтожая любую клеточную жизнь в радиусе нескольких световых лет, однако, гипергигант расположен недостаточно близко к Земле, чтобы представлять угрозу (примерно 4 тысячи световых лет).

6

6 место - VX Стрельца

Гигантская пульсирующая переменная звезда. Её объем, а также температура периодически меняются. По данным астрономов, экваториальный радиус этой звезды равен 1520 радиусов Солнца. Своё имя звезда получила по названию созвездия, в котором она находится. Проявления звезды из-за её пульсации напоминают биоритмы человеческого сердца.

5

5 место - Вэстерланд 1-26

Пятую строчку занимает красный сверхгигант, радиус этой звезды лежит в диапазоне 1520 - 1540 солнечных радиусов. Находится она в 11 500 световых лет от Земли. Если бы Вэстерланд 1-26 находилась в центре Солнечной системы, её фотосфера охватила бы орбиту Юпитера. Например, типичная протяжённость фотосферы по глубине для Солнца составляет 300 км.

4

4 место - WOH G64

WOH G64 - красный сверхгигант, находящийся в созвездии Золотой Рыбы. Расположена в соседней галактике Большое Магелланово Облако. Расстояние до Солнечной системы составляет примерно 163 000 световых лет. Радиус звезды лежит в диапазоне 1540 - 1730 солнечных радиусов. Звезда завершит своё существование и станет сверхновой через несколько тысяч или десятков тысяч лет.

3

3 место - RW Цефея

Бронза достается звезде RW Цефея. Красный супергигант находится на расстоянии 2739 световых лет от нас. Экваториальный радиус этой звезды равен 1636 солнечных радиусов.

2

2 место - NML Лебедя

Вторую строчку крупнейших звезд Вселенной занимает красный гипергигант в созвездии Лебедь. Радиус звезды примерно равен 1650 солнечных радиусов. Расстояние до нее оценивается примерно в 5300 световых лет. В составе звезды астрономы обнаружили такие вещества, как вода, монооксид углерода, сульфид водорода, окись серы.

1

1 место - UY Щита

Самая крупная звезда в нашей Вселенной на данный момент - гипергигант в созвездии Щита. Находится на расстоянии 9500 световых лет от Солнца. Экваториальный радиус звезды равен 1708 радиусов нашего Солнца. Светимость звезды приблизительно в 120 000 раз больше светимости Солнца в видимой части спектра, яркость была бы гораздо выше, если бы не было большого скопления газа и пыли вокруг звезды.

За исключением Луны и всех планет любой кажущийся неподвижным на небе объект является звездой - термоядерным источником энергии, и типы звёзд варьируют от карликов до сверхгигантов.

Наше - звезда, но оно кажется таким ярким и большим из-за близости к нам. Большинство звёзд выглядят светящимися точками даже в мощные телескопы и, тем не менее, нам о них кое-что известно. Так, мы знаем, что они бывают разных размеров и, по крайней мере, половина из них состоит из двух и более звёзд, связанных силой гравитации.

Что такое звезда?

Звёзды - это огромные газовые шары из водорода и гелия со следами других химических элементов. Гравитация притягивает вещество внутрь, а давление раскалённого газа выталкивает его наружу, устанавливая равновесие. Источник энергии звезды находится в её ядре, где ежесекундно миллионы тонн водорода сливаются, образуя гелий. И хотя в недрах Солнца этот процесс идёт непрерывно на протяжении почти 5 млрд. лет, израсходована лишь очень малая часть всех запасов водорода.

Типы звёзд

Звезды главной последовательности. В начале XX в. голландец Эйнар Герцшпрунг и Генри Норрис Ресселл из США построили диаграмму Герцшпрунга - Ресселла (ГР), по осям которой отложена светимость звезды в зависимости от температуры на ее поверхности, что позволяет определить расстояние до звезд.

Большинство звёзд, включая Солнце, попадают в полосу, пересекающую диаграмму ГР по диагонали и именуемую главной последовательностью. Эти звезды часто называются карликами, хотя некоторые из них в 20 раз превосходят по размеру Солнце и светят в 20 тыс. раз ярче.

Красные карлики

В холодном, тусклом конце главной последовательности находятся красные карлики - наиболее распространённый вид звёзд. Будучи размером меньше, чем Солнце, они экономно тратят свои запасы топлива, чтобы продлить время собственного существования на десятки миллиардов лет. Если можно было бы видеть все красные карлики, небо было бы буквально усеяно ими. Однако красные карлики светят так слабо, что мы в состоянии наблюдать лишь ближайшие к нам, такие, как Проксима Центавра.

Белые карлики

Ещё меньшими по размеру, чем красные карлики, являются белые карлики. Обычно их диаметр примерно равен земному, но масса может равняться массе Солнца. Объем вещества белого карлика, равный объёму этой книги, имел бы массу около 10 тыс. тонн! Их положение на диаграмме ГР показывает, что они сильно отличаются от красных карликов. Их ядерный источник истощился.

Красные гиганты

После звёзд главной последовательности наиболее распространёнными являются красные гиганты. Они имеют примерно такую же температуру поверхности, как и красные карлики, но они намного ярче и больше, поэтому расположены над главной последовательностью на диаграмме ГР. Масса этих гигантов обычно примерно равна солнечной, однако, если бы один из них занял место нашего светила, внутренние планеты Солнечной системы оказались бы в его атмосфере.

Сверхгиганты

В верхней части диаграммы ГР располагаются редкие сверхгиганты. Бетельгейзе в плече Ориона имеет в поперечнике почти 1 млрд. км. Другой яркий объект Ориона - Ригель, одна из самых ярких звёзд, которая видна невооружённым глазом. Он почти в десять раз меньше Бетельгейзе и при этом почти в 100 раз превосходит размеры Солнца.

Больше Солнца в 10-100 раз и в 10-1000 раз более яркие. Красные гиганты - звезды, что на поздних стадиях эволюции увеличиваются в 10-100 раз, становятся менее горячими на поверхности и медленно сбрасывают в окружающее пространство свои газовые оболочки. В звездах-гигантах после использования всего водорода, который содержится в них, начинаются реакции синтеза углерода из ядер гелия.

Самые крупные звезды продолжают увеличиваться после превращения у красных гигантов и могут превратиться у сверхгигантов. Сверхгиганты бывают в 500 раз большие от Солнца за диаметром, а их абсолютные звездные величины изменяются от минус 5 к минус 10.

А это видео наглядно продемонстрирует то, о чем было сказано выше. Еще раз убеждаешься в том, насколько многообразна и удивительна наша Вселенная!

Наибольшая из известных звезд - это сверхгигант Ов2№12 в созвездии Лебедя, который в 810 000 раз ярче Солнца. Давление в центре сверхгигантов достаточно для реакций синтеза гелия и образования атомов железа.

Все железо Вселенной образовано в центральных частях сверхгигантов. Сверхгиганты со временем сжимаются, взрываются и становятся сверхновыми.

Среди звезд встречаются гиганты и карлики. Самые большие среди них - красные гиганты, которые, несмотря на свое слабое излучение с квадратного метра поверхности, светят в 50000 раз мощнее Солнца. Самые крупные гиганты в 2400 раз больше Солнца. Внутри у них могла бы разместиться наша Солнечная система вплоть до орбиты Сатурна. Сириус - это одна из белых звезд, он светит в 24 раза мощнее Солнца, он примерно вдвое больше Солнца в диаметре.

Но существует множество звезд карликов. Это в основном красные карлики с диаметром в половину и даже в одну пятую диаметра нашего Солнца. Солнце по своему размеру является средней звездой, таких звезд в нашей галактике миллиарды.

Особое место занимают среди звезд белые карлики. Но о них будет рассказано позже, как о конечной стадии эволюции обычной звезды.

Переменные звезды

Переменные звезды - это звезды, блеск которых изменяется. У одних переменных звезд блеск изменяется периодически, у других наблюдается беспорядочное изменение блеска. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия. В пределах одного созвездия переменным звездам присваивается последовательно одна латинская буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например, S Car, RT Per, V 557 Sgr.

Переменные звезды делятся на три большие класса: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и затменные.

Пульсирующие звезды обладают плавными изменениями блеска. Они обусловлены периодическим изменением радиуса и температуры поверхности. Периоды пульсирующих звезд меняются от долей дня (звезды типа RR Лиры) до десятков (цефеиды) и сотен дней (мириды - звезды типа Мира Кита). Пульсирующих звезд открыто около 14 тысяч.

Второй класс переменных звезд - взрывные, или, как их еще называют, эруптивные звезды. Сюда относятся, во-первых, сверхновые, новые, повторные новые, звезды типа И Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. К эруптивным звездам относятся молодые быстрые переменные звезды, звезды типа ИV Кита и ряд родственных им объектов. Число открытых эруптивных переменных превышает 2000.

Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными звездами, поскольку изменение их видимого блеска вызваны физическими процессами, протекающими на них. При этом изменяется температура, цвет, а иногда и размер звезды.

Рассмотрим подробнее наиболее интересные типы физических переменных звезд. Например, цефеиды. Это весьма распространенный и очень важный тип физических переменных звезд. Им присущи особенности звезды Цефея. Ее блеск непрерывно изменяется. Изменения повторяются через каждые 5 дней и 8 часов. Блеск возрастает быстрее, чем ослабевает после максимума. Цефея - периодическая переменная звезда. Спектральные наблюдения показывают изменения лучевых скоростей и спектрального класса. Меняется также цвет звезды. Значит, в звезде происходят глубокие изменения общего характера, причина которых в пульсации внешних слоев звезды. Цефеиды - нестационарные звезды. Происходит поочередное сжатие и расширение под действием двух противоборствующих сил: силы притяжения к центру звезды и силы газового давления, выталкивающей вещество наружу. Очень важной характеристикой цефеид является период. Для каждой данной звезды он постоянен с большой точностью. Цефеиды - это звезды-гиганты и сверхгиганты с большой светимостью.

Главное, что между светимостью и периодом у цефеид существует зависимость: чем больше период блеска цефеиды, тем больше ее светимость. Таким образом, по известному из наблюдений периоду можно определить светимость или абсолютную звездную величину, а потом и расстояние до цефеиды. Вероятно, многие звезды на протяжении своей жизни некоторое время бывают цефеидами. Поэтому их изучение очень важно для понимания эволюции звезд. К тому же они помогают определить расстояние до других галактик, где они видны благодаря своей большой светимости. Цефеиды также помогают в определении размеров и формы нашей Галактики.

Другой тип правильных переменных - мириды, долгопериодичные переменные звезды, по имени звезды Миры (о Кита). Будучи огромными по своему объему, превышающему объем Солнца в миллионы и десятки миллионов раз, эти красные гиганты спектрального класса М пульсируют очень медленно, с периодами от 80 до 1000 суток. Изменение светимости в визуальных лучах у разных представителей этого типа звезд происходит от 10 до 2500 раз. Однако общая излучаемая энергия меняется лишь в 2-2,5 раза. Радиусы звезд колеблются около средних значений в пределах 5-10%, а кривые блеска похожи на цефеидные.

Как уже было сказано, далеко не у всех физических переменных звезд наблюдаются периодические изменения. Известно множество звезд, которые относятся к полуправильным или неправильным переменным. У таких звезд трудно или вообще невозможно заметить закономерности в изменении блеска.

Рассмотрим теперь третий класс переменных звезд - затменные переменные. Это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу зрения. При движении звезд вокруг общего центра тяжести они поочередно затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска. Вне затмений до наблюдателя доходит свет от обоих компонентов, а во время затмения свет ослабляется затмевающим компонентом. В тесных системах изменения суммарного блеска могут быть вызваны также искажениями формы звезд. Периоды затменных звезд - от нескольких часов до десятков лет.

Существует три основных типа затменных переменных звезд. Первый - это переменные звезды типа Алголя ( Персея). Компоненты этих звезд имеют шаровидную форму, причем размеры звезды-спутника больше, а светимость меньше главной звезды. Оба компонента либо белого цвета, либо главная звезда белого цвета, а звезда-спутник желтого. Пока затмения нет, блеск звезды практически постоянен. При затмении главной звезды блеск резко уменьшается (главный минимум), а при заходе спутника за главную звезду уменьшение блеска незначительно (вторичный минимум) или совсем не наблюдается. Из анализа кривой блеска можно вычислить радиусы и светимости компонентов.

Второй тип затменных переменных звезд - это звезды типа Лиры. Их блеск непрерывно и плавно изменяется в пределах примерно двух звездных величин. Между главными минимумами обязательно наступает менее глубокий вторичный минимум. Периоды переменности - от полусуток до нескольких суток. Компоненты этих звезд - массивные голубовато-белые и белые гиганты спектральных классов В и А. Из-за значительной массы и относительной близости друг к другу оба компонента подвержены сильному приливному воздействию, в результате чего приобрели эллипсоидальную форму. В таких тесных парах атмосферы звезд проникают друг в друга, и происходит непрерывный обмен веществом, часть которого уходит в межзвездное пространство.

Третий тип затменно двойных звезд - звезды, получившие название звезд типа W Большой Медведицы по имени этой звезды, период переменности (и обращения) которой равен всего лишь 8 часам. Трудно представить себе ту колоссальную скорость, с которой обращаются огромные компоненты этой звезды. Спектральные классы этих звезд F и G.

Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд - магнитные звезды. Кроме большого магнитного поля они имеют сильные неоднородности поверхностных характеристик. Такие неоднородности при вращении звезды приводят к изменению блеска.

Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен.

Изучение переменных звезд имеет большое значение. Переменные звезды помогают определить возраст звездных систем, где они находятся, и тип их звездного населения; расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а также до других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двойные звезды являются источником рентгеновского излучения.