ГБОУ СПО КО УОР Выполнил: студент 1 курса Гаевой Богдан

ГБОУ СПО КО УОР
Виды звезд
Реферат по физике
Выполнил: студент 1 курса
Гаевой Богдан
Руководитель: учитаель информатики Фахретдинов Наиль Ринатович
г. Калининград 2015
2
ПЛАН
Виды звезд................................................................................................................ 4
Звёзды главной последовательности .................................................................. 5
Коричневые карлики ............................................................................................ 8
Белые карлики....................................................................................................... 8
Красные гиганты .................................................................................................. 9
Переменные звёзды .............................................................................................. 9
Типа Вольфа — Райе .......................................................................................... 11
Типа T Тельца ..................................................................................................... 11
Новые ................................................................................................................... 12
Сверхновые ......................................................................................................... 13
Гиперновые ......................................................................................................... 13
LBV ...................................................................................................................... 14
ULX ...................................................................................................................... 15
Нейтронные звёзды ............................................................................................ 15
Уникальные звезды ............................................................................................ 15
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ ..................................................................................... 17
3
Виды звезд
Классификации звёзд начали строить сразу после того, как начали получать
их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр
чёрного тела, но с наложенными на него линиями поглощения или
излучения. По составу и силе этих линий звезде присваивался тот или иной
определённый класс. Так поступают и сейчас, однако, нынешнее деление
звёзд гораздо более сложное: дополнительно оно включает абсолютную
звёздную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и
размеров, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы.
В начале XX века, Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная
звёздная величина» — «спектральный класс» различные звёзды, и оказалось,
что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта
диаграмма (ныне носящая название Диаграмма Герцшпрунга-Рассела)
оказалась ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих
внутри звезды.
Теперь, когда есть теория внутреннего строения звезд и теория их эволюции,
стало возможным и объяснение существования классов звезд. Оказалось, что
всё многообразие видов звёзд — это не более чем отражение количественных
характеристик звёзд (такие как масса и химический состав) и эволюционного
этапа, на котором в данный момент находится звезда.
В каталогах и на письме класс звёзд пишется в одно слово, при этом сначала
идет буквенное обозначение основного спектрального класса (если класс
точно не определён, пишется буквенный диапазон, к примеру, O-B), далее
арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс, потом римскими
цифрами идет класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга-
4
Рассела), а затем идет дополнительная информация. К примеру, Солнце
имеет класс G2V.
Звёзды главной последовательности
Наиболее многочисленный класс звёзд составляют звёзды главной
последовательности, к такому типу звёзд принадлежит и наше Солнце. С
эволюционной точки зрения главная последовательность — это то место
диаграммы Герцшпрунга-Рассела, на котором звезда находится большую
часть своей жизни. В это время потери энергии на излучения
компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакций.
Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей
элементов тяжелее гелия (металличностью).
Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработана
в Гарвардской обсерватории в 1890 — 1924 годах.
Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
Класс
Температура,
Истинный
K
цвет
Видимый цвет[2][3]
Основные
признаки [4]
Слабые линии
нейтрального
водорода, гелия,
O
30 000—60 000
голубой
голубой
ионизованного
гелия,
многократно
ионизованных
Si, C, N.
Линии
B
10 000—30 000 бело-голубой
бело-голубой и
поглощения
белый
гелия и
водорода.
5
Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
Класс
Температура,
Истинный
K
цвет
Видимый цвет[2][3]
Основные
признаки [4]
Слабые линии H
и К Ca II.
Сильная
бальмеровская
серия, линии H
и К Ca II
A
7500—10 000
белый
белый
усиливаются к
классу F. Также
ближе к классу
F начинают
появляться
линии металлов
Сильны Линии
H и К Ca II,
линии металлов.
Линии водорода
начинают
ослабевать.
F
6000—7500
жёлто-белый
белый
Появляется
линия Ca I.
Появляется и
усиливается
полоса G,
образованная
линиями Fe, Ca
и Ti.
6
Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
Класс
Температура,
Истинный
K
цвет
Видимый цвет[2][3]
Основные
признаки [4]
Линии H и К Ca
II интенсивны.
Линия Ca I и
многочисленные
линии металлов.
G
5000—6000
жёлтый
жёлтый
Линии водорода
продолжают
слабеть,
Появляются
полосы молекул
CH и CN.
Линии металлов
и полоса G
интенсивны.
Линии водорода
K
3500—5000
оранжевый
желтовато-
почти не
оранжевый
заметны.
Появляются
полосы
поглощения
TiO.
Интенсивны
полосы TiO и
M
2000—3500
красный
оранжево-красный
других молекул.
Полоса G
слабеет. Все ещё
7
Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
Класс
Температура,
Истинный
K
цвет
Видимый цвет[2][3]
Основные
признаки [4]
заметны линии
металлов.
Коричневые карлики
Коричневые карлики — это тип звёзд, в которых ядерные реакции никогда не
могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время
коричневые карлики были гипотетическими объектами. Их существование
предсказали в середине XX в., основываясь на представлениях о процессах,
происходящих во время формирования звезд. Однако в 1995 году впервые
был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто
достаточно много звёзд подобного типа. Их спектральный класс М — T. В
теории выделяется ещё один класс — обозначаемый Y(в 2011 году его
существование подтвердилось открытием нескольких звезд с температурой
300—500 К: WISE J014807.25−720258.8, WISE J041022.71+150248.5, WISE
J140518.40+553421.5, WISE J154151.65−225025.2, WISE
J173835.52+273258.9, WISE J1828+2650 и WISE J205628.90+145953.3).
Белые карлики
Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из
этих событий вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое
перемещение по диаграмме Герцшпрунга — Рассела.
Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает
интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра.
Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы:
ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (мало
массивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции
превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар), если же
масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В
8
двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается
катастрофическими событиями — вспышками сверхновых.
Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают
эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не
уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды
уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше
плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников
энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.
Красные гиганты
Красные гиганты и сверхгиганты — это звёзды с довольно низкой
эффективной температурой (3000 — 5000 К), однако с огромной
светимостью. Типичная абсолютная звёздная величина таких объектов −3m—
0m(I и III класс светимости). Для их спектра характерно присутствие
молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на
инфракрасный диапазон.
Переменные звёзды
Переменная звезда — это звезда, у которой за всю историю наблюдения хоть
один раз менялся блеск. Причин переменности много и связаны они могут
быть не только с внутренними процессами: если звезда двойная и луч зрения
лежит или находится под небольшим углом к полю зрения, то одна звезда,
проходя по диску звезды, будет его затмевать; также блеск может измениться
если свет от звезды пройдет сквозь сильное гравитационное поле. Однако в
большинстве случаев переменность связана с нестабильными внутренними
процессами. В последней версии общего каталога переменных звёзд принято
следующее деление:
1. Эруптивные переменные звёзды — это звёзды, изменяющие свой
блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и
коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие
9
изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра
переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной
средой.
2. Пульсирующие переменные звёзды — это звёзды, показывающие
периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв.
Пульсации могут быть радиальными и не радиальными. Радиальные
пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как не
радиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от
сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных
фазах.
3. Вращающиеся переменные звёзды — это звёзды, у которых
распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют
неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд
наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости
поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных
или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями,
чьи оси не совпадают с осью вращения звезды.
4. Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные
звёзды. Переменности этих звёзд вызвана взрывами, причиной
которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях
(новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
5. Затменно-двойные системы
6. Оптические переменные двойные системы с жёстким
рентгеновским излучением
7. Новые типы переменных — типы переменности, открытые в
процессе издания каталога и поэтому не попавшие в
уже изданные классы.
10
Типа Вольфа — Райе
Звёзды Вольфа — Райе — класс звёзд, для которых характерны очень
высокая температура и светимость; звёзды Вольфа — Райе отличаются от
других горячих звёзд наличием в спектре широких полос
излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в
разных степенях ионизации (NIII — NV, CIII — CIV, OIII — OV). Ширина
этих полос может достигать 100 Å, а излучение в них может в 10-20 раз
превышать излучение в континууме. Звёзды такого типа имеют свой класс —
W[6]. Однако подклассы строятся совсем не как у звёзд главной
последовательности:
1. WN — подкласс Вольфа-Райе звезд в спектрах которых есть линии
NIII — V и HeI-II.
2. WO — в их спектрах сильны линии кислорода. Особенно ярки линии
OVI λ3811 — 3834
3. WC — звёзды, богатые углеродом.
Окончательной ясности происхождения звезд типа Вольфа — Райе не
достигнуто. Однако можно утверждать, что в нашей Галактике это гелиевые
остатки массивных звезд, сбросившие значительную часть массы на каком-то
этапе своей эволюции[7].
Типа T Тельца
Звезда типа T Тельца с околозвёздным диском
11
Звёзды типа T Тельца (T Tauri, T Tauri stars, TTS) — класс переменных
звёзд, названный по имени своего прототипа Т Тельца. Обычно их можно
обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их
переменности (весьма нерегулярной) в оптическом диапазоне
и хромосферной активности.
Они принадлежат к звёздам спектральных классов F, G, K, M и имеют массу
меньше двух солнечных. Период вращения от 1 до 12 дней. Температура их
поверхности такая же, как и у звёзд главной последовательности той же
массы, но они имеют несколько большую светимость, потому что их радиус
больше. Основным источником их энергии является гравитационное
сжатие[8].
В спектре звёзд типа T Тельца присутствует литий, который отсутствует в
спектрах Солнца и других звёзд главной последовательности, так как он
разрушается при температуре выше 2,500,000 K[9].
Новые
Новая звезда — тип катаклизмических переменных. Блеск у них меняется не
так резко, как у сверхновых (хотя амплитуда может составлять 9m): за
несколько дней до максимума звезда лишь на 2m слабее. Количество таких
дней определяет, к какому классу новых относится звезда:
1. Очень быстрые, если это время (обозначаемое как t2) меньше 10 дней.
2. Быстрые — 11<t2<25 дней
3. Очень медленные: 151<t2<250 дней
4. Предельно медленные, находящие вблизи максимума годами.
Существует зависимость максимума блеска новой от t2. Иногда эту
зависимость используют для определения расстояния до звезды. Максимум
вспышки в разных диапазонах ведет себя по-разному: когда в видимом
диапазоне уже наблюдается спад излучения, в ультрафиолете все ещё
12
продолжается рост. Если наблюдается вспышка и в инфракрасном диапазоне,
то максимум будет достигнут только после того, как блеск в ультрафиолете
пойдет на спад. Таким образом болометрическая светимость во время
вспышки довольно долго остается неизменной.
В нашей Галактике можно выделить две группы новых: новые диска (в
среднем они ярче и быстрее), и новые балджа, которые немного медленнее и,
соответственно, немного слабее.
Сверхновые
Сверхно́вые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в
катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были
названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так
называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически
новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в
нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были
на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект
появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре
вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если
нет — то I типа
Гиперновые
Гиперновая — коллапс исключительно тяжёлой звезды после того, как в ней
больше не осталось источников для поддержания термоядерных реакций;
другими словами, это очень большая сверхновая.
С начала 1990-х годов были замечены столь мощные взрывы звёзд, что сила
взрыва превышала мощность взрыва обычной сверхновой примерно в 100
раз, а энергия взрыва превышала 1046 джоулей. К тому же, многие из этих
взрывов сопровождались очень сильными гамма-всплесками. Интенсивное
исследование неба нашло несколько аргументов в пользу существования
гиперновых звезд, но пока что они являются гипотетическими объектами.
13
Сегодня термин используется для описания взрывов звёзд с массой более 100
масс Солнца. Гиперновые, теоретически, могли бы создать серьёзную угрозу
Земле вследствие сильной радиоактивной вспышки, но в настоящее время
вблизи Земли нет звёзд, которые могли бы представлять такую опасность. По
некоторым данным, 440 миллионов лет назад имел место взрыв гиперновой
звезды вблизи Земли. Вероятно, короткоживущий изотоп никеля 56Ni попал
на Землю в результате этого взрыва.
LBV
Яркие голубые переменные (ЯГП), также известные как переменные типа S
Золотой Рыбы (SDOR), — это очень яркие голубые пульсирующие
гипергиганты, названные по звезде S Золотой Рыбы (S Dor) в БМО. Они
показывают неправильные (иногда циклические) изменения блеска с
амплитудой от 1m до 7m. Обычно, самые яркие голубые звёзды галактик, в
которых они наблюдаются. Как правило, связаны с диффузными
туманностями и окружены расширяющимися оболочками. Встречаются
исключительно редко.
Яркие голубые переменные могут сиять в миллион раз сильнее, чем Солнце и
их масса может быть 150 солнечных, подходя к теоретическому пределу на
массу звезды, что делает их самыми яркими, горячими и мощными звёздами
во Вселенной. Звёзды этого типа всегда находятся в состоянии
неустойчивого гидростатического равновесия, поскольку с их поверхности
постоянно истекает мощнейший звёздный ветер, который всё время снижает
их массу. По этой причине они всегда окружены туманностями (см. Эта
Киля, которая является наиболее близкой и наиболее изученной ЯГП). Из-за
их огромной массы время жизни таких звёзд очень мало: всего несколько
миллионов лет.
Современные теории считают, что ЯГП — это только стадия эволюции очень
массивных звёзд, которая позволяет им сбросить часть массы. Они могут
эволюционировать в звезду Вольфа — Райе, перед тем как взорваться как
14
сверхновая, или даже как гиперновая, если они не потеряют достаточно
массы.
ULX
Ультраяркие рентгеновские источники (ULXs) — небесное тело с
сильным излучением в рентгеновском диапазоне (1039 — 1042 эрг с−1 в
диапазоне 0,5 −100 кэВ), квазипериодическим на масштабе порядка 20 с,
шкала переменности от нескольких секунд до нескольких лет. Если
предположить, что излучение изотропно, то для согласования
с эдингтоновской светимостью, необходимо, чтобы масса гравитирующего
тела была 10000Mʘ. О природе явления ведутся споры. Большинство моделей
полагает, что в качестве источника излучения служит черная дыра, а вот о
механизме высвечивания энергии единого мнения нет.
Нейтронные звёзды
На поздних стадиях эволюции у звёзд с массой 8-10 Mʘ давление
вырождённых электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно
продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в
нейтроны. Масса таких звезд начинается от предела Чандрасекара (1.44 Mʘ)
и до предела Оппенгеймера — Волкова при диаметре порядка 10 км.
Ещё одной особенностью нейтронных звезд является сильное магнитное
поле. Благодаря ему и быстрому вращению, приобретённому звездой из-за
несферического коллапса или как результат сохранения вращательного
момента при сильном сжатии, на небе наблюдаются радио- и рентгеновские
пульсары.
Уникальные звезды
SS 433 (известный также как V 1343 Орла и 1908+05), или объект
Стефенсона-Сандьюлика — двойная затменная звёздная система 14й звёздной величины, включающая в себя два компонента. Один из них
представляет собой массивную звезду высокой температуры (около 30
15
тыс. кельвинов) и светимости, а другой — компактную звезду (нейтронную
звезду или чёрную дыру). С главной звезды на спутник непрерывно
перетекает струя газа, так как гигант не может сохранить свою целостность в
поле тяготения своего очень компактного соседа. Вокруг компактной звезды
формируется аккреционный диск из перетекающего на неё вещества,
который затмевает главную звезду раз в 13 суток. Спутник окружён облаком
плазмы, имеющим очень высокую температуру и светимость. Эти процессы
порождают мощное рентгеновское излучение.
Других звёздных систем, подобных SS 433, астрономами в нашей Галактике
пока не найдено.
16
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
Интернет источники
1. https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%
B4%D0%B0#.D0.92.D0.B8.D0.B4.D1.8B_.D0.B7.D0.B2.D0.B5.D0.B7.D0
.B4
17