Sa izuzetkom Mjeseca i svih planeta, svaki naizgled stacionarni objekt na nebu je zvijezda - termonuklearni izvor energije, a tipovi zvijezda se kreću od patuljaka do supergiganata.

Naša je zvijezda, ali izgleda tako sjajna i velika jer nam je tako blizu. Većina zvijezda izgleda kao svjetleće tačke čak i u moćnim teleskopima i, ipak, znamo nešto o njima. Dakle, znamo da dolaze u različitim veličinama i da se barem polovina sastoji od dvije ili više zvijezda povezanih gravitacijom.

Šta je zvijezda?

Zvezdice- To su ogromne gasne kugle vodonika i helijuma sa tragovima drugih hemijskih elemenata. Gravitacija uvlači supstancu unutra, a pritisak vrućeg gasa je istiskuje, uspostavljajući ravnotežu. Izvor energije zvezde leži u njenom jezgru, gde se milioni tona vodonika spajaju svake sekunde i formiraju helijum. I iako se ovaj proces kontinuirano odvija u dubinama Sunca skoro 5 milijardi godina, potrošen je samo vrlo mali dio svih rezervi vodonika.

Vrste zvijezda

Zvijezde glavne sekvence. Početkom 20. vijeka. Holanđanin Einar Hertzsprung i Henry Norris Russell iz SAD-a konstruisali su Hertzsprung-Russell (HR) dijagram, duž čije osi je ucrtan sjaj zvijezde u zavisnosti od temperature na njenoj površini, što omogućava određivanje udaljenosti do zvijezde.

Većina zvijezda, uključujući Sunce, spadaju u pojas koji dijagonalno seče preko dijagrama HR, koji se naziva glavni niz. Ove zvijezde se često nazivaju patuljcima, iako su neke od njih 20 puta veće od Sunca i sijaju 20 hiljada puta jače.

Crveni patuljci


Na hladnom, tamnom kraju glavne sekvence nalaze se crveni patuljci, najčešći tip zvijezda. Budući da su manji od Sunca, oni štedljivo koriste svoje rezerve goriva kako bi produžili svoje postojanje za desetine milijardi godina. Kada bi se svi crveni patuljci mogli vidjeti, nebo bi bilo bukvalno posuto njima. Međutim, crveni patuljci sijaju tako slabo da možemo posmatrati samo one najbliže, kao što je Proxima Centauri.

Bijeli patuljci

Bijeli patuljci su čak i manji od crvenih patuljaka. Obično je njihov prečnik približno jednak Zemljinom, ali njihova masa može biti jednaka Sunčevoj. Zapremina materije belog patuljaka jednaka zapremini ove knjige imala bi masu od oko 10 hiljada tona! Njihov položaj na HR dijagramu pokazuje da se jako razlikuju od crvenih patuljaka. Njihov nuklearni izvor je iscrpljen.

Crveni giganti

Nakon zvijezda glavne sekvence, najčešći su crveni divovi. Imaju približno istu površinsku temperaturu kao i crveni patuljci, ali su mnogo svjetliji i veći, pa se nalaze iznad glavne sekvence na HR dijagramu. Masa ovih divova obično je približno jednaka Suncu, međutim, ako bi jedan od njih zauzeo mjesto naše zvijezde, unutrašnje planete Sunčevog sistema bi završile u njegovoj atmosferi.

Supergiganti

Na vrhu GR dijagrama su rijetki supergiganti. Betelgeuze, u Orionovom ramenu, ima skoro milijardu kilometara u prečniku. Još jedan svijetli objekat u Orionu je Rigel, jedna od najsjajnijih zvijezda vidljivih golim okom. Gotovo je deset puta manji od Betelgeuzea, a u isto vrijeme skoro 100 puta veći od veličine Sunca.

Ako pažljivo pogledate noćno nebo, lako je primijetiti da se zvijezde koje nas gledaju razlikuju po boji. Plavkaste, bijele, crvene, ravnomjerno sijaju ili trepere poput vijenca za jelku. Kroz teleskop, razlike u boji postaju očiglednije. Razlog koji je doveo do takve raznolikosti leži u temperaturi fotosfere. I, suprotno logičnoj pretpostavci, najtoplije zvijezde nisu crvene, već plave, plavo-bijele i bijele zvijezde. Ali prvo stvari.

Spektralna klasifikacija

Zvijezde su ogromne, vruće kugle plina. Kako ih vidimo sa Zemlje zavisi od mnogih parametara. Na primjer, zvijezde zapravo ne svjetlucaju. To je vrlo lako provjeriti: samo zapamtite Sunce. Efekat treperenja nastaje zbog činjenice da svjetlost koja dolazi iz kosmičkih tijela do nas pobjeđuje međuzvjezdani medij pun prašine i plina. Druga stvar je boja. To je posljedica zagrijavanja školjki (posebno fotosfere) na određene temperature. Stvarna boja se može razlikovati od prividne boje, ali je razlika obično mala.

Danas se Harvardska spektralna klasifikacija zvijezda koristi u cijelom svijetu. Zasnovan je na temperaturi i baziran je na vrsti i relativnom intenzitetu linija spektra. Svaka klasa odgovara zvijezdama određene boje. Klasifikacija je razvijena na Harvardskoj opservatoriji 1890-1924.

Jedan obrijani Englez je žvakao datule kao šargarepe

Postoji sedam glavnih spektralnih klasa: O—B—A—F—G—K—M. Ova sekvenca odražava postepeno smanjenje temperature (od O do M). Da biste to zapamtili, postoje posebne mnemoničke formule. Na ruskom, jedan od njih zvuči ovako: "Jedan obrijani Englez je žvakao datule kao šargarepu." Ovim klasama se dodaju još dvije klase. Slova C i S označavaju hladne svjetiljke sa trakama metalnih oksida u spektru. Pogledajmo pobliže zvjezdane klase:

  • Klasu O karakteriše najviša površinska temperatura (od 30 do 60 hiljada Kelvina). Zvijezde ove vrste premašuju Sunce za 60 puta po masi i 15 puta u polumjeru. Njihova vidljiva boja je plava. Što se tiče sjaja, oni su više od milion puta veći od naše zvijezde. Plava zvijezda HD93129A, koja pripada ovoj klasi, odlikuje se jednim od najvećih sjaja među poznatim kosmičkim tijelima. Prema ovom pokazatelju, 5 miliona puta je ispred Sunca. Plava zvijezda se nalazi na udaljenosti od 7,5 hiljada svjetlosnih godina od nas.
  • Klasa B ima temperaturu od 10-30 hiljada Kelvina, masu 18 puta veću od Sunčeve. To su plavo-bijele i bijele zvijezde. Njihov radijus je 7 puta veći od Sunčevog.
  • Klasu A karakteriše temperatura od 7,5-10 hiljada Kelvina, poluprečnik i masa koji su 2,1 odnosno 3,1 puta veći od onih na Suncu. Ovo su bele zvezde.
  • Klasa F: temperatura 6000-7500 K. Masa je 1,7 puta veća od sunca, poluprečnik je 1,3. Sa Zemlje takve zvijezde također izgledaju bijele, njihova prava boja je žućkasto-bijela.
  • Klasa G: temperatura 5-6 hiljada Kelvina. Sunce pripada ovoj klasi. Vidljiva i prava boja takvih zvijezda je žuta.
  • Klasa K: temperatura 3500-5000 K. Radijus i masa su manji od solarnih, 0,9 i 0,8 od odgovarajućih parametara svetiljke. Boja ovih zvijezda vidljivih sa Zemlje je žućkasto-narandžasta.
  • Klasa M: temperatura 2-3,5 hiljada Kelvina. Masa i poluprečnik su 0,3 i 0,4 od sličnih parametara Sunca. Sa površine naše planete izgledaju crveno-narandžasto. Beta Andromedae i Alpha Chanterelles pripadaju klasi M. Jarko crvena zvijezda poznata mnogima je Betelgeuse (alfa Orionis). Najbolje ga je tražiti na nebu zimi. Crvena zvijezda se nalazi iznad i malo lijevo

Svaka klasa je podijeljena na podklase od 0 do 9, odnosno od najtoplijih do najhladnijih. Brojevi zvijezda ukazuju na pripadnost određenom spektralnom tipu i stepen zagrijavanja fotosfere u poređenju sa drugim zvijezdama u grupi. Na primjer, Sunce pripada klasi G2.

Vizuelni belci

Stoga, klase zvijezda B do F mogu izgledati bijele sa Zemlje. I samo objekti koji pripadaju A-tipu zapravo imaju ovu boju. Tako će zvijezde Saif (sazviježđe Orion) i Algol (beta Persei) izgledati bijele za posmatrača koji nije naoružan teleskopom. Pripadaju spektralnoj klasi B. Njihova prava boja je plavo-bela. Takođe, Mitrak i Procion, najsjajnije zvezde u nebeskim obrascima Perseja i Malog psa, izgledaju bele. Međutim, njihova prava boja je bliža žutoj (ocena F).

Zašto su zvijezde bijele za posmatrača na Zemlji? Boja je izobličena zbog ogromne udaljenosti koja dijeli našu planetu od takvih objekata, kao i voluminoznih oblaka prašine i plina koji se često nalaze u svemiru.

Klasa A

Bijele zvijezde ne karakteriziraju tako visoke temperature kao predstavnici klase O i B. Njihova fotosfera se zagrijava do 7,5-10 hiljada Kelvina. Zvijezde spektralne klase A su mnogo veće od Sunca. Njihova svjetlost je također veća - oko 80 puta.

Spektri A zvijezda pokazuju jake vodonikove linije Balmerove serije. Linije ostalih elemenata su primjetno slabije, ali postaju značajnije kako prelazimo iz podklase A0 u A9. Divovi i supergiganti koji pripadaju spektralnoj klasi A odlikuju se nešto manje izraženim vodoničnim linijama od zvijezda glavnog niza. U slučaju ovih svetiljki, linije teških metala postaju uočljivije.

Mnoge neobične zvijezde pripadaju spektralnoj klasi A. Ovaj termin se odnosi na svetiljke koje imaju uočljive karakteristike u svom spektru i fizičkim parametrima, što otežava njihovu klasifikaciju. Na primjer, prilično rijetke zvijezde kao što je Lambda Boötes karakterizira nedostatak teških metala i vrlo spora rotacija. Neobična svjetiljka također uključuju bijele patuljke.

Klasa A uključuje takve svijetle objekte noćnog neba kao što su Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor i drugi. Hajde da ih bolje upoznamo.

Alpha Canis Majoris

Sirijus je najsjajnija, ali ne i najbliža zvezda na nebu. Udaljenost do njega je 8,6 svjetlosnih godina. Posmatraču na Zemlji izgleda tako sjajno jer ima impresivnu veličinu, a ipak nije tako daleko kao mnogi drugi veliki i svijetli objekti. Najbliža zvijezda Suncu je Sirijus, koji je na petom mjestu na ovoj listi.

Odnosi se i predstavlja sistem od dvije komponente. Sirijus A i Sirijus B razdvojeni su razdaljinom od 20 astronomskih jedinica i rotiraju se u periodu od nešto manje od 50 godina. Prva komponenta sistema, zvezda glavnog niza, pripada spektralnoj klasi A1. Njegova masa je dvostruko veća od Sunčeve, a poluprečnik 1,7 puta. To je ono što se može posmatrati golim okom sa Zemlje.

Druga komponenta sistema je bijeli patuljak. Zvijezda Sirius B je po masi gotovo jednaka našoj zvijezdi, što nije tipično za takve objekte. Tipično, bijele patuljke karakterizira masa od 0,6-0,7 solarnih. Istovremeno, dimenzije Sirijusa B su bliske onima na Zemlji. Vjeruje se da je faza bijelog patuljka započela za ovu zvijezdu prije otprilike 120 miliona godina. Kada se Sirijus B nalazio na glavnoj sekvenci, to je vjerovatno bila zvijezda s masom od 5 solarnih masa i pripadala je spektralnoj klasi B.

Sirijus A će, prema naučnicima, preći u sledeću fazu evolucije za oko 660 miliona godina. Tada će se pretvoriti u crvenog diva, a nešto kasnije - u bijelog patuljka, poput njegovog pratioca.

Alpha Eagle

Poput Sirijusa, mnoge od bijelih zvijezda, čija su imena navedena u nastavku, dobro su poznate ne samo ljudima zainteresiranim za astronomiju zbog svog sjaja i čestog spominjanja na stranicama naučnofantastične literature. Altair je jedno od ovih svjetiljki. Alpha Eagle se nalazi, na primjer, u Stephenu Kingu. Ova zvijezda je jasno vidljiva na noćnom nebu zbog svog sjaja i relativno bliske lokacije. Udaljenost između Sunca i Altaira je 16,8 svjetlosnih godina. Od zvijezda spektralne klase A, jedino nam je Sirijus bliži.

Altair je 1,8 puta masivniji od Sunca. Njegova karakteristična karakteristika je vrlo brza rotacija. Zvijezda obavi jedan okret oko svoje ose za manje od devet sati. Brzina rotacije u blizini ekvatora je 286 km/s. Kao rezultat toga, "spretni" Altair će biti spljošten sa stupova. Osim toga, zbog eliptičnog oblika, temperatura i sjaj zvijezde opadaju od polova prema ekvatoru. Ovaj efekat se naziva "gravitaciono zamračenje".

Još jedna karakteristika Altaira je da se njegov sjaj vremenom mijenja. Pripada varijablama tipa Scuti delta.

Alpha Lyrae

Vega je najistraženija zvijezda nakon Sunca. Alpha Lyrae je prva zvijezda kojoj je određen spektar. Postala je druga svjetiljka nakon Sunca, snimljena na fotografiji. Vega je bila i jedna od prvih zvijezda do koje su naučnici izmjerili udaljenost koristeći Parlax metod. Tokom dugog perioda, sjaj zvezde je uzet kao 0 kada se određuju veličine drugih objekata.

Alpha Lyrae je dobro poznata i astronomima amaterima i običnim posmatračima. Peta je najsjajnija među zvezdama i uključena je u asterizam letnjeg trougla zajedno sa Altairom i Denebom.

Udaljenost od Sunca do Vege je 25,3 svjetlosne godine. Njegov ekvatorijalni polumjer i masa su 2,78 odnosno 2,3 puta veći od sličnih parametara naše zvijezde. Oblik zvijezde je daleko od savršene sfere. Prečnik na ekvatoru je primetno veći nego na polovima. Razlog je ogromna brzina rotacije. Na ekvatoru dostiže 274 km/s (za Sunce je ovaj parametar nešto više od dva kilometra u sekundi).

Jedna od karakteristika Vega je disk za prašinu koji ga okružuje. Vjeruje se da je nastao kao rezultat velikog broja sudara kometa i meteorita. Disk prašine rotira oko zvijezde i zagrijava se njenim zračenjem. Kao rezultat, povećava se intenzitet Vega infracrvenog zračenja. Ne tako davno otkrivene su asimetrije na disku. Vjerovatno objašnjenje je da zvijezda ima barem jednu planetu.

Alpha Gemini

Drugi najsjajniji objekat u sazvežđu Blizanaca je Kastor. On, kao i prethodne svjetiljke, pripada spektralnoj klasi A. Kastor je jedna od najsjajnijih zvijezda na noćnom nebu. Na odgovarajućoj listi nalazi se na 23. mjestu.

Castor je višestruki sistem koji se sastoji od šest komponenti. Dva glavna elementa (Castor A i Castor B) rotiraju oko zajedničkog centra mase u periodu od 350 godina. Svaka od dvije zvijezde je spektralna binarna. Komponente Castor A i Castor B su manje svijetle i vjerovatno pripadaju spektralnoj klasi M.

Castor S nije bio odmah povezan sa sistemom. U početku je označen kao nezavisna zvijezda YY Gemini. U procesu proučavanja ovog područja neba, postalo je poznato da je ova svjetiljka fizički povezana sa Castorovim sistemom. Zvezda rotira oko centra mase zajedničkog za sve komponente sa periodom od nekoliko desetina hiljada godina i takođe je spektralna binarna.

Beta Aurigae

Nebeski uzorak Aurige uključuje otprilike 150 "tačaka", od kojih su mnoge bijele zvijezde. Imena svjetiljki malo će reći osobi koja je daleko od astronomije, ali to ne umanjuje njihov značaj za nauku. Najsjajniji objekat u nebeskom uzorku, koji pripada spektralnoj klasi A, je Mencalinan ili beta Aurigae. Ime zvijezde u prijevodu s arapskog znači "rame vlasnika uzde".

Mencalinan je trostruki sistem. Njegove dvije komponente su subgiganti spektralne klase A. Svijetlost svake od njih je veća od Sunčeve za 48 puta. Razdvojeni su razmakom od 0,08 astronomskih jedinica. Treća komponenta je crveni patuljak, 330 AJ udaljen od para. e.

Epsilon Ursa Major

Najsjajnija "tačka" u možda najpoznatijoj konstelaciji sjevernog neba (Veliki medvjed) je Alioth, također klasifikovana u klasu A. Prividna magnituda - 1,76. Zvijezda zauzima 33. mjesto na listi najsjajnijih svjetiljki. Alioth je uključen u asterizam Velikog medvjeda i nalazi se bliže posudi od ostalih svjetiljki.

Aliotov spektar karakterišu neobične linije koje fluktuiraju u periodu od 5,1 dan. Pretpostavlja se da su karakteristike povezane sa uticajem magnetnog polja zvezde. Spektralne fluktuacije, prema najnovijim podacima, mogu nastati zbog neposredne blizine kosmičkog tijela čija je masa gotovo 15 puta veća od mase Jupitera. Da li je to tako, još uvijek je misterija. Astronomi ga pokušavaju razumjeti, kao i druge misterije zvijezda, svaki dan.

Bijeli patuljci

Priča o bijelim zvijezdama bit će nepotpuna bez spominjanja one faze evolucije svjetiljki, koja se označava kao „bijeli patuljak“. Takvi su objekti dobili ime zbog činjenice da su prvi otkriveni pripadali spektralnoj klasi A. To su bili Sirius B i 40 Eridani B. Danas se bijeli patuljci nazivaju jednom od opcija za završnu fazu života zvijezde.

Zaustavimo se detaljnije na životnom ciklusu svjetiljki.

Zvezdana evolucija

Zvijezde se ne rađaju preko noći: svaka od njih prolazi kroz nekoliko faza. Prvo, oblak gasa i prašine počinje da se skuplja pod sopstvenim uticajem, polako poprima oblik lopte, dok gravitaciona energija prelazi u toplotu - temperatura objekta raste. U trenutku kada dostigne vrijednost od 20 miliona Kelvina, počinje reakcija nuklearne fuzije. Ova faza se smatra početkom života punopravne zvijezde.

Svetiljke provode većinu vremena na glavnoj sekvenci. Reakcije vodonikovog ciklusa se neprestano odvijaju u njihovim dubinama. Temperatura zvijezda može varirati. Kada sav vodonik u jezgru ponestane, počinje nova faza evolucije. Sada helijum postaje gorivo. U isto vrijeme, zvijezda počinje da se širi. Njegov sjaj se povećava, a temperatura površine, naprotiv, opada. Zvezda napušta glavnu sekvencu i postaje crveni div.

Masa helij jezgre se postepeno povećava i počinje se sabijati pod vlastitom težinom. Faza crvenog diva završava se mnogo brže od prethodne. Put kojim će ići dalja evolucija zavisi od početne mase objekta. Zvijezde male mase u fazi crvenog džina počinju da se naduvavaju. Kao rezultat ovog procesa, objekt odbacuje svoje ljuske. Formira se i golo jezgro zvezde. U takvom jezgru sve reakcije fuzije su završene. Zove se helijum bijeli patuljak. Masivniji crveni divovi (u određenoj mjeri) evoluiraju u bijele patuljke na bazi ugljika. Njihova jezgra sadrže elemente teže od helijuma.

Karakteristike

Bijeli patuljci su tijela koja su obično vrlo bliska po masi Suncu. Štaviše, njihova veličina odgovara zemljinoj. Kolosalna gustina ovih kosmičkih tela i procesi koji se dešavaju u njihovim dubinama su neobjašnjivi sa stanovišta klasične fizike. Kvantna mehanika pomogla je da se otkriju tajne zvijezda.

Materija bijelih patuljaka je elektron-nuklearna plazma. Gotovo ga je nemoguće konstruirati čak ni u laboratoriju. Stoga mnoge karakteristike takvih objekata ostaju nejasne.

Čak i ako cijelu noć proučavate zvijezde, nećete moći otkriti barem jednog bijelog patuljka bez posebne opreme. Njihova svjetlost je znatno manja od sunčeve. Prema naučnicima, bijeli patuljci čine otprilike 3 do 10% svih objekata u Galaksiji. Međutim, do danas su pronađeni samo oni od njih koji se nalaze na udaljenosti od 200-300 parseka od Zemlje.

Bijeli patuljci nastavljaju da evoluiraju. Odmah nakon formiranja imaju visoku površinsku temperaturu, ali se brzo hlade. Nekoliko desetina milijardi godina nakon formiranja, prema teoriji, bijeli patuljak se pretvara u crnog patuljka - tijelo koje ne emituje vidljivu svjetlost.

Za posmatrača, bijela, crvena ili plava zvijezda se prvenstveno razlikuje po boji. Astronom gleda dublje. Boja odmah govori mnogo o temperaturi, veličini i masi objekta. Plava ili svijetloplava zvijezda je ogromna vruća lopta, u svim aspektima daleko ispred Sunca. Bijela svjetiljka, čiji su primjeri opisani u članku, nešto su manja. Brojevi zvijezda u raznim katalozima također govore profesionalcima mnogo, ali ne sve. Velika količina informacija o životu udaljenih svemirskih objekata ili još nije objašnjena ili ostaje neotkrivena.

Relativno svijetle i masivne svjetiljke prilično je lako vidjeti golim okom, ali u Galaksiji ima mnogo više patuljastih zvijezda, koje su vidljive samo kroz moćne teleskope, čak i ako se nalaze blizu Sunčevog sistema. Među njima ima i skromnih dugovječnih crvenih patuljaka, kao i smeđih patuljaka koji nisu dostigli puni zvjezdani status i penzionisanih bijelih patuljaka, koji se postepeno pretvaraju u crne. Fotografija iznad SPL/EAST NEWS

Sudbina zvijezde u potpunosti zavisi od njene veličine, tačnije od njene mase. Da bismo bolje zamislili masu zvijezde, možemo dati sljedeći primjer. Ako stavite 333 hiljade zemaljskih globusa na jednu vagu, a Sunce na drugu, one će se uravnotežiti. U svetu zvezda naše Sunce je prosečno. 100 puta je manje masivno od najvećih zvijezda i 20 puta veće od najlakše. Čini se da je raspon mali: otprilike isti kao od kita (15 tona) do mačke (4 kilograma). Ali zvijezde nisu sisari; njihova fizička svojstva mnogo jače zavise od mase. Samo uporedite temperaturu: za kita i mačku ona je skoro ista, ali za zvijezde se razlikuje desetostruko: od 2000 Kelvina za patuljke do 50 000 za masivne zvijezde. Još jače - snaga njihovog zračenja se razlikuje milijarde puta. Zato lako uočavamo udaljene džinovske zvezde na nebu, ali patuljke ne vidimo čak ni u blizini Sunca.

Ali kada su obavljeni pažljivi proračuni, pokazalo se da je rasprostranjenost divova i patuljaka u Galaksiji vrlo slična situaciji s kitovima i mačkama na Zemlji. U biosferi postoji pravilo: što je organizam manji, više njegovih jedinki ima u prirodi. Ispostavilo se da to vrijedi i za zvijezde, ali analogiju nije tako lako objasniti. U živoj prirodi postoje lanci ishrane: veliki jedu male. Da je u šumi više lisica nego zečeva, šta bi ove lisice jele? Međutim, zvijezde uglavnom ne jedu jedna drugu. Zašto onda ima manje zvijezda divova nego patuljaka? Astronomi već znaju pola odgovora na ovo pitanje.

Činjenica je da je život masivne zvijezde hiljadama puta kraći od života patuljaste zvijezde. Da bi svoje telo sačuvale od gravitacionog kolapsa, teške zvezde moraju da se zagreju do visoke temperature - stotine miliona stepeni u centru. U njima se vrlo intenzivno odvijaju termonuklearne reakcije, što dovodi do kolosalne snage zračenja i brzog sagorijevanja "goriva". Masivna zvijezda potroši svu svoju energiju za nekoliko miliona godina, dok štedljivi patuljci, polako tinjajući, protežu svoju termonuklearnu starost na desetine ili više milijardi godina. Dakle, bez obzira kada je patuljak rođen, on je i dalje živ, jer je starost Galaksije samo oko 13 milijardi godina. Ali ogromne zvijezde koje su rođene prije više od 10 miliona godina odavno su umrle.

Međutim, ovo je samo polovina odgovora na pitanje zašto su divovi tako rijetki u svemiru. A druga polovina je da se masivne zvijezde rađaju mnogo rjeđe od patuljastih. Na svakih sto novorođenih zvijezda poput našeg Sunca, pojavljuje se samo jedna zvijezda čija je masa 10 puta veća od Sunčeve. Astrofizičari još nisu otkrili razlog za ovaj "ekološki obrazac".

Degenerisane zvezde

Obično, tokom formiranja zvijezde, njena gravitacijska kompresija se nastavlja sve dok gustoća i temperatura u centru ne dostignu vrijednosti koje su potrebne za pokretanje termonuklearnih reakcija, a zatim, uslijed oslobađanja nuklearne energije, pritisak plina balansira sopstvenu gravitacionu privlačnost. Masivne zvijezde imaju višu temperaturu i reakcije počinju pri relativno niskoj gustoći materije, ali što je masa manja, to se ispostavlja da je veća "gustina paljenja". Na primjer, u središtu Sunca plazma je komprimirana na 150 grama po kubnom centimetru. Međutim, pri stotinama puta većoj gustoći, materija počinje odolijevati pritisku bez obzira na povećanje temperature, i kao rezultat toga, kompresija zvijezde prestaje prije nego što izlaz energije u termonuklearnim reakcijama postane značajan. Razlog za zaustavljanje kompresije je kvantno mehanički efekat, koji fizičari nazivaju pritiskom degenerisanog elektronskog gasa.

Činjenica je da su elektroni vrsta čestice koja se pokorava takozvanom "Paulijevom principu", koji je ustanovio fizičar Wolfgang Pauli 1925. godine. Ovaj princip kaže da identične čestice, kao što su elektroni, ne mogu biti u istom stanju u isto vrijeme. Zbog toga se elektroni u atomu kreću u različitim orbitama. U unutrašnjosti zvijezde nema atoma: pri visokim gustoćama oni su zgnječeni i postoji jedno „more elektrona“. Za njega Paulijev princip zvuči ovako: elektroni koji se nalaze u blizini ne mogu imati istu brzinu. Ako jedan elektron miruje, drugi se mora kretati, a treći još brže, itd. Fizičari ovo stanje elektronskog plina nazivaju degeneracijom.

Čak i ako je mala zvijezda sagorjela svo svoje termonuklearno gorivo i izgubila izvor energije, njena kompresija se može zaustaviti pritiskom degeneriranog elektronskog plina. Bez obzira koliko se supstanca hladi, pri velikoj gustoći kretanje elektrona neće prestati, što znači da će se pritisak supstance odupreti kompresiji bez obzira na temperaturu: što je veća gustina, to je veći pritisak. Kontrakcija umiruće zvijezde s masom jednakom Suncu prestat će kada se skupi na veličinu Zemlje, odnosno 100 puta, a gustina njene supstance postane milion puta veća od gustine vode. Tako nastaju bijeli patuljci. Zvijezda s manjom masom prestaje da se skuplja pri manjoj gustoći jer njena gravitacijska sila nije tako jaka. Vrlo mala propala zvijezda može postati degenerirana i prestati se skupljati čak i prije nego što temperatura u njenim dubinama poraste do praga "termonuklearnog paljenja". Takvo telo nikada neće postati prava zvezda.

Nedostaje veza

Donedavno je postojala velika rupa u klasifikaciji astronomskih objekata: najmanje poznate zvijezde bile su 10 puta lakše od Sunca, a najmasivnija planeta Jupiter bila je 1000 puta lakša. Postoje li posredni objekti u prirodi - ne zvijezde ili planete s masom od 1/1000 do 1/10 solarne? Kako bi ova "karika koja nedostaje" trebala izgledati? Može li se otkriti? Ova pitanja dugo su zabrinjavala astronome, ali odgovor je počeo da se pojavljuje tek sredinom 1990-ih, kada su programi za traženje planeta izvan Sunčevog sistema urodili prvim plodovima. Divovske planete otkrivene su u orbiti oko nekoliko zvijezda sličnih Suncu, a sve su masivnije od Jupitera. Masovni jaz između zvijezda i planeta počeo je da se smanjuje. Ali da li je moguća veza i gde povući granicu između zvezde i planete?

Donedavno se činilo da je to sasvim jednostavno: zvijezda sija svojom svjetlošću, a planeta reflektiranom svjetlošću. Prema tome, kategorija planeta uključuje one objekte u čijim dubinama nije došlo do reakcija termonuklearne fuzije tokom čitavog njihovog postojanja. Ako je u nekom stupnju evolucije njihova snaga bila uporediva s njihovom luminoznošću (to jest, termonuklearne reakcije su služile kao glavni izvor energije), onda takav objekt zaslužuje da se zove zvijezda. Ali pokazalo se da mogu postojati posredni objekti u kojima se odvijaju termonuklearne reakcije, ali nikada ne služe kao glavni izvor energije. Otkriveni su 1996. godine, ali mnogo prije toga nazivani su smeđim patuljcima. Otkrivanju ovih čudnih objekata prethodila je tridesetogodišnja potraga, koja je započela izvanrednim teorijskim predviđanjem.

Godine 1963. mladi američki astrofizičar indijskog porijekla, Shiv Kumar, izračunao je modele zvijezda najniže mase i otkrio da ako masa kosmičkog tijela prelazi 7,5% Sunca, tada temperatura u njegovom jezgru dostiže nekoliko miliona stepeni i u njemu počinju termonuklearne reakcije pretvaranja vodika u helijum. Na nižoj masi, kompresija prestaje prije nego što temperatura u centru dostigne vrijednost potrebnu da bi se odigrala reakcija fuzije helija. Od tada se ova vrijednost kritične mase naziva „granična granica paljenja vodonika“ ili Kumara granica. Što je zvijezda bliža ovoj granici, to se u njoj odvijaju sporije nuklearne reakcije. Na primjer, sa masom od 8% Sunca, zvijezda će "tinjati" oko 6 triliona godina - 400 puta više od trenutne starosti Univerzuma! Dakle, bez obzira u kom periodu su takve zvezde rođene, sve su one još uvek u povojima.

Međutim, u životu manje masivnih objekata postoji kratka epizoda kada nalikuju normalnoj zvijezdi. Riječ je o tijelima čija masa iznosi od 1% do 7% mase Sunca, odnosno od 13 do 75 masa Jupitera. U periodu formiranja, sabijajući se pod uticajem gravitacije, zagrevaju se i počinju da sijaju infracrvenom, pa čak i blago crvenom vidljivom svetlošću. Njihova površinska temperatura može porasti do 2500 kelvina, au dubinama prelazi 1 milion kelvina. Ovo je dovoljno da počne reakcija termonuklearne fuzije helija, ali ne od običnog vodika, već od vrlo rijetkog teškog izotopa - deuterija, i to ne običnog helija, već laganog izotopa helijuma-3. Pošto je u kosmičkoj materiji vrlo malo deuterijuma, sav on brzo sagorijeva, bez značajnog izlaza energije. To je isto kao da bacite list papira u rashladnu vatru: on će odmah izgorjeti, ali neće dati nikakvu toplinu. “Mrtvorođena” zvijezda se više ne može zagrijati - njena kompresija prestaje pod utjecajem unutrašnjeg tlaka degeneriranog plina. Lišen izvora toplote, naknadno se samo hladi, kao obična planeta. Stoga se ove propale zvijezde mogu primijetiti samo tokom njihove kratke mladosti, dok su tople. Njima nije suđeno da dostignu stacionarni režim termonuklearnog sagorevanja.

Najbliži susjedi

Od nekoliko hiljada zvezda vidljivih na nebu golim okom, samo nekoliko stotina je dostojno sopstvenog imena. Čini se da nema šta reći o prigušenim svjetiljkama, jedva vidljivim čak i kroz teleskop. Ali ne! U knjigama o astronomiji često se pominju objekti kao što su Proksima Kentauri, Barnardova leteća zvijezda, zvijezde Kapteyn, Przybylski, van Maanen, Leuten... Obično se nazivaju po astronomima koji su ih proučavali. Ovi nazivi su se u nauci ustalili na isti način kao Petrijeva zdjela ili rendgenski zraci - spontano, bez ikakvih formalnih odluka, jednostavno kao oblik priznanja zasluga naučnika. A ono što je zanimljivo je da su se gotovo sve zvijezde koje nose imena naučnika ispostavile kao neupadljive, vrlo male i mutne.

Zašto astronome toliko privlače ove male zvijezde? Prije svega zato što je naše Sunce jedno od njih. Na osnovu ukupnosti svojih svojstava, može se klasifikovati kao veliki patuljak. Stoga, proučavajući život malih zvijezda, pokušavamo razumjeti njihovu prošlost i budućnost. Osim toga, patuljaste zvijezde su naši najbliži susjedi. I to nije iznenađujuće, budući da u Galaksiji ima više beba. Proksima u sazviježđu Kentaur nalazi se četiri svjetlosne godine udaljena od nas - bliže od svih ostalih zvijezda, što ukazuje i njeno ime (latinski proxima - "najbliži"). Ali, uprkos svojoj blizini, vidljiva je samo kroz teleskop. I to nije iznenađujuće, jer je njegova optička svjetlost 18 hiljada puta manja od sunca. Po veličini je samo 1,5 puta veći od Jupitera, a temperatura mu je na površini oko 3000 K - upola manje od Sunčeve. Proksima je 7 puta lakša od Sunca i veoma je blizu Kumarine granice - donje granice zvezdanih masa. Jedva je sposoban održati termonuklearne reakcije u svojim dubinama.

Nešto dalje od Proksime, ali u gravitacionoj vezi s njom, nalazi se dvostruka zvijezda Alpha Centauri. Obje njegove komponente su gotovo tačne kopije našeg Sunca. Istina, stariji su oko 200 miliona godina, što znači da njihovim proučavanjem predviđamo budućnost Sunca milionima godina unapred.

Dalju budućnost Sunca predstavlja, na primjer, van Maanenova zvijezda - ovo je nama najbliži pojedinačni bijeli patuljak, ostatak zvijezde koja je nekada bila slična Suncu. Nakon 6-7 milijardi godina, našu zvijezdu je predodređena ista sudbina: odbacivši svoje vanjske slojeve, smanji se na veličinu globusa, pretvarajući se u super-gustu rashladnu „pepelju“ zvijezde – prvo bijele od visoke temperature, zatim postepeno crvenilo i na kraju gotovo nevidljiv hladan crni patuljak. Druga "imenovana" zvijezda, koja se u astronomskim člancima pojavljuje kao "Sakurai objekt", govori kako će se ova transformacija dogoditi. Japanski zaljubljenik u astronomiju Yukio Sakurai otkrio ju je 20. februara 1996. godine, kada mu se sjaj iznenada povećao. Isprva se činilo da je riječ o običnom mladom bijelom patuljku, ali za šest mjeseci nabujao je stotine puta, pokazujući "smrtne grčeve" zvijezde koja sagorijeva posljednje kapi svog nuklearnog goriva. Astronomi ovo nazivaju eksplozijom helijuma. Ako vjerujete proračunima, onda još nekoliko takvih ispada, i patuljak bi se trebao zauvijek smiriti.

Otkriće "mrtvorođenih" zvijezda

Fizičari su sigurni da je dozvoljeno ono što nije zabranjeno zakonima o očuvanju. Astronomi tome dodaju: priroda je bogatija od naše mašte. Ako je Shiv Kumar uspio smisliti smeđe patuljke, onda bi se činilo da priroda ne bi imala poteškoća da ih stvori. Besplodna potraga za ovim nejasnim svjetiljkama nastavila se tri decenije. Sve više istraživača je bilo uključeno u rad. Čak se i teoretičar Kumar držao teleskopa u nadi da će pronaći objekte koje je otkrio na papiru. Njegova ideja je bila jednostavna: detektovanje jednog smeđeg patuljka je vrlo teško, jer je potrebno ne samo detektovati njegovo zračenje, već i dokazati da to nije udaljena džinovska zvijezda s hladnom (po zvjezdanim standardima) atmosferom ili čak galaksijom. okružen prašinom na rubu Univerzuma. Najteža stvar u astronomiji je odrediti udaljenost do objekta. Stoga morate tražiti patuljke u blizini normalnih zvijezda, udaljenosti do kojih su već poznate. Ali sjajna zvijezda će zaslijepiti teleskop i neće vam dozvoliti da vidite tamnog patuljka. Stoga ih trebate potražiti u blizini drugih patuljaka! Na primjer, sa crvenim - zvijezdama ekstremno male mase, ili bijelim - hladećim ostacima normalnih zvijezda. U 1980-im, pretraživanja Kumara i drugih astronoma nisu dala rezultate. Iako je više puta bilo izvještaja o otkriću smeđih patuljaka, detaljna istraživanja su svaki put pokazala da su to male zvijezde. Međutim, ideja za pretragu bila je tačna i deceniju kasnije je uspjela.

Devedesetih godina prošlog vijeka astronomi su nabavili nove osjetljive detektore zračenja - CCD matrice i velike teleskope prečnika do 10 metara s adaptivnom optikom, koji kompenziraju izobličenja unesene atmosferom i omogućavaju im da primaju slike sa Zemljine površine gotovo jednako jasne kao iz svemira. To je odmah urodilo plodom: otkriveni su izuzetno tamni crveni patuljci, koji se doslovno graniče sa smeđim.

A prvog smeđeg patuljka je 1995. godine pronašla grupa astronoma predvođenih Rafaelom Rebolom sa Instituta za astrofiziku na Kanarskim ostrvima. Koristeći teleskop na ostrvu La Palma, pronašli su objekat u zvjezdanom jatu Plejade, koji su nazvali Teide Plejade 1, pozajmivši ime od vulkana Pico de Teide na ostrvu Tenerife. Istina, ostale su neke sumnje u prirodu ovog objekta, a dok su španski astronomi dokazivali da je to zaista smeđi patuljak, njihove američke kolege su iste godine objavile svoje otkriće. Tim koji je predvodio Tadashi Nakajima sa teleskopa Opservatorije Palomar otkrio je na udaljenosti od 19 svjetlosnih godina od Zemlje u sazviježđu Hare, pored vrlo male i hladne zvijezde Gliese 229, njenog još manjeg i hladnijeg pratioca Gliese 229B. Temperatura njegove površine je samo 1000 K, a snaga zračenja je 160 hiljada puta manja od sunčeve.

Nezvjezdana priroda Gliese 229B konačno je potvrđena 1997. takozvanim litijumskim testom. U normalnim zvijezdama, male količine litijuma, sačuvane od rođenja Univerzuma, brzo izgaraju u termonuklearnim reakcijama. Međutim, smeđi patuljci nisu dovoljno vrući za to. Kada je litijum otkriven u atmosferi Gliese 229B, postao je prvi "definitivni" smeđi patuljak. Gotovo je iste veličine kao Jupiter, a njegova masa se procjenjuje na 3-6% mase Sunca. Orbitira svog masivnijeg pratioca Gliese 229A u orbiti sa radijusom od oko 40 astronomskih jedinica (kao Pluton oko Sunca).

Brzo je postalo jasno da čak ni najveći teleskopi nisu prikladni za traženje "propalih zvijezda". Prvi pojedinačni smeđi patuljci otkriveni su pomoću običnog teleskopa tokom sistematskih istraživanja neba. Na primjer, objekat Kelu-1 u sazviježđu Hidra otkriven je u sklopu dugoročnog programa potrage za patuljastim zvijezdama u blizini Sunca, koji je započeo u Evropskoj južnoj opservatoriji u Čileu davne 1987. godine. Koristeći 1-metarski Schmidt teleskop, astronom sa Univerziteta u Čileu Maria Teresa Ruiz redovno fotografiše određena područja neba dugi niz godina, a zatim upoređuje slike snimljene u intervalima od nekoliko godina. Među stotinama hiljada slabih zvijezda, ona traži one koje su primjetno pomaknute u odnosu na druge - to je nepogrešiv znak obližnjih svjetiljki. Na ovaj način Maria Ruiz je već otkrila desetine bijelih patuljaka, a 1997. godine konačno je naišla na jednog smeđeg. Njegov tip je određen spektrom koji je sadržavao linije litijuma i metana. Maria Ruiz ga je nazvala Kelu-1: na jeziku naroda Mapuche koji je nekada nastanjivao centralni Čile, "quelu" znači crveno. Nalazi se oko 30 svjetlosnih godina od Sunca i nije povezan ni sa jednom zvijezdom.

Sva ova otkrića, napravljena 1995-1997, postala su prototip nove klase astronomskih objekata, koji su se nalazili između zvijezda i planeta. Kako to obično biva u astronomiji, nakon prvih otkrića odmah su uslijedila nova. Posljednjih godina, mnogi patuljci su otkriveni tokom rutinskih infracrvenih istraživanja neba 2MASS i DENIS.

Kako da te sada zovemo?

Kumar je propale zvijezde otkrivene "na vrhu njegovog pera" nazvao "crnim patuljcima", ali kako se dugo nisu mogli otkriti, novi termin je zaboravljen (sada u popularnoj naučnoj literaturi tako se nazivaju ohlađeni bijeli patuljci ). Sredinom 1970-ih, kada su astronomi počeli tražiti nevidljivu skrivenu masu (sada nazvanu tamna materija) koja se manifestira samo kroz gravitaciju, sumnja je pala na slabe patuljaste objekte koje je predvidio Kumar. Počele su da se javljaju nove ideje za njihovo imenovanje. S obzirom na to da još uvijek nisu potpuno crni, Chris Davidson sa Univerziteta u Minesoti predložio je termin "infracrveni patuljci", drugi astronomi su pokušali da ih nazovu "patuljcima od maline", ali je 1975. godine postdiplomac Jill Tarter sa Univerziteta Berkeley skovao pojam smeđi patuljak, i on se ukorijenio. Na ruski je preveden kao "smeđi patuljak", kasnije se pojavila varijanta "smeđi patuljak", iako u stvarnosti ovi objekti imaju infracrvenu boju, a možda bi bilo tačnije prevesti smeđu kao "tamno" ili "tamno". Ali kasno je: u našoj naučnoj literaturi ih zovu "smeđi patuljci", a u popularnoj nauci postoje i "smeđi".

zvezdana prašina

Ubrzo nakon njihovog otkrića, smeđi patuljci su prisilili astronome da izvrše prilagodbe spektralne klasifikacije zvijezda koja je uspostavljena prije nekoliko desetljeća. Optički spektar zvijezde je njeno lice, odnosno pasoš. Položaj i intenzitet linija u spektru prvenstveno označavaju temperaturu površine, kao i druge parametre, posebno hemijski sastav, gustinu gasova u atmosferi, jačinu magnetnog polja, itd. Pre oko 100 godina astronomi su razvili klasifikaciju zvezdanih spektra, tj. označavajući svako klasno slovo latinice. Njihov redoslijed je revidiran mnogo puta, preuređivanje, uklanjanje i dodavanje slova, sve dok se nije pojavila općeprihvaćena shema koja je besprijekorno služila astronomima mnogo desetljeća. U tradicionalnom obliku, slijed spektralnih klasa izgleda ovako: O-B-A-F-G-K-M. Temperatura površine zvezda iz klase O u klasu M opada sa 100.000 na 2.000 K. Engleski studenti astronomije su čak smislili mnemoničko pravilo za pamćenje redosleda slova: „Oh! Budi dobra djevojka, poljubi me! A na prijelazu stoljeća, ova klasična serija morala je biti produžena za dva slova odjednom. Pokazalo se da prašina igra veoma važnu ulogu u formiranju spektra ekstremno hladnih zvezda i subzvezda.

Na površini većine zvijezda, zbog visoke temperature, ne mogu postojati molekuli. Međutim, najhladnije zvijezde M-klase (sa temperaturama ispod 3000 K) pokazuju jake apsorpcione trake titanijum i vanadijum oksida (TiO, VO) u svojim spektrima. Naravno, očekivalo se da će ove molekularne linije biti još jače u još hladnijim smeđim patuljcima. Sve u istoj 1997., smeđi pratilac GD 165B otkriven je u blizini bijelog patuljka GD 165, s površinskom temperaturom od 1900 K i luminoznošću od 0,01% sunčeve svjetlosti. Istraživače je zadivila činjenicom da, za razliku od drugih cool zvijezda, nema trake za apsorpciju TiO i VO, zbog čega je dobila nadimak "čudna zvijezda". Pokazalo se da su spektri ostalih smeđih patuljaka sa temperaturama ispod 2000 K. Proračuni su pokazali da se molekuli TiO i VO u atmosferi kondenzuju u čvrste čestice - zrnca prašine, i da se više ne manifestiraju u spektru, kao što je tipično za molekule gasa.

Da bi objasnio ovu osobinu, Davy Kirkpatrick sa Kalifornijskog instituta za tehnologiju predložio je sljedeće godine proširenje tradicionalne spektralne klasifikacije dodavanjem klase L za infracrvene zvijezde male mase, sa temperaturom površine od 1500-2000 K. Većina objekata L klase trebalo bi da budu smeđi patuljci, iako se vrlo stare zvijezde male mase mogu ohladiti i ispod 2000 K.

Nastavljajući proučavanje L-patuljaka, astronomi su otkrili još egzotičnije objekte. Njihovi spektri pokazuju jake apsorpcione trake vode, metana i molekularnog vodonika, zbog čega se nazivaju "metanskim patuljcima". Prototipom ove klase smatra se prvi otkriveni smeđi patuljak, Gliese 229B. James Liebert i kolege sa Univerziteta Arizona su 2000. godine identifikovali T-patuljke sa temperaturama od 1500-1000 K, pa čak i nešto nižim, kao posebnu grupu. Smeđi patuljci postavljaju mnoga teška i vrlo zanimljiva pitanja za astronome. Što je atmosfera neke zvezde hladnija, to je teže proučavanje i posmatračima i teoretičarima. Prisustvo prašine čini ovaj zadatak još težim: kondenzacija čestica ne samo da menja sastav slobodnih hemijskih elemenata u atmosferi, već utiče i na prenos toplote i oblik spektra. Konkretno, teorijski modeli koji uzimaju u obzir prašinu predviđaju efekat staklene bašte u gornjim slojevima atmosfere, što potvrđuju zapažanja. Osim toga, proračuni pokazuju da nakon kondenzacije zrna prašine počinju tonuti. Moguće je da se gusti oblaci prašine formiraju na različitim nivoima u atmosferi. Meteorologija smeđih patuljaka ne može biti ništa manje raznolika od meteorologije džinovskih planeta. Ali ako se atmosfere Jupitera i Saturna mogu pomno proučavati, tada će se metanski cikloni i prašne oluje smeđih patuljaka morati dešifrirati samo iz njihovih spektra.

Tajne "polukrva"

Pitanja o porijeklu i brojnosti smeđih patuljaka i dalje su otvorena. Prvi proračuni njihovog broja u mladim zvjezdanim jatima poput Plejada pokazuju da, u poređenju sa normalnim zvijezdama, ukupna masa smeđih patuljaka očito nije toliko velika da bi im "pripisala" cijelu skrivenu masu Galaksije. Ali ovaj zaključak još treba provjeriti.

Općeprihvaćena teorija o poreklu zvijezda ne daje odgovor na pitanje kako nastaju smeđi patuljci. Objekti tako male mase mogli bi se formirati poput džinovskih planeta u diskovima oko zvijezda. Ali otkriveno je dosta pojedinačnih smeđih patuljaka i teško je zamisliti da su ih sve izgubili njihovi masivniji drugovi ubrzo nakon rođenja. Osim toga, nedavno je otkrivena planeta u orbiti oko jednog od smeđih patuljaka, što znači da nije bila podložna jakom gravitacijskom utjecaju svojih susjeda, inače bi je patuljak izgubio.

Vrlo poseban put za rađanje smeđih patuljaka nedavno se pojavio u proučavanju dva bliska binarna sistema - LL Andromeda i EF Eridani. U njima, masivniji pratilac, bijeli patuljak, svojom gravitacijom izvlači materiju iz manje masivnog pratioca, tzv. zvijezde donora. Proračuni pokazuju da su u početku u ovim sistemima sateliti donatori bile obične zvijezde, ali je tokom nekoliko milijardi godina njihova masa pala ispod granične vrijednosti i termonuklearne reakcije u njima su zamrle. Sada, po izgledu, ovo su tipični smeđi patuljci. Temperatura zvijezde donora u sistemu LL Andromeda je oko 1300 K, au sistemu EF Eridani oko 1650 K. Njihova masa je samo nekoliko desetina puta veća od Jupiterove, a metanske linije su vidljive u njihovim spektrima. Koliko su njihova unutrašnja struktura i hemijski sastav slični onima "pravih" smeđih patuljaka još uvek nije poznato. Dakle, normalna zvijezda male mase, nakon što je izgubila značajan dio svoje materije, može postati smeđi patuljak.

Astronomi su bili u pravu kada su tvrdili da je priroda inventivnija od naše mašte. Smeđi patuljci, ovi "ni zvijezde ni planete", već su počeli predstavljati iznenađenja. Kako se nedavno pokazalo, uprkos svojoj hladnoj prirodi, neki od njih su izvori radio, pa čak i rendgenskog (!) zračenja. Tako da nam u budućnosti ova nova vrsta svemirskog objekta obećava mnoga zanimljiva otkrića.

Postoji mnogo različitih zvijezda u svemiru. Veliki i mali, topli i hladni, napunjeni i nenapunjeni. U ovom članku ćemo imenovati glavne vrste zvijezda, a također ćemo dati detaljan opis žutih i bijelih patuljaka.

  1. Žuti patuljak. Žuti patuljak je tip male zvijezde glavnog niza s masom od 0,8 do 1,2 solarne mase i površinskom temperaturom od 5000-6000 K. Pogledajte ispod za više informacija o ovoj vrsti zvijezde.
  2. Crveni gigant. Crveni div je velika zvijezda crvenkaste ili narandžaste boje. Formiranje takvih zvijezda moguće je kako u fazi formiranja zvijezda tako iu kasnijim fazama njihovog postojanja. Najveći od divova pretvaraju se u crvene supergigante. Zvijezda Betelgeuze u sazviježđu Orion najupečatljiviji je primjer crvenog supergiganta.
  3. Bijeli patuljak. Bijeli patuljak je ono što ostaje od obične zvijezde s masom manjom od 1,4 solarne mase nakon što prođe kroz fazu crvenog džina. U nastavku pogledajte više informacija o ovoj vrsti zvijezda.
  4. Crveni patuljak. Crveni patuljci su najčešći objekti zvjezdanog tipa u svemiru. Procjene njihovog broja variraju od 70 do 90% od broja svih zvijezda u galaksiji. Prilično se razlikuju od ostalih zvijezda.
  5. Smeđi patuljak. Smeđi patuljak - subzvezdani objekti (sa masama u rasponu od oko 0,01 do 0,08 solarnih masa, odnosno od 12,57 do 80,35 Jupiterovih masa i prečnikom približno jednakim prečniku Jupitera), u dubinama kojih, za razliku od glavnog niza zvijezde, ne postoji reakcija termonuklearne fuzije s pretvaranjem vodonika u helijum.
  6. Podsmeđi patuljci. Podsmeđi patuljci ili smeđi patuljci su hladne formacije koje padaju ispod granice mase smeđeg patuljaka. Njihova masa je manja od otprilike jedne stote mase Sunca ili, shodno tome, 12,57 mase Jupitera, donja granica nije definirana. Općenito se smatraju planetima, iako naučna zajednica još nije došla do konačnog zaključka o tome šta se smatra planetom, a šta podsmeđim patuljkom.
  7. Crni patuljak. Crni patuljci su bijeli patuljci koji su se ohladili i, kao rezultat, ne emituju u vidljivom opsegu. Predstavlja završnu fazu evolucije bijelih patuljaka. Mase crnih patuljaka, kao i mase bijelih patuljaka, ograničene su na 1,4 solarne mase.
  8. Dupla zvijezda. Binarna zvijezda su dvije gravitaciono vezane zvijezde koje kruže oko zajedničkog centra mase.
  9. Nova zvijezda. Zvijezde čiji se sjaj naglo poveća 10.000 puta. Nova je binarni sistem koji se sastoji od bijelog patuljka i zvijezde pratioca smještene na glavnoj sekvenci. U takvim sistemima, gas iz zvijezde postepeno teče do bijelog patuljka i povremeno tamo eksplodira, uzrokujući nalet sjaja.
  10. Supernova. Supernova je zvijezda koja završava svoju evoluciju u katastrofalnom eksplozivnom procesu. Bljesak u ovom slučaju može biti nekoliko redova veličine veći nego u slučaju nove. Ovako snažna eksplozija posljedica je procesa koji se odvijaju u zvijezdi u posljednjoj fazi evolucije.
  11. Neutronska zvijezda. Neutronske zvijezde (NS) su zvjezdane formacije s masama od oko 1,5 solarnih i veličinama znatno manjim od bijelih patuljaka, oko 10-20 km u prečniku. Sastoje se uglavnom od neutralnih subatomskih čestica - neutrona, čvrsto komprimiranih gravitacijskim silama. U našoj galaksiji, prema naučnicima, može postojati od 100 miliona do milijardu neutronskih zvijezda, odnosno otprilike jedna na hiljadu običnih zvijezda.
  12. Pulsari. Pulsari su kosmički izvori elektromagnetnog zračenja koje dolazi na Zemlju u obliku periodičnih praska (impulsa). Prema dominantnom astrofizičkom modelu, pulsari su rotirajuće neutronske zvijezde s magnetskim poljem koje je nagnuto prema osi rotacije. Kada Zemlja padne u konus formiran ovim zračenjem, moguće je detektovati puls radijacije koji se ponavlja u intervalima jednakim periodu okretanja zvijezde. Neke neutronske zvijezde rotiraju do 600 puta u sekundi.
  13. Cefeide. Cefeidi su klasa pulsirajućih promenljivih zvezda sa prilično preciznim odnosom period-luminoznost, nazvane po zvezdi Delta Cefej. Jedna od najpoznatijih cefeida je Polaris. Navedena lista glavnih tipova (tipova) zvijezda sa njihovim kratkim karakteristikama, naravno, ne iscrpljuje cjelokupnu moguću raznolikost zvijezda u Univerzumu.

Žuti patuljak

Budući da su u različitim fazama svog evolucijskog razvoja, zvijezde se dijele na normalne zvijezde, zvijezde patuljaste zvijezde i zvijezde gigante. Normalne zvijezde su zvijezde glavnog niza. To, na primjer, uključuje naše Sunce. Ponekad se tako zovu normalne zvijezde žuti patuljci.

Karakteristično

Danas ćemo ukratko govoriti o žutim patuljcima, koji se nazivaju i žute zvijezde. Žuti patuljci su tipično zvijezde prosječne mase, sjaja i površinske temperature. To su zvijezde glavnog niza, koje leže otprilike u sredini na Hertzsprung-Russell dijagramu i slijede hladnije, manje masivne crvene patuljke.

Prema Morgan-Keenan spektralnoj klasifikaciji, žuti patuljci uglavnom odgovaraju klasi sjajnosti G, ali u prijelaznim varijacijama ponekad odgovaraju klasi K (narandžasti patuljci) ili klasi F u slučaju žuto-bijelih patuljaka.

Masa žutih patuljaka često se kreće od 0,8 do 1,2 solarne mase. Štaviše, temperatura njihove površine je uglavnom od 5 do 6 hiljada stepeni Kelvina.

Najsjajniji i najpoznatiji predstavnik žutih patuljaka je naše Sunce.

Pored Sunca, među žutim patuljcima najbližim Zemlji vrijedi napomenuti:

  1. Dvije komponente u trostrukom sistemu Alpha Centauri, među kojima je Alpha Centauri A sličan spektru sjaja Suncu, a Alpha Centauri B je tipičan patuljak narandžaste klase K. Udaljenost do obje komponente je nešto više od 4 svjetlosne godine.
  2. Narandžasti patuljak je zvijezda Ran, također poznata kao Epsilon Eridani, sa klasom sjaja K. Astronomi su procijenili da je udaljenost do Rana oko 10 i po svjetlosnih godina.
  3. Dvostruka zvijezda 61 Cygni, smještena nešto više od 11 svjetlosnih godina od Zemlje. Obje komponente 61 Cygni su tipični narandžasti patuljci klase sjaja K.
  4. Zvijezda slična Suncu Tau Ceti, udaljena otprilike 12 svjetlosnih godina od Zemlje, ima spektar sjaja G i zanimljiv planetarni sistem koji se sastoji od najmanje 5 egzoplaneta.

Obrazovanje

Evolucija žutih patuljaka je vrlo zanimljiva. Životni vek žutog patuljka je otprilike 10 milijardi godina.

Kao i većina zvijezda, u njihovim dubinama se odvijaju intenzivne termonuklearne reakcije u kojima uglavnom vodonik sagorijeva u helijum. Nakon početka reakcija koje uključuju helijum u jezgru zvijezde, reakcije vodika se sve više kreću prema površini. Ovo postaje početna tačka u transformaciji žutog patuljka u crvenog diva. Rezultat takve transformacije može biti crveni div Aldebaran.

Vremenom će se površina zvijezde postepeno hladiti, a vanjski slojevi će se početi širiti. U završnim fazama evolucije, crveni džin odbacuje svoju školjku, koja formira planetarnu maglicu, a njegovo jezgro će se pretvoriti u bijelog patuljka, koji će se dodatno smanjiti i ohladiti.

Slična budućnost čeka i naše Sunce, koje je sada u srednjoj fazi svog razvoja. Za otprilike 4 milijarde godina, on će početi svoju transformaciju u crvenog diva, čija fotosfera, kada se širi, može apsorbirati ne samo Zemlju i Mars, već čak i Jupiter.

Životni vijek žutog patuljka je u prosjeku 10 milijardi godina. Nakon što cjelokupna zaliha vodonika izgori, zvijezda se višestruko povećava i pretvara u crvenog diva. većina planetarnih maglina, a jezgro se sruši u mali, gusti bijeli patuljak.

Bijeli patuljci

Bijeli patuljci su zvijezde s velikom masom (po redu Sunca) i malim polumjerom (poluprečnik Zemlje), koji je manji od Chandrasekharove granice za odabranu masu, a proizvod su evolucije crvenih divova . Proces proizvodnje termonuklearne energije u njima je zaustavljen, što dovodi do posebnih svojstava ovih zvijezda. Prema različitim procjenama, u našoj galaksiji njihov broj se kreće od 3 do 10% ukupne zvjezdane populacije.

Istorija otkrića

Godine 1844., njemački astronom i matematičar Friedrich Bessel, posmatrajući Sirijus, otkrio je neznatno odstupanje zvijezde od pravolinijskog kretanja i iznio pretpostavku da Sirijus ima nevidljivu masivnu zvijezdu pratioca.

Njegova pretpostavka potvrđena je već 1862. godine, kada je američki astronom i graditelj teleskopa Alvan Graham Clark, podešavajući tada najveći refraktor, u blizini Sirijusa otkrio tamnu zvijezdu, koja je kasnije nazvana Sirius B.

Bijeli patuljak Sirius B ima nisku svjetlost, a gravitacijsko polje prilično primjetno utječe na njegovog svijetlog pratioca, što ukazuje da ova zvijezda ima izuzetno mali polumjer i značajnu masu. Tako je po prvi put otkrivena vrsta objekta zvanog bijeli patuljci. Drugi sličan objekat bila je zvijezda Maanen, smještena u sazviježđu Riba.

Kako nastaju bijeli patuljci?

Nakon što sav vodonik u zvijezdi koja stari izgori, njeno jezgro se skuplja i zagrijava, što doprinosi širenju njenih vanjskih slojeva. Efektivna temperatura zvezde opada i ona postaje crveni džin. Razrijeđena ljuska zvijezde, vrlo slabo povezana sa jezgrom, vremenom se raspršuje u prostoru, teče na susjedne planete, a na mjestu crvenog diva ostaje vrlo kompaktna zvijezda, nazvana bijeli patuljak.

Dugo je vremena ostala misterija zašto su bijeli patuljci, koji imaju temperaturu veću od Sunčeve, mali u odnosu na veličinu Sunca, sve dok nije postalo jasno da je gustina materije u njima izuzetno velika (unutar 10 5 - 10 9 g/cm 3). Ne postoji standardni odnos masa-luminoznost za bijele patuljke, što ih razlikuje od drugih zvijezda. Ogromna količina materije je "spakovana" u izuzetno mali volumen, zbog čega je gustina belog patuljka skoro 100 puta veća od gustine vode.

Temperatura bijelih patuljaka ostaje gotovo konstantna, unatoč odsustvu termonuklearnih reakcija unutar njih. Šta ovo objašnjava? Zbog jake kompresije, elektronske ljuske atoma počinju da prodiru jedna u drugu. To se nastavlja sve dok udaljenost između jezgara ne postane minimalna, jednaka polumjeru najmanjeg elektronskog omotača.

Kao rezultat ionizacije, elektroni se počinju slobodno kretati u odnosu na jezgra, a materija unutar bijelog patuljka poprima fizička svojstva koja su karakteristična za metale. U takvoj materiji, energija se prenosi na površinu zvijezde pomoću elektrona, čija brzina raste kako se sabijaju: neki od njih se kreću brzinom koja odgovara temperaturi od milion stepeni. Temperatura na površini i unutar bijelog patuljka može se oštro razlikovati, što ne dovodi do promjene promjera zvijezde. Ovdje možemo napraviti poređenje sa topovskom kuglom - kako se hladi, ne smanjuje se u volumenu.

Bijeli patuljak blijedi izuzetno sporo: tokom stotina miliona godina, intenzitet zračenja opada za samo 1%. Ali na kraju će morati nestati, pretvarajući se u crnog patuljka, što bi moglo potrajati trilione godina. Bijeli patuljci se mogu nazvati jedinstvenim objektima Univerzuma. Niko još nije uspeo da reproducira uslove u kojima postoje u zemaljskim laboratorijama.

Rendgenska emisija bijelih patuljaka

Temperatura površine mladih bijelih patuljaka, izotropnih jezgara zvijezda nakon izbacivanja njihovih školjki, vrlo je visoka - više od 2·10 5 K, ali prilično brzo opada zbog zračenja s površine. Takvi vrlo mladi bijeli patuljci se opažaju u rendgenskom rasponu (na primjer, promatranja bijelog patuljka HZ 43 od strane ROSAT satelita). U rendgenskom opsegu, sjaj bijelih patuljaka premašuje sjaj zvijezda glavne sekvence: fotografije Sirijusa snimljene rendgenskim teleskopom Chandra mogu poslužiti kao ilustracija - na njima bijeli patuljak Sirius B izgleda svjetlije od Sirijusa A. spektralna klasa A1, koja je ~10.000 puta svjetlija u optičkom rasponu svjetlija od Sirijusa B.

Temperatura površine najtoplijih bijelih patuljaka je 7 10 4 K, a najhladnijih manje od 4 10 3 K.

Posebnost zračenja bijelih patuljaka u rendgenskom rasponu je činjenica da je glavni izvor rendgenskog zračenja za njih fotosfera, što ih oštro razlikuje od "normalnih" zvijezda: potonje imaju rendgensku koronu zagrijana na nekoliko miliona kelvina, a temperatura fotosfere je preniska za emisiju rendgenskih zraka.

U nedostatku akrecije, izvor svjetlosti za bijele patuljke je uskladištena toplinska energija jona u njihovoj unutrašnjosti, tako da njihov sjaj ovisi o starosti. Kvantitativnu teoriju hlađenja bijelih patuljaka razvio je kasnih 1940-ih profesor Samuel Kaplan.