Z wyjątkiem Księżyca i wszystkich planet, każdy pozornie nieruchomy obiekt na niebie jest gwiazdą – źródłem energii termojądrowej, a rodzaje gwiazd wahają się od karłów po nadolbrzymy.

Nasza gwiazda jest gwiazdą, ale wydaje się tak jasna i duża, ponieważ jest tak blisko nas. Większość gwiazd nawet w potężnych teleskopach wygląda jak świecące punkty, a mimo to coś o nich wiemy. Wiemy zatem, że występują w różnych rozmiarach i że co najmniej połowa z nich składa się z dwóch lub więcej gwiazd połączonych grawitacją.

Co to jest gwiazda?

Gwiazdy- To ogromne kule gazowe wodoru i helu ze śladami innych pierwiastków chemicznych. Grawitacja wciąga substancję, a ciśnienie gorącego gazu wypycha ją na zewnątrz, ustanawiając równowagę. Źródło energii gwiazdy znajduje się w jej jądrze, gdzie co sekundę miliony ton wodoru łączą się, tworząc hel. I choć proces ten trwa nieprzerwanie w głębi Słońca od niemal 5 miliardów lat, to jedynie niewielka część wszystkich zapasów wodoru została wyczerpana.

Rodzaje gwiazd

Gwiazdy ciągu głównego. Na początku XX wieku. Holender Einar Hertzsprung i Henry Norris Russell z USA skonstruowali diagram Hertzsprunga-Russella (HR), wzdłuż którego osi wykreśla się jasność gwiazdy w zależności od temperatury na jej powierzchni, co pozwala określić odległość do gwiazdy gwiazdy.

Większość gwiazd, w tym Słońce, należy do pasma przecinającego diagram HR po przekątnej, zwanego ciągiem głównym. Gwiazdy te często nazywane są karłami, chociaż niektóre z nich są 20 razy większe od Słońca i świecą 20 tysięcy razy jaśniej.

Czerwone karły


Na chłodnym, ciemnym końcu ciągu głównego znajdują się czerwone karły, najpowszechniejszy typ gwiazd. Będąc mniejsze od Słońca, oszczędnie wykorzystują swoje zapasy paliwa, aby przedłużyć swoje istnienie o dziesiątki miliardów lat. Gdyby można było zobaczyć wszystkie czerwone karły, niebo byłoby nimi dosłownie usiane. Jednak czerwone karły świecą tak słabo, że możemy obserwować jedynie te najbliższe, takie jak Proxima Centauri.

Białe karły

Białe karły są jeszcze mniejsze od czerwonych karłów. Zazwyczaj ich średnica jest w przybliżeniu równa średnicy Ziemi, ale ich masa może być równa masie Słońca. Objętość materii białego karła równa objętości tej książki miałaby masę około 10 tysięcy ton! Ich pozycja na diagramie HR pokazuje, że bardzo różnią się one od czerwonych karłów. Ich źródło nuklearne zostało wyczerpane.

Czerwone giganty

Po gwiazdach ciągu głównego najczęstsze są czerwone olbrzymy. Mają mniej więcej taką samą temperaturę powierzchni jak czerwone karły, ale są znacznie jaśniejsze i większe, dlatego znajdują się powyżej ciągu głównego na diagramie HR. Masa tych olbrzymów jest zwykle w przybliżeniu równa słońcu, jednak gdyby jeden z nich zajął miejsce naszej gwiazdy, wewnętrzne planety Układu Słonecznego znalazłyby się w jego atmosferze.

Nadolbrzymy

Na górze diagramu GR znajdują się rzadkie nadolbrzymy. Betelgeza w ramieniu Oriona ma prawie 1 miliard km średnicy. Kolejnym jasnym obiektem w Orionie jest Rigel, jedna z najjaśniejszych gwiazd widocznych gołym okiem. Jest prawie dziesięciokrotnie mniejsza od Betelgezy i jednocześnie prawie 100 razy większa od rozmiarów Słońca.

Jeśli przyjrzysz się uważnie nocnemu niebu, łatwo zauważyć, że patrzące na nas gwiazdy różnią się kolorem. Niebieskawe, białe, czerwone, świecą równomiernie lub migoczą jak girlanda na choinkę. Przez teleskop różnice w kolorach stają się bardziej oczywiste. Przyczyną takiej różnorodności jest temperatura fotosfery. I wbrew logicznemu założeniu, najgorętszymi gwiazdami nie są gwiazdy czerwone, ale niebieskie, niebiesko-białe i białe. Ale najpierw najważniejsze.

Klasyfikacja widmowa

Gwiazdy to ogromne, gorące kule gazu. To, jak je widzimy z Ziemi, zależy od wielu parametrów. Na przykład gwiazdy tak naprawdę nie migoczą. Bardzo łatwo to sprawdzić: pamiętajcie tylko o Słońcu. Efekt migotania powstaje w wyniku tego, że światło docierające do nas z ciał kosmicznych pokonuje ośrodek międzygwiazdowy pełen pyłu i gazu. Kolejną rzeczą jest kolor. Jest to konsekwencja nagrzania powłok (zwłaszcza fotosfery) do określonych temperatur. Rzeczywisty kolor może różnić się od koloru pozornego, jednak różnica jest zwykle niewielka.

Obecnie na całym świecie stosowana jest harwardzka klasyfikacja widmowa gwiazd. Opiera się na temperaturze i rodzaju oraz względnej intensywności linii widma. Każda klasa odpowiada gwiazdom określonego koloru. Klasyfikacja została opracowana w Obserwatorium Harvarda w latach 1890-1924.

Jeden ogolony Anglik żuł daktyle jak marchewkę

Istnieje siedem głównych klas widmowych: O-B-A-F-G-K-M. Sekwencja ta odzwierciedla stopniowy spadek temperatury (od O do M). Aby to zapamiętać, istnieją specjalne formuły mnemoniczne. W języku rosyjskim jedno z nich brzmi tak: „Jeden ogolony Anglik żuł daktyle jak marchewki”. Do tych klas dodawane są jeszcze dwie klasy. Litery C i S oznaczają zimne źródła światła z pasmami tlenków metali w widmie. Przyjrzyjmy się bliżej klasom gwiazd:

  • Klasa O charakteryzuje się najwyższą temperaturą powierzchni (od 30 do 60 tysięcy Kelvinów). Gwiazdy tego typu przewyższają Słońce 60 razy masą i 15 razy promieniem. Ich widoczny kolor to niebieski. Pod względem jasności są ponad milion razy większe od naszej gwiazdy. Należąca do tej klasy niebieska gwiazda HD93129A charakteryzuje się jedną z najwyższych jasności spośród znanych ciał kosmicznych. Według tego wskaźnika jest 5 milionów razy szybszy od Słońca. Niebieska gwiazda znajduje się w odległości 7,5 tysiąca lat świetlnych od nas.
  • Klasa B ma temperaturę 10-30 tysięcy Kelvinów, czyli masę 18 razy większą niż masa Słońca. Są to niebiesko-białe i białe gwiazdy. Ich promień jest 7 razy większy niż promień Słońca.
  • Klasa A charakteryzuje się temperaturą 7,5-10 tys. Kelwinów, promieniem i masą odpowiednio 2,1 i 3,1 razy większą niż Słońce. To są białe gwiazdy.
  • Klasa F: temperatura 6000-7500 K. Masa jest 1,7 razy większa od słońca, promień wynosi 1,3. Z Ziemi takie gwiazdy również wydają się białe; ich prawdziwy kolor jest żółtawo-biały.
  • Klasa G: temperatura 5-6 tysięcy Kelwinów. Słońce należy do tej klasy. Widocznym i prawdziwym kolorem takich gwiazd jest żółty.
  • Klasa K: temperatura 3500-5000 K. Promień i masa są mniejsze niż słoneczne, 0,9 i 0,8 od odpowiednich parametrów oprawy. Kolor tych gwiazd widocznych z Ziemi jest żółtawo-pomarańczowy.
  • Klasa M: temperatura 2-3,5 tys. Kelwinów. Masa i promień wynoszą 0,3 i 0,4 w porównaniu z podobnymi parametrami Słońca. Z powierzchni naszej planety wydają się czerwono-pomarańczowe. Beta Andromedae i Alpha Chanterelles należą do klasy M. Jasna czerwona gwiazda znana wielu to Betelgeza (alfa Orionis). Najlepiej szukać go na niebie zimą. Czerwona gwiazda znajduje się powyżej i nieco po lewej stronie

Każda klasa jest podzielona na podklasy od 0 do 9, czyli od najgorętszej do najzimniejszej. Liczby gwiazd wskazują przynależność do określonego typu widmowego i stopień nagrzania fotosfery w porównaniu z innymi gwiazdami w grupie. Na przykład Słońce należy do klasy G2.

Wizualna biel

Zatem gwiazdy klas od B do F mogą wydawać się białe na Ziemi. I tylko obiekty należące do typu A faktycznie mają ten kolor. Zatem gwiazdy Saif (konstelacja Oriona) i Algol (beta Persei) będą wydawać się białe obserwatorowi nieuzbrojonemu w teleskop. Należą do klasy widmowej B. Ich prawdziwy kolor to niebiesko-biały. Również Mitrak i Procyon, najjaśniejsze gwiazdy niebiańskiego wzoru Perseusza i Psa Mniejszego, wydają się białe. Jednak ich prawdziwy kolor jest bliższy żółtemu (klasa F).

Dlaczego gwiazdy są białe dla obserwatora na Ziemi? Kolor jest zniekształcony ze względu na ogromną odległość dzielącą naszą planetę od takich obiektów, a także obszerne chmury pyłu i gazu, które często znajdują się w kosmosie.

Klasa A

Białe gwiazdy nie charakteryzują się tak wysoką temperaturą jak przedstawiciele klasy O i B. Ich fotosfera nagrzewa się do 7,5-10 tys. Kelwinów. Gwiazdy klasy widmowej A są znacznie większe od Słońca. Ich jasność jest również większa - około 80 razy.

Widma gwiazd A pokazują silne linie wodoru w szeregu Balmera. Linie pozostałych pierwiastków są zauważalnie słabsze, jednak w miarę przechodzenia z podklasy A0 do A9 nabierają coraz większego znaczenia. Olbrzymy i nadolbrzymy należące do klasy widmowej A charakteryzują się nieco mniej wyraźnymi liniami wodorowymi niż gwiazdy ciągu głównego. W przypadku tych opraw linie metali ciężkich stają się bardziej zauważalne.

Wiele osobliwych gwiazd należy do klasy widmowej A. Terminem tym określa się oprawy posiadające zauważalne cechy w swoim widmie i parametrach fizycznych, co utrudnia ich klasyfikację. Przykładowo dość rzadkie gwiazdy takie jak Lambda Boötes charakteryzują się brakiem metali ciężkich i bardzo powolną rotacją. Do osobliwych luminarzy zaliczają się także białe karły.

Klasa A obejmuje takie jasne obiekty nocnego nieba, jak Syriusz, Mencalinan, Alioth, Castor i inne. Poznajmy ich lepiej.

Alfa Canis Majoris

Syriusz jest najjaśniejszą, choć nie najbliższą gwiazdą na niebie. Odległość do niej wynosi 8,6 lat świetlnych. Obserwatorowi na Ziemi wydaje się tak jasny, ponieważ ma imponujące rozmiary, a mimo to nie jest tak daleko, jak wiele innych dużych i jasnych obiektów. Najbliższą Słońcu gwiazdą jest Syriusz, który znajduje się na piątym miejscu na tej liście.

Odnosi się do układu dwóch elementów i jest nim. Syriusz A i Syriusz B są oddzielone odległością 20 jednostek astronomicznych i obracają się z okresem nieco poniżej 50 lat. Pierwszy element układu, gwiazda ciągu głównego, należy do klasy widmowej A1. Jego masa jest dwukrotnie większa od Słońca, a jego promień jest 1,7 razy większy. To właśnie można zaobserwować gołym okiem z Ziemi.

Drugim składnikiem układu jest biały karzeł. Gwiazda Syriusz B ma prawie równą masę naszej gwieździe, co nie jest typowe dla tego typu obiektów. Zazwyczaj białe karły charakteryzują się masą 0,6-0,7 Słońca. Jednocześnie wymiary Syriusza B są zbliżone do wymiarów Ziemi. Uważa się, że etap białego karła rozpoczął się dla tej gwiazdy około 120 milionów lat temu. Kiedy Syriusz B znajdował się na ciągu głównym, prawdopodobnie była to gwiazda o masie 5 mas Słońca i należała do klasy widmowej B.

Według naukowców Syriusz A przejdzie do kolejnego etapu ewolucji za około 660 milionów lat. Następnie zamieni się w czerwonego olbrzyma, a nieco później w białego karła, podobnie jak jego towarzysz.

Orzeł Alfa

Podobnie jak Syriusz, wiele białych gwiazd, których nazwy podano poniżej, jest dobrze znanych nie tylko osobom zainteresowanym astronomią ze względu na ich jasność i częste wzmianki na łamach literatury science fiction. Altair jest jednym z tych luminarzy. Alpha Eagle występuje na przykład u Stephena Kinga. Gwiazda ta jest wyraźnie widoczna na nocnym niebie ze względu na swoją jasność i stosunkowo bliskie położenie. Odległość dzieląca Słońce od Altaira wynosi 16,8 lat świetlnych. Spośród gwiazd klasy widmowej A bliżej nas jest tylko Syriusz.

Altair jest 1,8 razy masywniejszy od Słońca. Cechą charakterystyczną jest bardzo szybka rotacja. Gwiazda wykonuje jeden obrót wokół własnej osi w czasie krótszym niż dziewięć godzin. Prędkość obrotowa w pobliżu równika wynosi 286 km/s. W rezultacie „zwinny” Altair zostanie spłaszczony z biegunów. Ponadto ze względu na eliptyczny kształt temperatura i jasność gwiazdy zmniejszają się od biegunów do równika. Efekt ten nazywany jest „ciemnieniem grawitacyjnym”.

Kolejną cechą Altaira jest to, że jego połysk zmienia się w czasie. Należy do zmiennych typu delta Scuti.

Alfa Lira

Vega jest najlepiej zbadaną gwiazdą po Słońcu. Alpha Lyrae jest pierwszą gwiazdą, której widmo zostało określone. Stała się drugą po Słońcu luminarką uchwyconą na fotografii. Vega była także jedną z pierwszych gwiazd, do których naukowcy zmierzyli odległość metodą Parlaxa. Przez długi czas przy określaniu wielkości innych obiektów jasność gwiazdy przyjmowano jako 0.

Alpha Lyrae jest dobrze znana zarówno astronomom-amatorom, jak i zwykłym obserwatorom. Jest piątą najjaśniejszą gwiazdą i wchodzi w skład asteryzmu Trójkąta Letniego wraz z Altairem i Denebem.

Odległość od Słońca do Wegi wynosi 25,3 lat świetlnych. Jego promień równikowy i masa są odpowiednio 2,78 i 2,3 razy większe niż podobne parametry naszej gwiazdy. Kształt gwiazdy daleki jest od idealnej kuli. Średnica na równiku jest zauważalnie większa niż na biegunach. Powodem jest ogromna prędkość obrotowa. Na równiku osiąga prędkość 274 km/s (dla Słońca ten parametr wynosi nieco ponad dwa kilometry na sekundę).

Jedną z cech Vegi jest otaczający ją dysk pyłowy. Uważa się, że powstał w wyniku dużej liczby zderzeń komet i meteorytów. Dysk pyłowy obraca się wokół gwiazdy i jest podgrzewany przez jej promieniowanie. W rezultacie wzrasta intensywność promieniowania podczerwonego Vegi. Niedawno odkryto asymetrie w dysku. Prawdopodobnym wyjaśnieniem jest to, że gwiazda ma co najmniej jedną planetę.

Alfa Bliźnięta

Drugim najjaśniejszym obiektem w konstelacji Bliźniąt jest Castor. On, podobnie jak poprzednie luminarze, należy do klasy widmowej A. Castor jest jedną z najjaśniejszych gwiazd na nocnym niebie. Na odpowiedniej liście znajduje się na 23. miejscu.

Castor to system wielokrotny składający się z sześciu elementów. Dwa główne elementy (Kółko A i Kółko B) obracają się wokół wspólnego środka masy przez 350 lat. Każda z dwóch gwiazd jest widmowym układem podwójnym. Elementy Castor A i Castor B są mniej jasne i prawdopodobnie należą do klasy widmowej M.

Castor S nie został od razu powiązany z systemem. Początkowo była wyznaczana jako niezależna gwiazda YY Gemini. W trakcie badania tego obszaru nieba okazało się, że to źródło światła jest fizycznie połączone z systemem Castor. Gwiazda obraca się wokół środka masy wspólnego dla wszystkich składników w okresie kilkudziesięciu tysięcy lat i jest również układem podwójnym widmowym.

Beta Aurigae

Niebiański wzór Aurigi składa się z około 150 „kropek”, z których wiele to białe gwiazdy. Nazwiska luminarzy niewiele powiedzą osobie dalekiej od astronomii, ale nie umniejsza to ich znaczenia dla nauki. Najjaśniejszym obiektem wzoru niebieskiego, należącym do klasy widmowej A, jest Mencalinan lub beta Aurigae. Nazwa gwiazdy przetłumaczona z arabskiego oznacza „ramię właściciela wodzy”.

Menkalinan to system potrójny. Jego dwa składniki to podolbrzymy klasy widmowej A. Jasność każdego z nich jest 48 razy większa od jasności Słońca. Oddziela je odległość 0,08 jednostki astronomicznej. Trzecim składnikiem jest czerwony karzeł, oddalony od pary o 330 jednostek astronomicznych. mi.

Wielka Niedźwiedzica Epsilon

Najjaśniejszym „punktem” w być może najsłynniejszej konstelacji północnego nieba (Ursa Major) jest Alioth, również klasyfikowany jako klasa A. Jasność pozorna - 1,76. Gwiazda zajmuje 33. miejsce na liście najjaśniejszych luminarzy. Alioth jest zawarty w asteryzmie Wielkiego Wozu i znajduje się bliżej miski niż inne oprawy.

Widmo Aliota charakteryzuje się niezwykłymi liniami, które zmieniają się w okresie 5,1 dnia. Zakłada się, że cechy te są związane z wpływem pola magnetycznego gwiazdy. Wahania widmowe, według najnowszych danych, mogą powstać w wyniku bliskiego sąsiedztwa ciała kosmicznego o masie prawie 15 mas Jowisza. Czy tak jest, wciąż pozostaje tajemnicą. Astronomowie codziennie starają się ją zrozumieć, podobnie jak inne tajemnice gwiazd.

Białe karły

Opowieść o białych gwiazdach będzie niepełna bez wspomnienia tego etapu ewolucji obiektów świetlnych, który określany jest jako „biały karzeł”. Takie obiekty otrzymały swoją nazwę ze względu na fakt, że pierwsze odkryte należały do ​​klasy widmowej A. Były to Syriusz B i 40 Eridani B. Dziś białe karły nazywane są jedną z opcji końcowego etapu życia gwiazdy.

Rozważmy bardziej szczegółowo cykl życia opraw.

Ewolucja gwiazd

Gwiazdy nie rodzą się z dnia na dzień: każda z nich przechodzi przez kilka etapów. Najpierw chmura gazu i pyłu zaczyna się pod wpływem własnego kurczyć, powoli przybierając kształt kuli, a energia grawitacji zamienia się w ciepło – temperatura obiektu wzrasta. W momencie, gdy osiągnie wartość 20 milionów Kelwinów, rozpoczyna się reakcja syntezy jądrowej. Ten etap uważany jest za początek życia pełnoprawnej gwiazdy.

Luluminarze spędzają większość czasu na ciągu głównym. W ich głębinach stale zachodzą reakcje obiegu wodoru. Temperatura gwiazd może się różnić. Kiedy w rdzeniu wyczerpie się cały wodór, rozpoczyna się nowy etap ewolucji. Teraz hel staje się paliwem. W tym samym czasie gwiazda zaczyna się rozszerzać. Jego jasność wzrasta, a temperatura powierzchni, wręcz przeciwnie, maleje. Gwiazda opuszcza ciąg główny i staje się czerwonym olbrzymem.

Masa rdzenia helu stopniowo wzrasta i zaczyna się on ściskać pod własnym ciężarem. Etap czerwonego giganta kończy się znacznie szybciej niż poprzedni. Droga, jaką podąży dalsza ewolucja, zależy od początkowej masy obiektu. Gwiazdy o małej masie w fazie czerwonego olbrzyma zaczynają się powiększać. W wyniku tego procesu obiekt zrzuca swoje skorupy. Powstaje również nagie jądro gwiazdy. W takim jądrze wszystkie reakcje syntezy zostały zakończone. Nazywa się go białym karłem helowym. Bardziej masywne czerwone olbrzymy (do pewnego stopnia) ewoluują w białe karły oparte na węglu. Ich rdzenie zawierają pierwiastki cięższe od helu.

Charakterystyka

Białe karły to ciała, których masa zwykle znajduje się bardzo blisko Słońca. Co więcej, ich wielkość odpowiada wielkości ziemi. Kolosalna gęstość tych ciał kosmicznych i procesy zachodzące w ich głębinach są niewytłumaczalne z punktu widzenia fizyki klasycznej. Mechanika kwantowa pomogła odkryć tajemnice gwiazd.

Materią białych karłów jest plazma elektronowo-jądrowa. Zbudowanie go nawet w laboratorium jest prawie niemożliwe. Dlatego wiele cech takich obiektów pozostaje niejasnych.

Nawet jeśli będziesz studiować gwiazdy przez całą noc, bez specjalnego sprzętu nie będziesz w stanie wykryć przynajmniej jednego białego karła. Ich jasność jest znacznie mniejsza niż jasność słońca. Według naukowców białe karły stanowią około 3 do 10% wszystkich obiektów w Galaktyce. Jednak do tej pory odkryto tylko te z nich, które znajdują się nie dalej niż w odległości 200-300 parseków od Ziemi.

Białe karły nadal ewoluują. Natychmiast po uformowaniu mają wysoką temperaturę powierzchniową, ale szybko się schładzają. Według teorii, kilkadziesiąt miliardów lat po powstaniu biały karzeł zamienia się w czarnego karła – ciało, które nie emituje światła widzialnego.

Dla obserwatora gwiazda biała, czerwona lub niebieska różni się przede wszystkim kolorem. Astronom patrzy głębiej. Kolor od razu wiele mówi o temperaturze, wielkości i masie obiektu. Niebieska lub jasnoniebieska gwiazda to gigantyczna gorąca kula, pod każdym względem znacznie wyprzedzająca Słońce. Nieco mniejsze są białe oprawy, których przykłady opisano w artykule. Numery gwiazdek w różnych katalogach również mówią profesjonalistom wiele, ale nie wszystko. Duża ilość informacji na temat życia odległych obiektów kosmicznych albo nie została jeszcze wyjaśniona, albo pozostaje niewykryta.

Stosunkowo jasne i masywne źródła światła są dość łatwe do zobaczenia gołym okiem, ale w Galaktyce jest znacznie więcej gwiazd karłowatych, które są widoczne tylko przez potężne teleskopy, nawet jeśli znajdują się blisko Układu Słonecznego. Wśród nich są zarówno skromne, długowieczne czerwone karły, jak i brązowe karły, które nie osiągnęły pełnego statusu gwiazdowego, oraz białe karły na emeryturze, stopniowo zamieniające się w czarne. Zdjęcie powyżej SPL/EAST NEWS

Los gwiazdy zależy całkowicie od jej wielkości, a dokładniej od jej masy. Aby lepiej wyobrazić sobie masę gwiazdy, możemy podać następujący przykład. Jeśli na jednej skali umieścisz 333 tysiące ziemskich globusów, a na drugiej Słońce, to one się zrównoważą. W świecie gwiazd nasze Słońce jest przeciętne. Jest 100 razy mniej masywna niż największe gwiazdy i 20 razy większa niż najlżejsza. Wydawałoby się, że zasięg jest niewielki: w przybliżeniu taki sam jak od wieloryba (15 ton) do kota (4 kilogramy). Ale gwiazdy nie są ssakami; ich właściwości fizyczne zależą znacznie bardziej od masy. Wystarczy porównać temperaturę: dla wieloryba i kota jest prawie taka sama, ale dla gwiazd różni się dziesięciokrotnie: od 2000 kelwinów dla karłów do 50 000 dla gwiazd masywnych. Jeszcze silniejszy - moc ich promieniowania różni się miliardy razy. Dlatego z łatwością zauważamy na niebie odległe olbrzymy, natomiast karłów nie dostrzegamy nawet w pobliżu Słońca.

Kiedy jednak przeprowadzono dokładne obliczenia, okazało się, że liczebność olbrzymów i karłów w Galaktyce jest bardzo podobna do sytuacji z wielorybami i kotami na Ziemi. W biosferze obowiązuje zasada: im mniejszy organizm, tym więcej jego osobników występuje w przyrodzie. Okazuje się, że dotyczy to również gwiazd, jednak analogia nie jest łatwa do wyjaśnienia. W przyrodzie żywej istnieją łańcuchy pokarmowe: duże zjadają małe. Gdyby w lesie było więcej lisów niż zajęcy, co by te lisy jadły? Jednak gwiazdy na ogół nie zjadają się nawzajem. Dlaczego więc jest mniej gigantycznych gwiazd niż karłów? Astronomowie znają już połowę odpowiedzi na to pytanie.

Faktem jest, że życie masywnej gwiazdy jest tysiące razy krótsze niż życie karła. Aby uchronić własne ciało przed zapadnięciem się grawitacyjnym, ciężkie gwiazdy muszą nagrzać się do wysokiej temperatury – w centrum wynoszącej setki milionów stopni. Reakcje termojądrowe zachodzą w nich bardzo intensywnie, co prowadzi do kolosalnej mocy promieniowania i szybkiego spalania „paliwa”. Masywna gwiazda marnuje całą swoją energię w ciągu kilku milionów lat, podczas gdy oszczędne karły, powoli się tląc, przedłużają swój wiek termojądrowy o dziesiątki lub więcej miliardów lat. Zatem niezależnie od tego, kiedy karzeł się urodził, nadal żyje, ponieważ wiek Galaktyki wynosi zaledwie około 13 miliardów lat. Jednak masywne gwiazdy, które narodziły się ponad 10 milionów lat temu, już dawno umarły.

To jednak tylko połowa odpowiedzi na pytanie, dlaczego olbrzymy są tak rzadkie w kosmosie. Druga połowa jest taka, że ​​masywne gwiazdy rodzą się znacznie rzadziej niż karłowate. Na każde sto nowonarodzonych gwiazd, takich jak nasze Słońce, pojawia się tylko jedna gwiazda o masie 10 razy większej niż masa Słońca. Astrofizycy nie odkryli jeszcze przyczyny tego „wzorca ekologicznego”.

Zdegenerowane gwiazdy

Zazwyczaj podczas powstawania gwiazdy jej kompresja grawitacyjna trwa do momentu, gdy gęstość i temperatura w centrum osiągną wartości niezbędne do wywołania reakcji termojądrowych, a następnie, w wyniku wyzwolenia energii jądrowej, ciśnienie gazu równoważy własne przyciąganie grawitacyjne. Masywne gwiazdy mają wyższe temperatury, a reakcje rozpoczynają się przy stosunkowo małej gęstości materii, ale im mniejsza masa, tym wyższa okazuje się „gęstość zapłonu”. Na przykład w centrum Słońca plazma jest kompresowana do 150 gramów na centymetr sześcienny. Jednak przy gęstości setki razy większej materia zaczyna stawiać opór ciśnieniu niezależnie od wzrostu temperatury, w wyniku czego kompresja gwiazdy ustaje, zanim produkcja energii w reakcjach termojądrowych stanie się znacząca. Powodem zatrzymania kompresji jest efekt mechaniki kwantowej, który fizycy nazywają ciśnieniem zdegenerowanego gazu elektronowego.

Faktem jest, że elektrony są rodzajem cząstek podlegających tzw. „prawu Pauliego”, ustanowionemu przez fizyka Wolfganga Pauli w 1925 roku. Zasada ta głosi, że identyczne cząstki, takie jak elektrony, nie mogą znajdować się w tym samym stanie w tym samym czasie. Dlatego elektrony w atomie poruszają się po różnych orbitach. We wnętrzu gwiazdy nie ma atomów: przy dużych gęstościach ulegają one rozdrobnieniu i powstaje jedno „morze elektronów”. Dla niego zasada Pauliego brzmi tak: elektrony znajdujące się w pobliżu nie mogą mieć tej samej prędkości. Jeśli jeden elektron jest w spoczynku, inny musi się poruszać, trzeci musi poruszać się jeszcze szybciej itd. Fizycy nazywają ten stan degeneracją gazu elektronowego.

Nawet jeśli mała gwiazda spaliła całe swoje paliwo termojądrowe i utraciła źródło energii, jej kompresję można zatrzymać poprzez ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego. Bez względu na to, jak bardzo substancja się ochładza, przy dużej gęstości ruch elektronów nie zatrzyma się, co oznacza, że ​​ciśnienie substancji wytrzyma ściskanie niezależnie od temperatury: im wyższa gęstość, tym wyższe ciśnienie. Kurczenie się umierającej gwiazdy o masie równej Słońcu ustanie, gdy skurczy się ona do wielkości mniej więcej Ziemi, czyli 100 razy, a gęstość jej substancji stanie się milion razy większa od gęstości wody. Tak powstają białe karły. Gwiazda o mniejszej masie przestaje się kurczyć przy mniejszej gęstości, ponieważ jej siła grawitacyjna nie jest tak duża. Bardzo mała uszkodzona gwiazda może ulec degeneracji i przestać się kurczyć, nawet zanim temperatura w jej głębinach wzrośnie do progu „zapłonu termojądrowego”. Takie ciało nigdy nie stanie się prawdziwą gwiazdą.

Brakujący link

Do niedawna istniała duża luka w klasyfikacji obiektów astronomicznych: najmniejsze znane gwiazdy były 10 razy lżejsze od Słońca, a najmasywniejsza planeta, Jowisz, była 1000 razy lżejsza. Czy w przyrodzie istnieją obiekty pośrednie - nie gwiazdy lub planety o masie od 1/1000 do 1/10 Słońca? Jak powinno wyglądać to „brakujące ogniwo”? Czy da się to wykryć? Pytania te od dawna niepokoją astronomów, ale odpowiedź zaczęła pojawiać się dopiero w połowie lat 90. XX wieku, kiedy pierwsze owoce dały programy poszukiwania planet poza Układem Słonecznym. Na orbicie wokół kilku gwiazd podobnych do Słońca odkryto gigantyczne planety, wszystkie masywniejsze od Jowisza. Różnica mas pomiędzy gwiazdami i planetami zaczęła się zmniejszać. Ale czy więź jest możliwa i gdzie wytyczyć granicę między gwiazdą a planetą?

Do niedawna wydawało się, że jest to całkiem proste: gwiazda świeci własnym światłem, a planeta światłem odbitym. Dlatego do kategorii planet zalicza się te obiekty, w głębinach których w ciągu całego swojego istnienia nie zachodziły żadne reakcje syntezy termojądrowej. Jeśli na pewnym etapie ewolucji ich moc była porównywalna z ich jasnością (to znaczy, że głównym źródłem energii były reakcje termojądrowe), wówczas taki obiekt zasługuje na miano gwiazdy. Okazało się jednak, że mogą istnieć obiekty pośrednie, w których zachodzą reakcje termojądrowe, ale nigdy nie służą jako główne źródło energii. Odkryto je w 1996 roku, ale dużo wcześniej nazwano je brązowymi karłami. Odkrycie tych dziwnych obiektów poprzedziły trzydziestoletnie poszukiwania, które rozpoczęły się od niezwykłej przewidywania teoretycznego.

W 1963 roku młody amerykański astrofizyk pochodzenia indyjskiego Shiv Kumar obliczył modele gwiazd o najmniejszej masie i odkrył, że jeśli masa ciała kosmicznego przekracza 7,5% masy Słońca, wówczas temperatura w jego jądrze sięga kilku milionów stopni, a Rozpoczynają się w nim reakcje termojądrowe przemiany wodoru w hel. Przy mniejszej masie kompresja zatrzymuje się, zanim temperatura w środku osiągnie wartość niezbędną do zajścia reakcji topnienia helu. Od tego czasu tę wartość masy krytycznej nazwano „limitem zapłonu wodoru” lub granicą Kumary. Im gwiazda jest bliżej tej granicy, tym wolniej zachodzą w niej reakcje jądrowe. Na przykład gwiazda o masie 8% Słońca będzie „tlić się” przez około 6 bilionów lat – 400 razy więcej niż obecny wiek Wszechświata! Zatem niezależnie od epoki, w której narodziły się takie gwiazdy, wszystkie są jeszcze w powijakach.

Jednak w życiu mniej masywnych obiektów następuje krótki epizod, gdy przypominają one zwykłą gwiazdę. Mówimy o ciałach o masach od 1% do 7% masy Słońca, czyli od 13 do 75 mas Jowisza. W okresie formowania, ściskając się pod wpływem grawitacji, nagrzewają się i zaczynają świecić światłem podczerwonym, a nawet lekko czerwonym światłem widzialnym. Temperatura ich powierzchni może wzrosnąć do 2500 kelwinów, a na głębokości przekraczać 1 milion kelwinów. To wystarczy, aby rozpocząć reakcję termojądrowej syntezy helu, ale nie ze zwykłego wodoru, ale z bardzo rzadkiego ciężkiego izotopu - deuteru, a nie zwykłego helu, ale lekkiego izotopu helu-3. Ponieważ w materii kosmicznej jest bardzo mało deuteru, cały on szybko się spala, nie zapewniając znaczącej produkcji energii. To tak samo, jak wrzucić kartkę papieru do stygnącego ognia: spali się natychmiast, ale nie zapewni ciepła. „Martwie narodzona” gwiazda nie może się już nagrzewać – jej kompresja ustaje pod wpływem wewnętrznego ciśnienia zdegenerowanego gazu. Pozbawiona źródeł ciepła, później tylko się ochładza, jak zwykła planeta. Dlatego te nieudane gwiazdy można dostrzec jedynie w czasie ich krótkiej młodości, gdy są ciepłe. Nie są one przeznaczone do osiągnięcia stacjonarnego reżimu spalania termojądrowego.

Najbliżsi sąsiedzi

Z kilku tysięcy gwiazd widocznych na niebie gołym okiem tylko kilkaset zasługuje na swoje imię. Wydawałoby się, że nie ma nic do powiedzenia na temat słabych źródeł światła, ledwo widocznych nawet przez teleskop. Ale nie! W książkach astronomicznych często wspomina się o takich obiektach jak Proxima Centauri, Latająca Gwiazda Barnarda, gwiazdy Kapteyna, Przybylskiego, van Maanena, Leuten... Nazwy zwykle noszą imiona astronomów, którzy je badali. Nazwy te utrwaliły się w nauce na wzór szalki Petriego czy promieni rentgenowskich – spontanicznie, bez żadnych formalnych decyzji, po prostu jako forma uznania zasług naukowców. Co ciekawe, prawie wszystkie gwiazdy noszące nazwiska naukowców okazały się niepozorne, bardzo małe i słabe.

Dlaczego astronomów tak przyciągają te maleńkie gwiazdy? Po pierwsze dlatego, że nasze Słońce jest jednym z nich. Na podstawie ogółu jego właściwości można go sklasyfikować jako dużego karła. Dlatego badając życie małych gwiazd, staramy się zrozumieć ich przeszłość i przyszłość. Ponadto naszymi najbliższymi sąsiadami są gwiazdy karłowate. I nie jest to zaskakujące, ponieważ w Galaktyce jest więcej dzieci. Proxima w konstelacji Centaura znajduje się cztery lata świetlne od nas - bliżej niż wszystkie inne gwiazdy, jak wskazuje jej nazwa (łac. Proxima - „najbliżej”). Ale pomimo bliskości jest widoczny tylko przez teleskop. I nie jest to zaskakujące, ponieważ jego jasność optyczna jest 18 tysięcy razy mniejsza niż słońca. Rozmiarami jest tylko 1,5 razy większy od Jowisza, a temperatura jego powierzchni wynosi około 3000 K – czyli połowę mniej niż Słońce. Proxima jest 7 razy lżejsza od Słońca i znajduje się bardzo blisko granicy Kumary – dolnej granicy mas gwiazd. Ledwo jest w stanie utrzymać reakcje termojądrowe w swoich głębinach.

Nieco dalej od Proximy, ale w połączeniu grawitacyjnym z nią, znajduje się gwiazda podwójna Alpha Centauri. Obydwa jego elementy są niemal dokładnymi kopiami naszego Słońca. To prawda, że ​​są starsze o około 200 milionów lat, co oznacza, że ​​badając je, przewidujemy przyszłość Słońca z milionowym wyprzedzeniem.

Bardziej odległą przyszłość Słońca reprezentuje na przykład gwiazda van Maanena - to najbliższy nam pojedynczy biały karzeł, pozostałość po gwieździe niegdyś podobnej do Słońca. Po 6-7 miliardach lat naszą gwiazdę czeka ten sam los: zrzuciwszy swoje zewnętrzne warstwy, skurczy się do rozmiarów globu, zamieniając się w supergęsty, stygnący „żużel” gwiazdy - pierwszy biały z wysokiej temperatury, potem stopniowo czerwienieje i w końcu staje się prawie niewidocznym, zimnym czarnym karłem. Inna „nazwana” gwiazda, która pojawia się w artykułach astronomicznych jako „obiekt Sakurai”, mówi, jak nastąpi ta transformacja. Japoński miłośnik astronomii Yukio Sakurai odkrył ją 20 lutego 1996 roku, kiedy jej jasność nagle wzrosła. Początkowo wydawało się, że jest to zwykły młody biały karzeł, ale w ciągu sześciu miesięcy spęczniał setki razy, demonstrując „konwulsje śmierci” gwiazdy wypalającej ostatnie krople paliwa jądrowego. Astronomowie nazywają to wybuchem helu. Jeśli wierzyć wyliczeniom, to jeszcze kilka takich wybuchów i krasnolud powinien uspokoić się na zawsze.

Odkrycie „martwych” gwiazd

Fizycy są pewni, że to, czego nie zabraniają prawa ochrony przyrody, jest dozwolone. Astronomowie dodają do tego: natura jest bogatsza niż nasza wyobraźnia. Gdyby Shiv Kumar był w stanie wymyślić brązowe karły, wydawałoby się, że natura nie miałaby trudności z ich stworzeniem. Bezowocne poszukiwania tych słabych luminarzy trwały przez trzy dekady. W prace zaangażowało się coraz więcej badaczy. Nawet teoretyk Kumar trzymał się teleskopu w nadziei, że odnajdzie obiekty, które odkrył na papierze. Jego pomysł był prosty: wykrycie pojedynczego brązowego karła jest bardzo trudne, ponieważ trzeba nie tylko wykryć jego promieniowanie, ale także udowodnić, że nie jest to odległy olbrzym z zimną (jak na gwiazdowe standardy) atmosferą ani nawet galaktyka otoczony pyłem na skraju Wszechświata. Najtrudniejszą rzeczą w astronomii jest określenie odległości od obiektu. Dlatego należy szukać karłów w pobliżu normalnych gwiazd, do których odległości są już znane. Ale jasna gwiazda oślepi teleskop i nie pozwoli ci zobaczyć słabego karła. Dlatego trzeba ich szukać w pobliżu innych krasnoludków! Na przykład z czerwonymi - gwiazdami o wyjątkowo małej masie, lub białymi - stygnącymi pozostałościami normalnych gwiazd. W latach 80. poszukiwania Kumara i innych astronomów nie przyniosły żadnych rezultatów. Choć doniesienia o odkryciu brązowych karłów pojawiały się już nie raz, szczegółowe badania za każdym razem wykazały, że są to małe gwiazdy. Pomysł poszukiwań był jednak słuszny i dziesięć lat później zadziałał.

W latach 90-tych astronomowie nabyli nowe czułe detektory promieniowania - matryce CCD i duże teleskopy o średnicy do 10 metrów z optyką adaptacyjną, które kompensują zniekształcenia wprowadzane przez atmosferę i pozwalają odbierać obrazy z powierzchni Ziemi niemal tak wyraźne jak z kosmosu. To natychmiast przyniosło owoce: odkryto niezwykle ciemne czerwone karły, dosłownie graniczące z brązowymi.

Natomiast pierwszego brązowego karła odkryła w 1995 roku grupa astronomów pod przewodnictwem Rafaela Rebolo z Instytutu Astrofizyki na Wyspach Kanaryjskich. Za pomocą teleskopu na wyspie La Palma znaleźli obiekt w gromadzie gwiazd Plejady, który nazwali Teide Plejady 1, zapożyczając nazwę od wulkanu Pico de Teide na Teneryfie. Co prawda pozostały pewne wątpliwości co do natury tego obiektu i podczas gdy hiszpańscy astronomowie udowadniali, że rzeczywiście jest to brązowy karzeł, ich amerykańscy koledzy ogłosili swoje odkrycie w tym samym roku. Zespół kierowany przez Tadashiego Nakajimę z teleskopów Obserwatorium Palomar odkrył w odległości 19 lat świetlnych od Ziemi w gwiazdozbiorze Zająca, obok bardzo małej i zimnej gwiazdy Gliese 229, jej jeszcze mniejszej i zimniejszej towarzyszki Gliese 229B. Temperatura jego powierzchni wynosi zaledwie 1000 K, a moc promieniowania jest 160 tysięcy razy mniejsza niż słońca.

Niegwiazdowa natura Gliese 229B została ostatecznie potwierdzona w 1997 roku za pomocą tak zwanego testu litu. W normalnych gwiazdach niewielkie ilości litu, zachowane od narodzin Wszechświata, szybko spalają się w reakcjach termojądrowych. Jednak brązowe karły nie są do tego wystarczająco gorące. Kiedy w atmosferze Gliese 229B odkryto lit, stał się on pierwszym „zdecydowanym” brązowym karłem. Jest prawie tej samej wielkości co Jowisz, a jego masę szacuje się na 3-6% masy Słońca. Krąży wokół swojego masywniejszego towarzysza Gliese 229A po orbicie o promieniu około 40 jednostek astronomicznych (jak Pluton wokół Słońca).

Szybko stało się jasne, że nawet największe teleskopy nie nadają się do poszukiwania „nieudanych gwiazd”. Pierwsze pojedyncze brązowe karły odkryto za pomocą zwykłego teleskopu podczas systematycznych przeglądów nieba. Na przykład obiekt Kelu-1 w konstelacji Hydry odkryto w ramach długoterminowego programu poszukiwań gwiazd karłowatych w pobliżu Słońca, który rozpoczął się w Europejskim Obserwatorium Południowym w Chile w 1987 roku. Korzystając z 1-metrowego teleskopu Schmidta, astronomka z Uniwersytetu Chile, Maria Teresa Ruiz, od wielu lat regularnie fotografuje określone obszary nieba, a następnie porównuje zdjęcia wykonane w odstępach lat. Wśród setek tysięcy słabych gwiazd szuka tych, które są zauważalnie przesunięte względem innych - jest to niewątpliwy znak pobliskich luminarzy. W ten sposób Maria Ruiz odkryła już dziesiątki białych karłów, a w 1997 roku wreszcie natrafiła na brązowego. O jego typie decydowało widmo, które zawierało linie litu i metanu. Maria Ruiz nazwała go Kelu-1: w języku ludu Mapuche, który niegdyś zamieszkiwał środkowe Chile, „quelu” oznacza czerwony. Znajduje się około 30 lat świetlnych od Słońca i nie jest powiązana z żadną gwiazdą.

Wszystkie te odkrycia dokonane w latach 1995-1997 stały się prototypami nowej klasy obiektów astronomicznych, które zajmowały miejsce pomiędzy gwiazdami i planetami. Jak to zwykle bywa w astronomii, po pierwszych odkryciach natychmiast nastąpiły nowe. W ostatnich latach podczas rutynowych przeglądów nieba w podczerwieni 2MASS i DENIS odkryto wiele karłów.

Jak mamy cię teraz nazywać?

Kumar nazwał nieudane gwiazdy odkryte „na czubku pióra” „czarnymi karłami”, ale ponieważ przez długi czas nie można było ich odkryć, nowy termin został zapomniany (obecnie w literaturze popularnonaukowej tak nazywa się schłodzone białe karły ). W połowie lat siedemdziesiątych, gdy astronomowie rozpoczęli poszukiwania niewidzialnej, ukrytej masy (obecnie zwanej ciemną materią), która objawia się jedynie poprzez grawitację, podejrzenia padły na przewidywane przez Kumara słabe obiekty karłowate. Zaczęły pojawiać się nowe pomysły na ich nadanie imion. Biorąc pod uwagę, że nadal nie są one całkowicie czarne, Chris Davidson z Uniwersytetu w Minnesocie zaproponował termin „karły podczerwieni”, inni astronomowie próbowali nazwać je „karłami malinowymi”, ale w 1975 roku absolwentka Jill Tarter z Uniwersytetu w Berkeley ukuła ten termin termin brązowy karzeł i zapuścił korzenie. Zostało przetłumaczone na język rosyjski jako „brązowy karzeł”, później pojawił się wariant „brązowy karzeł”, chociaż w rzeczywistości obiekty te mają kolor podczerwieni i być może dokładniejsze byłoby przetłumaczenie koloru brązowego jako „ciemny” lub „przyćmiony”. Ale jest już za późno: w naszej literaturze naukowej nazywa się je „brązowymi karłami”, a w popularnonauce są też „brązowe”.

Gwiezdny pył

Wkrótce po odkryciu brązowe karły zmusiły astronomów do wprowadzenia zmian w klasyfikacji widmowej gwiazd ustalonej kilkadziesiąt lat temu. Widmo optyczne gwiazdy jest jej twarzą, a raczej paszportem. Położenie i intensywność linii w widmie wskazuje przede wszystkim temperaturę powierzchni, a także inne parametry, w szczególności skład chemiczny, gęstość gazu w atmosferze, natężenie pola magnetycznego itp. Około 100 lat temu astronomowie opracowali klasyfikację widm gwiazd, oznaczającą każdą literę klasową alfabetu łacińskiego. Ich kolejność była wielokrotnie zmieniana, przestawiając, usuwając i dodając litery, aż wyłonił się ogólnie przyjęty schemat, który służył astronomom bez zarzutu przez wiele dziesięcioleci. W tradycyjnej formie kolejność klas widmowych wygląda następująco: O-B-A-F-G-K-M. Temperatura powierzchni gwiazd od klasy O do klasy M spada ze 100 000 do 2000 K. Angielscy studenci astronomii wymyślili nawet mnemoniczną regułę zapamiętywania kolejności liter: „Och! Bądź dobrą dziewczyną, pocałuj mnie! A na przełomie wieków tę klasyczną serię trzeba było przedłużyć o dwie litery na raz. Okazało się, że pył odgrywa bardzo ważną rolę w tworzeniu widm ekstremalnie zimnych gwiazd i podgwiazd.

Na powierzchni większości gwiazd ze względu na wysoką temperaturę nie mogą istnieć żadne cząsteczki. Jednak najzimniejsze gwiazdy klasy M (o temperaturach poniżej 3000 K) wykazują w swoich widmach silne pasma absorpcji tlenków tytanu i wanadu (TiO, VO). Naturalnie oczekiwano, że te linie molekularne będą jeszcze silniejsze w jeszcze chłodniejszych brązowych karłach. W tym samym roku 1997 w pobliżu białego karła GD 165 odkryto brązowego towarzysza GD 165B o temperaturze powierzchni 1900 K i jasności 0,01% Słońca. Zadziwiła badaczy faktem, że w przeciwieństwie do innych fajnych gwiazd nie posiada pasm absorpcji TiO i VO, przez co nazywano ją „dziwną gwiazdą”. Widma innych brązowych karłów o temperaturach poniżej 2000 K okazały się takie same, a obliczenia wykazały, że cząsteczki TiO i VO w ich atmosferach kondensują się w cząstki stałe - ziarna pyłu i nie manifestują się już w widmie, jak jest to typowe dla cząsteczki gazu.

Aby uwzględnić tę cechę, Davy Kirkpatrick z Kalifornijskiego Instytutu Technologii zaproponował w następnym roku rozszerzenie tradycyjnej klasyfikacji widmowej poprzez dodanie klasy L dla gwiazd podczerwonych o małej masie, o temperaturze powierzchni 1500-2000 K. Większość obiektów klasy L powinny być brązowymi karłami, chociaż bardzo stare gwiazdy o małej masie mogą również ochładzać się poniżej 2000 K.

Kontynuując badania karłów typu L, astronomowie odkryli jeszcze bardziej egzotyczne obiekty. Ich widma wykazują silne pasma absorpcji wody, metanu i wodoru cząsteczkowego, dlatego nazywane są „karłami metanu”. Za prototyp tej klasy uważany jest pierwszy odkryty brązowy karzeł Gliese 229B. W 2000 roku James Liebert i współpracownicy z Uniwersytetu w Arizonie zidentyfikowali karły typu T o temperaturach 1500-1000 K, a nawet nieco niższych, jako odrębną grupę. Brązowe karły stawiają astronomów przed wieloma trudnymi i bardzo interesującymi pytaniami. Im zimniejsza atmosfera gwiazdy, tym trudniej jest ją badać zarówno obserwatorom, jak i teoretykom. Obecność pyłu jeszcze bardziej utrudnia to zadanie: kondensacja cząstek stałych nie tylko zmienia skład wolnych pierwiastków chemicznych w atmosferze, ale także wpływa na przenoszenie ciepła i kształt widma. W szczególności modele teoretyczne uwzględniające pył przewidywały efekt cieplarniany w górnych warstwach atmosfery, co potwierdzają obserwacje. Ponadto obliczenia pokazują, że po kondensacji ziarna pyłu zaczynają opadać. Możliwe jest, że gęste chmury pyłu tworzą się na różnych poziomach atmosfery. Meteorologia brązowych karłów może być nie mniej zróżnicowana niż planet-olbrzymów. Jeśli jednak uda się dokładnie zbadać atmosfery Jowisza i Saturna, cyklony metanowe i burze piaskowe brązowych karłów trzeba będzie rozszyfrować jedynie na podstawie ich widm.

Sekrety „mieszańców”

Pytania o pochodzenie i liczebność brązowych karłów nadal pozostają otwarte. Pierwsze obliczenia ich liczby w młodych gromadach gwiazd, takich jak Plejady, pokazują, że w porównaniu ze zwykłymi gwiazdami całkowita masa brązowych karłów najwyraźniej nie jest na tyle duża, aby „przypisać” im całą ukrytą masę Galaktyki. Ale wniosek ten wymaga jeszcze weryfikacji.

Ogólnie przyjęta teoria pochodzenia gwiazd nie odpowiada na pytanie, w jaki sposób powstają brązowe karły. Obiekty o tak małej masie mogą tworzyć się jak gigantyczne planety w dyskach okołogwiazdowych. Odkryto jednak całkiem sporo pojedynczych brązowych karłów i trudno sobie wyobrazić, że wszystkie z nich zostały utracone przez swoich masywniejszych towarzyszy wkrótce po urodzeniu. Ponadto całkiem niedawno odkryto planetę na orbicie wokół jednego z brązowych karłów, co oznacza, że ​​nie podlegała ona silnemu wpływowi grawitacyjnemu ze strony sąsiadów, w przeciwnym razie karzeł by ją utracił.

Bardzo szczególna ścieżka narodzin brązowych karłów wyłoniła się niedawno w badaniu dwóch bliskich układów podwójnych – LL Andromeda i EF Eridani. W nich masywniejszy towarzysz, biały karzeł, swoją grawitacją wyciąga materię z mniej masywnego towarzysza, tak zwanej gwiazdy dawcy. Obliczenia pokazują, że początkowo w tych układach satelitami-dawcami były zwykłe gwiazdy, ale w ciągu kilku miliardów lat ich masa spadła poniżej wartości granicznej, a reakcje termojądrowe w nich wymarły. Z wyglądu są to typowe brązowe karły. Temperatura gwiazdy dawcy w układzie LL Andromeda wynosi około 1300 K, a w układzie EF Eridani około 1650 K. Ich masa jest zaledwie kilkadziesiąt razy większa od Jowisza, a w ich widmach widoczne są linie metanu. Nadal nie wiadomo, na ile ich wewnętrzna struktura i skład chemiczny są podobne do „prawdziwych” brązowych karłów. Zatem zwykła gwiazda o małej masie, utraciwszy znaczną część swojej materii, może stać się brązowym karłem.

Astronomowie mieli rację, twierdząc, że natura jest bardziej pomysłowa niż nasza wyobraźnia. Brązowe karły, czyli „ani gwiazdy, ani planety”, już zaczęły sprawiać niespodzianki. Jak się ostatnio okazało, pomimo swojego zimnego charakteru, część z nich jest źródłem promieniowania radiowego, a nawet rentgenowskiego (!). Zatem w przyszłości ten nowy typ obiektu kosmicznego obiecuje nam wiele interesujących odkryć.

We Wszechświecie istnieje wiele różnych gwiazd. Duże i małe, gorące i zimne, naładowane i nienaładowane. W tym artykule wymienimy główne typy gwiazd, a także podamy szczegółowy opis żółtych i białych karłów.

  1. Żółty karzeł. Żółty karzeł to rodzaj małej gwiazdy ciągu głównego o masie od 0,8 do 1,2 mas Słońca i temperaturze powierzchni 5000–6000 K. Więcej informacji na temat tego typu gwiazd znajdziesz poniżej.
  2. czerwony olbrzym. Czerwony olbrzym to duża gwiazda o czerwonawym lub pomarańczowym kolorze. Powstawanie takich gwiazd jest możliwe zarówno na etapie powstawania gwiazd, jak i na późniejszych etapach ich istnienia. Największy z gigantów zamienia się w czerwone nadolbrzymy. Najbardziej uderzającym przykładem czerwonego nadolbrzyma jest gwiazda zwana Betelgezą w konstelacji Oriona.
  3. Biały karzeł. Biały karzeł to pozostałość po zwykłej gwieździe o masie mniejszej niż 1,4 masy Słońca po przejściu przez fazę czerwonego olbrzyma. Więcej informacji na temat tego typu gwiazd znajdziesz poniżej.
  4. Czerwony karzeł. Czerwone karły to najczęstsze obiekty typu gwiazdowego we Wszechświecie. Szacunki dotyczące ich liczby wahają się od 70 do 90% liczby wszystkich gwiazd w galaktyce. Różnią się od innych gwiazd.
  5. Brązowy karzeł. Brązowy karzeł - obiekty podgwiazdowe (o masach od około 0,01 do 0,08 mas Słońca, czyli odpowiednio od 12,57 do 80,35 mas Jowisza i średnicy w przybliżeniu równej średnicy Jowisza), w których głębinach, w przeciwieństwie do ciągu głównego gwiazd nie zachodzi reakcja termojądrowa polegająca na przemianie wodoru w hel.
  6. Brązowe karły. Podbrązowe karły lub brązowe podkarły to chłodne formacje, których masa mieści się poniżej granicy masy brązowego karła. Ich masa jest mniejsza niż w przybliżeniu jedna setna masy Słońca, czyli odpowiednio 12,57 masy Jowisza, dolna granica nie jest określona. Powszechnie uważa się je za planety, chociaż społeczność naukowa nie doszła jeszcze do ostatecznego wniosku co do tego, co uważa się za planetę, a co za brązowego karła.
  7. Czarny karzeł. Czarne karły to białe karły, które ostygły i w rezultacie nie emitują w zakresie widzialnym. Reprezentuje końcowy etap ewolucji białych karłów. Masy czarnych karłów, podobnie jak masy białych karłów, są ograniczone powyżej 1,4 masy Słońca.
  8. Podwójna gwiazda. Gwiazda podwójna to dwie powiązane grawitacyjnie gwiazdy krążące wokół wspólnego środka masy.
  9. Nowa gwiazda. Gwiazdy, których jasność nagle wzrasta 10 000 razy. Nowa to układ podwójny składający się z białego karła i gwiazdy towarzyszącej znajdującej się w ciągu głównym. W takich układach gaz z gwiazdy stopniowo przepływa do białego karła i okresowo tam eksploduje, powodując wybuch jasności.
  10. Supernowa. Supernowa to gwiazda, która kończy swoją ewolucję w katastrofalnym procesie wybuchowym. Rozbłysk w tym przypadku może być o kilka rzędów wielkości większy niż w przypadku nowej. Tak potężna eksplozja jest konsekwencją procesów zachodzących w gwieździe na ostatnim etapie ewolucji.
  11. Gwiazda neutronowa. Gwiazdy neutronowe (NS) to formacje gwiazdowe o masach około 1,5 Słońca i rozmiarach zauważalnie mniejszych niż białe karły, o średnicy około 10–20 km. Składają się głównie z obojętnych cząstek subatomowych - neutronów, ściśle skompresowanych przez siły grawitacyjne. Według naukowców w naszej Galaktyce może istnieć od 100 milionów do 1 miliarda gwiazd neutronowych, czyli około jednej na tysiąc zwykłych gwiazd.
  12. Pulsary. Pulsary to kosmiczne źródła promieniowania elektromagnetycznego docierającego do Ziemi w postaci okresowych impulsów (impulsów). Według dominującego modelu astrofizycznego pulsary to wirujące gwiazdy neutronowe z polem magnetycznym nachylonym do osi obrotu. Kiedy Ziemia wpada w stożek utworzony przez to promieniowanie, można wykryć impuls promieniowania powtarzający się w odstępach równych okresowi obrotu gwiazdy. Niektóre gwiazdy neutronowe obracają się do 600 razy na sekundę.
  13. Cefeidy. Cefeidy to klasa pulsujących gwiazd zmiennych o dość precyzyjnej zależności okres-jasność, nazwana na cześć gwiazdy Delta Cephei. Jedną z najbardziej znanych cefeid jest Polaris. Podana lista głównych typów (typów) gwiazd wraz z ich krótką charakterystyką oczywiście nie wyczerpuje całej możliwej różnorodności gwiazd we Wszechświecie.

Żółty karzeł

Będąc na różnych etapach rozwoju ewolucyjnego, gwiazdy dzielą się na gwiazdy normalne, gwiazdy karłowate i gwiazdy-olbrzymy. Gwiazdy normalne to gwiazdy ciągu głównego. Należą do nich na przykład nasze Słońce. Czasami nazywane są takie normalne gwiazdy żółte karły.

Charakterystyka

Dzisiaj krótko porozmawiamy o żółtych karłach, zwanych także żółtymi gwiazdami. Żółte karły to zazwyczaj gwiazdy o średniej masie, jasności i temperaturze powierzchni. Są to gwiazdy ciągu głównego, leżące mniej więcej pośrodku diagramu Hertzsprunga-Russella i podążające za chłodniejszymi, mniej masywnymi czerwonymi karłami.

Według klasyfikacji widmowej Morgana-Keenana żółte karły odpowiadają głównie klasie jasności G, ale w odmianach przejściowych czasami odpowiadają klasie K (pomarańczowe karły) lub klasie F w przypadku żółto-białych karłów.

Masa żółtych karłów często waha się od 0,8 do 1,2 masy Słońca. Co więcej, temperatura ich powierzchni wynosi przeważnie od 5 do 6 tysięcy stopni Kelvina.

Najjaśniejszym i najbardziej znanym przedstawicielem żółtych karłów jest nasze Słońce.

Oprócz Słońca wśród żółtych karłów najbliższych Ziemi warto zwrócić uwagę na:

  1. Dwa składniki układu potrójnego Alpha Centauri, wśród których Alpha Centauri A ma widmo jasności podobne do Słońca, a Alpha Centauri B to typowy pomarańczowy karzeł klasy K. Odległość do obu składników wynosi nieco ponad 4 lata świetlne.
  2. Pomarańczowy karzeł to gwiazda Ran, znana również jako Epsilon Eridani, o klasie jasności K. Astronomowie oszacowali odległość do Ran na około 10 i pół roku świetlnego.
  3. Gwiazda podwójna 61 Cygni położona nieco ponad 11 lat świetlnych od Ziemi. Obydwa składniki 61 Cygni to typowe pomarańczowe karły o klasie jasności K.
  4. Gwiazda podobna do Słońca Tau Ceti, oddalona od Ziemi o około 12 lat świetlnych, ma widmo jasności G i interesujący układ planetarny składający się z co najmniej 5 egzoplanet.

Edukacja

Ewolucja żółtych karłów jest bardzo interesująca. Żywotność żółtego karła wynosi około 10 miliardów lat.

Jak większość gwiazd, w ich głębinach zachodzą intensywne reakcje termojądrowe, podczas których głównie wodór spala się w hel. Po rozpoczęciu reakcji z udziałem helu w jądrze gwiazdy reakcje wodorowe coraz bardziej przemieszczają się w kierunku powierzchni. Staje się to punktem wyjścia w transformacji żółtego karła w czerwonego olbrzyma. Rezultatem takiej transformacji może być czerwony olbrzym Aldebaran.

Z biegiem czasu powierzchnia gwiazdy będzie stopniowo się ochładzać, a zewnętrzne warstwy zaczną się rozszerzać. Na końcowych etapach ewolucji czerwony olbrzym zrzuca swoją powłokę, tworząc mgławicę planetarną, a jego jądro zamieni się w białego karła, który będzie się dalej kurczyć i ochładzać.

Podobna przyszłość czeka nasze Słońce, które znajduje się obecnie w środkowej fazie swojego rozwoju. Za około 4 miliardy lat rozpocznie transformację w czerwonego olbrzyma, którego fotosfera podczas ekspansji może wchłonąć nie tylko Ziemię i Marsa, ale nawet Jowisza.

Żywotność żółtego karła wynosi średnio 10 miliardów lat. Po spaleniu całego zapasu wodoru gwiazda wielokrotnie zwiększa swój rozmiar i zamienia się w czerwonego olbrzyma. większości mgławic planetarnych, a rdzeń zapada się w małego, gęstego białego karła.

Białe karły

Białe karły to gwiazdy o dużej masie (rzędu Słońca) i małym promieniu (promień Ziemi), który jest mniejszy niż granica Chandrasekhara dla wybranej masy i są produktem ewolucji czerwonych olbrzymów . Zatrzymany został w nich proces wytwarzania energii termojądrowej, co prowadzi do szczególnych właściwości tych gwiazd. Według różnych szacunków, w naszej Galaktyce ich liczba waha się od 3 do 10% całkowitej populacji gwiazd.

Historia odkrycia

W 1844 roku niemiecki astronom i matematyk Friedrich Bessel obserwując Syriusza, odkrył niewielkie odchylenie gwiazdy od ruchu prostoliniowego i przyjął założenie, że Syriusz ma niewidzialną, masywną gwiazdę towarzyszącą.

Jego przypuszczenie potwierdziło się już w 1862 roku, kiedy amerykański astronom i konstruktor teleskopów Alvan Graham Clark, dostosowując największy wówczas refraktor, odkrył w pobliżu Syriusza słabą gwiazdę, którą później nazwano Syriuszem B.

Biały karzeł Syriusz B ma niską jasność, a pole grawitacyjne dość zauważalnie wpływa na jego jasnego towarzysza, co wskazuje, że gwiazda ta ma wyjątkowo mały promień i znaczną masę. W ten sposób po raz pierwszy odkryto obiekt zwany białymi karłami. Drugim podobnym obiektem była gwiazda Maanen, znajdująca się w konstelacji Ryb.

Jak powstają białe karły?

Po wypaleniu się całego wodoru w starzejącej się gwieździe, jej rdzeń kurczy się i nagrzewa, co przyczynia się do rozszerzania się jej zewnętrznych warstw. Efektywna temperatura gwiazdy spada i staje się ona czerwonym olbrzymem. Rozrzedzona powłoka gwiazdy, bardzo słabo połączona z jądrem, z czasem rozprasza się w przestrzeni, spływając na sąsiednie planety, a w miejscu czerwonego olbrzyma pozostaje bardzo zwarta gwiazda, zwana białym karłem.

Przez długi czas pozostawało tajemnicą, dlaczego białe karły, które mają temperaturę wyższą od temperatury Słońca, są małe w porównaniu z rozmiarami Słońca, aż stało się jasne, że gęstość materii w ich wnętrzu jest niezwykle duża (w granicach 10 5 - 10 9 g/cm3). Nie ma standardowej zależności masa-jasność białych karłów, która odróżniałaby je od innych gwiazd. Ogromna ilość materii jest „upakowana” w wyjątkowo małą objętość, dlatego gęstość białego karła jest prawie 100 razy większa niż gęstość wody.

Temperatura białych karłów pozostaje prawie stała, pomimo braku w ich wnętrzu reakcji termojądrowych. Co to wyjaśnia? W wyniku silnej kompresji powłoki elektronowe atomów zaczynają się przenikać. Trwa to do momentu, gdy odległość między jądrami stanie się minimalna, równa promieniowi najmniejszej powłoki elektronowej.

W wyniku jonizacji elektrony zaczynają swobodnie poruszać się względem jąder, a materia wewnątrz białego karła nabiera właściwości fizycznych charakterystycznych dla metali. W takiej materii energia przenoszona jest na powierzchnię gwiazdy przez elektrony, których prędkość wzrasta w miarę kompresji: część z nich porusza się z prędkością odpowiadającą temperaturze miliona stopni. Temperatura na powierzchni i wewnątrz białego karła może się znacznie różnić, co nie prowadzi do zmiany średnicy gwiazdy. Tutaj możemy dokonać porównania z kulą armatnią – w miarę ochładzania nie zmniejsza swojej objętości.

Biały karzeł zanika niezwykle powoli: w ciągu setek milionów lat intensywność promieniowania spada zaledwie o 1%. Ale w końcu będzie musiał zniknąć, zamieniając się w czarnego karła, co może zająć biliony lat. Białe karły można śmiało nazwać unikalnymi obiektami Wszechświata. Nikomu jeszcze nie udało się odtworzyć warunków, w jakich panują w ziemskich laboratoriach.

Emisja promieniowania rentgenowskiego z białych karłów

Temperatura powierzchni młodych białych karłów, izotropowych jąder gwiazd, po wyrzuceniu ich powłok, jest bardzo wysoka – ponad 2,10 5 K, ale dość szybko spada pod wpływem promieniowania z powierzchni. Takie bardzo młode białe karły obserwuje się w zakresie rentgenowskim (np. obserwacje białego karła HZ 43 przez satelitę ROSAT). W zakresie rentgenowskim jasność białych karłów przewyższa jasność gwiazd ciągu głównego: ilustracją mogą być zdjęcia Syriusza wykonane przez teleskop rentgenowski Chandra - na nich biały karzeł Syriusz B wygląda jaśniej niż Syriusz A z klasa widmowa A1, która jest ~10 000 razy jaśniejsza w zakresie optycznym jaśniejszym niż Syriusz B.

Temperatura powierzchni najgorętszych białych karłów wynosi 7 10 4 K, najzimniejszych mniej niż 4 10 3 K.

Osobliwością promieniowania białych karłów w zakresie rentgenowskim jest fakt, że głównym źródłem promieniowania rentgenowskiego dla nich jest fotosfera, co wyraźnie odróżnia je od „normalnych” gwiazd: te ostatnie mają koronę rentgenowską nagrzewa się do kilku milionów kelwinów, a temperatura fotosfery jest zbyt niska, aby możliwa była emisja promieniowania rentgenowskiego.

W przypadku braku akrecji źródłem jasności białych karłów jest energia cieplna jonów zmagazynowana w ich wnętrzu, więc ich jasność zależy od wieku. Ilościowa teoria chłodzenia białych karłów została opracowana pod koniec lat czterdziestych XX wieku przez profesora Samuela Kaplana.