Звезда

Звезда — это массивное самосветящееся небесное тело, состоящее из раскалённой плазмы, удерживаемое силами собственного гравитационного притяжения и излучающее энергию в результате термоядерных реакций синтеза в своём ядре. Звёзды являются основными структурными единицами галактик, в которых сосредоточена бо́льшая часть видимого вещества Вселенной. Ближайшей к Земле звездой является Солнце.

Физическая природа и строение

Звёзды представляют собой газовые (плазменные) шары, в недрах которых поддерживается чрезвычайно высокая температура и давление. Основным источником энергии для большинства звёзд на протяжении большей части их жизни служит протон-протонный цикл или CNO-цикл — термоядерное превращение водорода в гелий. Выделяющаяся энергия передаётся из недр к поверхности путём излучения и конвекции, а затем излучается в космическое пространство, в основном в виде электромагнитных волн (видимый свет, инфракрасное, ультрафиолетовое и рентгеновское излучение).

Внутреннее строение звезды, находящейся на главной последовательности, включает несколько слоёв:

• Ядро — центральная область, где протекают термоядерные реакции. Температура в ядре может достигать десятков миллионов кельвинов.
• Зона лучистого переноса — слой, в котором энергия переносится путём поглощения и переизлучения фотонов.
• Конвективная зона — слой, где перенос энергии осуществляется за счёт перемешивания вещества (конвекции). У маломассивных звёзд (например, у Солнца) конвективная зона находится вблизи поверхности, у массивных — вблизи ядра.
• Фотосфера — видимая поверхность звезды, с которой исходит основная часть излучения.
• Хромосфера и корона — внешние, разреженные и более горячие слои атмосферы звезды.

Основные характеристики

Звёзды характеризуются набором фундаментальных параметров, которые определяют их эволюцию и наблюдаемые свойства.

Масса

Масса является важнейшей характеристикой, определяющей весь жизненный цикл звезды. Она варьируется в широких пределах: от примерно 0,08 массы Солнца (M☉) — нижний предел, при котором возможен запуск термоядерных реакций, — до 100–200 M☉ и более для наиболее массивных известных звёзд. Масса звезды определяет её светимость, температуру, радиус и продолжительность жизни.

Светимость

Светимость — это полная энергия, излучаемая звездой в единицу времени. Обычно выражается в единицах солнечной светимости (L☉). Светимость тесно связана с массой звезды (закон «масса — светимость»): для звёзд главной последовательности светимость пропорциональна массе в степени от 3 до 4.

Температура и спектральный класс

Температура фотосферы звезды определяет её цвет и спектр. На основе спектральных линий звёзды классифицируют по спектральным классам (в порядке убывания температуры): O, B, A, F, G, K, M. Каждый класс дополнительно делится на подклассы от 0 до 9.

• Класс O — голубые звёзды (температура > 30 000 К).
• Класс B — голубовато-белые (10 000–30 000 К).
• Класс A — белые (7 500–10 000 К).
• Класс F — жёлто-белые (6 000–7 500 К).
• Класс G — жёлтые (5 200–6 000 К), к этому классу относится Солнце.
• Класс K — оранжевые (3 700–5 200 К).
• Класс M — красные (2 400–3 700 К).

Размер (радиус)

Радиус звёзд варьируется от нескольких километров у нейтронных звёзд до сотен и тысяч радиусов Солнца у сверхгигантов. Например, радиус красного сверхгиганта Бетельгейзе может превышать 600 R☉.

Классификация звёзд

Спектральная классификация (Гарвардская)

Основная классификация, основанная на температуре и особенностях спектра. Дополнительно используются классы для углеродных звёзд (C) и звёзд с эмиссионными линиями (Be).

Классификация по светимости (Йеркская)

Двумерная система, учитывающая как спектральный класс, так и класс светимости. Выделяют:

• I — сверхгиганты (делятся на яркие Ia и слабые Ib)
• II — яркие гиганты
• III — гиганты
• IV — субгиганты
• V — карлики (звёзды главной последовательности)
• VI — субкарлики
• VII — белые карлики

Например, Солнце относится к классу G2V.

Эволюционная классификация

По стадии развития звёзды делятся на:

• Протозвёзды — гравитационно сжимающиеся облака газа и пыли, в которых ещё не начались термоядерные реакции.
• Звёзды главной последовательности — стадия, на которой звезда проводит около 90% своей жизни, сжигая водород в ядре.
• Красные гиганты и сверхгиганты — стадия после исчерпания водорода в ядре; звезда расширяется, её внешние слои остывают.
• Белые карлики — конечная стадия эволюции звёзд малой и средней массы (до ~8 M☉), представляющая собой вырожденное ядро, остывающее миллиарды лет.
• Нейтронные звёзды и чёрные дыры — финальные стадии для массивных звёзд, завершающихся взрывом сверхновой.

Эволюция звёзд

Звёзды рождаются в результате гравитационного коллапса гигантских молекулярных облаков, состоящих в основном из водорода и гелия, с примесью более тяжёлых элементов. Сжатие приводит к разогреву центральной части облака — формируется протозвезда. Когда температура и давление в ядре достигают критических значений (около 10–15 млн К), запускается термоядерная реакция, и протозвезда становится полноценной звездой, вступая на главную последовательность.

Продолжительность пребывания на главной последовательности зависит от массы звезды. Чем массивнее звезда, тем быстрее она расходует водород и тем короче её жизнь. Солнце, например, находится на главной последовательности около 10 миллиардов лет, а самые массивные звёзды — всего несколько миллионов лет.

После выгорания водорода в ядре звезда покидает главную последовательность. Для звёзд солнечного типа начинается стадия красного гиганта: ядро сжимается, а внешние оболочки сильно расширяются. В ядре начинается горение гелия с образованием углерода и кислорода. После сброса внешних оболочек (образование планетарной туманности) остаётся белый карлик.

Для массивных звёзд (более 8 M☉) эволюция протекает более драматично. После гелия в ядре последовательно загораются углерод, неон, кислород и кремний, вплоть до образования железа. Дальнейший термоядерный синтез с участием железа энергетически невыгоден. Когда железное ядро достигает предела Чандрасекара, происходит его катастрофическое сжатие — коллапс, который приводит к взрыву сверхновой II типа. В результате взрыва образуется нейтронная звезда или чёрная дыра, а в окружающее пространство выбрасываются тяжёлые элементы (тяжелее железа), из которых впоследствии формируются новые звёзды и планеты.

Звёзды и астрономия

Изучение звёзд является одной из центральных задач астрофизики. Основные методы включают:

• Фотометрию — измерение яркости звезды в различных диапазонах спектра.
• Спектроскопию — анализ спектра для определения химического состава, температуры, скорости вращения и лучевой скорости.
• Астрометрию — измерение точных координат и собственных движений звёзд.
• Астросейсмологию — изучение колебаний звёздной поверхности для исследования внутреннего строения.

Звёзды служат основными «лабораториями» для проверки теорий ядерной физики, гидродинамики и гравитации. Наблюдения двойных звёздных систем позволяют точно определять массы звёзд. Переменные звёзды, такие как цефеиды, используются как «стандартные свечи» для измерения расстояний во Вселенной.

Известные звёзды

• Солнце — центральная звезда Солнечной системы, жёлтый карлик спектрального класса G2V.
• Сириус (α Большого Пса) — ярчайшая звезда ночного неба, двойная система, состоящая из белого карлика (Сириус A) и белого карлика (Сириус B).
• Полярная звезда (α Малой Медведицы) — ближайшая к Северному полюсу мира яркая звезда, используется для навигации.
• Бетельгейзе (α Ориона) — красный сверхгигант, одна из крупнейших известных звёзд, расположенная в созвездии Ориона.
• VY Большого Пса — красный гипергигант, одна из самых больших и ярких известных звёзд.

Источники

1. Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — М.: Едиториал УРСС, 2004.
2. Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — Фрязино: Век 2, 2007.
3. Карпенко Ю. А. Названия звёздного неба. — М.: Наука, 1981.
4. Киппенхан Р. 100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звёзд. — М.: Мир, 1990.
5. Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. — М.: Наука, 1984.