Участница:Неизвестная/Полезные заметки/Звёзды

Обнаружено копивио В данной статье обнаружены фрагменты текста, скопированные из других источников. Согласно правилу WT:НЕКОПИПАСТА любое копирование материалов с других ресурсов запрещается. Фрагменты, нарушающие авторские права, должны быть отмечены красным при помощи шаблона {{cv}}, а затем переписаны или удалены.

Эта страница выставлена к удалению Кто-то из участников считает, что эта страница не нужна Викитропам. В течение недели сюда должен явиться представитель администрации и решить грешную судьбу. Пояснение номинатора: Сплошное копивио.

Эта статья «Полезных заметок» предназначена для любителей НФ и космооперы, и посвящена звёздам — этим важнейшим телам в пустом пространстве космоса. Звёзды — это газовые шары, состоящие в основном из водорода. Они настолько велики, что сжимаются под собственной тяжестью и раскаляются до огромных температур, отчего и происходят у них внутри термоядерные реакции.

Какими мы их видим?

Древнегреческие астрономы Гиппарх и Птолемей, наблюдая за звёздами, поделили их по яркости на так называемые «звездные величины». Самая яркая величина по древней шкале — первая (потом ввели ещё и нулевую, дробные и отрицательные). Вторая тусклее в 2,512 раза (корень 5 степени из 100). Третья настолько же тусклее второй. Самая тусклая величина, наблюдаемая невооруженным глазом — шестая; только очень зоркие люди могут видеть седьмую.

До изобретения телескопа астрономия ограничивалась только звездами с первой по шестую величины. Практически все знаменитые звёзды — Альдебаран, Антарес, Бетельгейзе — принадлежат к нулевой, первой или второй величине. Самая яркая звезда на нашем небе — Сириус — по современной шкале имеет величину −1,46.

Звёздная величина зависит не только от собственной яркости звезды, но и от того, насколько она далеко. Некоторые очень яркие звёзды, такие, как Эта Киля, на нашем небе тусклы и малоизвестны, потому, что они далеко. Чтобы не было путаницы, ввели другое понятие — абсолютная звёздная величина. То есть величина, которой будет казаться звезда, если наблюдать её с расстояния ровно 10 парсеков (32,6 световых лет). Например, у Альфы Центавра абсолютная величина 4,38 — но для нас она нулевой величины (−0,27), потому что это ближайшая к нам звёздная система.

Кто способен дотянуться до звёзд?

Загрузить видео YouTube YouTube might collect personal data. Политика конфиденциальности ПродолжитьDismiss (link) Постнаука: Измерение расстояний в астрономии

Есть несколько способов измерения расстояния до звёзд. Для близких звезд используют такую вещь, как тригонометрический параллакс. Измеряют относительное движение близкой звезды на фоне заведомо далёких (так же, как телеграфные столбы движутся относительно «неподвижного» горизонта, когда едешь на поезде — только тут вместо поезда ходящая по орбите Земля). Измерив это движение, определяют собственно параллакс — угол между отрезками «звезда — Земля 21 июня» и «звезда — Земля 21 декабря», а уже из него с помощью решения треугольников определяют расстояние до звезды. Угол этот, как правило, очень маленький; даже для близких звёзд он равен крошечным долям градуса. Именно так и определяется единица парсек: парсек — это параллакс в 1 угловую секунду. Два парсека — звезда «гуляет» на половину секунды, 10 парсек — на 0,1''. До ближайшей звезды — Проксимы Центавра — 1,3 пк.

Для более далёких звёзд есть и другой способ — способ стандартной свечи. Берётся какое-нибудь астрономическое явление с очень регулярными и предсказуемыми параметрами светимости. Для такого объекта заранее известна абсолютная звездная величина, а измерив относительную, можно посчитать расстояние. Для средних расстояний стандартная свеча — гигантская переменная звезда под названием «цефеида», а для больших — одна из разновидностей сверхновой, возникающая при взрыве белого карлика в близкой двойной.

Тяжелые звёзды

Звёзды бывают разные, желтые, белые, красные, старые и молодые, лысые и седые… Хотя нет, лысые и седые звёзды живут в Голливуде, мы сейчас не про них говорим. А про старые и молодые.

Всё дело в том, что давным-давно, 13 миллиардов лет назад, во Вселенной не было никаких тяжелых элементов. Ни железа, ни кислорода, ни углерода — только водород и гелий. Поэтому в самых первых, древних звёздах тоже не было этих элементов. Им пришлось варить их с нуля, с помощью термоядерного синтеза. Из гелия — углерод, из углерода — кремний, магний, из них — железо. А как только дело доходило до железа — звезда взрывалась (об этом мы ещё поговорим), и во взрыве образовывались все остальные элементы до урана. Так во Вселенной появились тяжелые элементы, или, как говорят астрономы, «металлы». Да, в астрономии и кислород — металл. И даже фтор. Не удивляйтесь.

Но не всем их досталось поровну. В одних звёздах этих элементов больше, а в других меньше. По спектру звезды можно определить, много ли в ней этих элементов, или мало. Для этого надо рассмотреть линии, на которые разбивается спектр: например, натрий дает жёлтые линии с длинами волн 5895.92 и 5889.95 ангстрем, очень яркие. Вы и сами можете в этом убедиться, если посолите горящую газовую горелку: пламя станет желтым. Так вот, по тому, насколько ярки различные линии в спектре звезды, можно определить, какие элементы там есть, и сколько. Именно так впервые был открыт гелий, ещё до того, как его нашли на Земле.

А зачем это измерять? Почему это важно? Есть две причины.

• Во-первых, химический состав звезды влияет на процессы её эволюции. Звёзды, более богатые тяжелыми элементами, горят немного ярче, потому что термоядерные реакции в них катализируются через так называемый CNO-цикл (от символов элементов — углерод, азот, кислород: именно эти элементы и выступают в роли катализаторов). Но и живут они меньше. Звёзды без тяжелых элементов горят тусклее, но дольше; это старые и маломассивные звёзды, и находятся они в основном в бедных веществом регионах Галактики, где не происходит звездообразования — например, в гало.
• Во-вторых, планеты вокруг звезды имеют тот же общий состав, что и сама звезда. Если в ней есть только водород и гелий — у неё будут только газовые планеты. Если есть ещё углерод, азот и кислород — будут ледяные луны. Если есть более тяжелые элементы — будут землеподобные планеты. Тем не менее, какое-то количество тяжелых элементов есть у любой живущей ныне звезды — и поэтому даже самое низкометалличное светило может обзавестись семейством горячих огарков/более холодных окатышей размером с Луну или Марс.

А как они называются?

Есть несколько традиций и конвенций, согласно которым звёздам присваиваются имена.

• Самые яркие, и давно известные, получили названия в Средние века от арабов. Например, Бетельгейзе, Альдебаран, Альтаир, Денеб. Очень много существует звёзд на «аль», потому что «аль» — в арабском определённый артикль, вроде английского «the».
• Другие звёзды называются по Байеру, по схеме «Греческая буква + название созвездия». Например, Альфа Центавра. Обычно буквы располагаются по порядку яркости звёзд, но не всегда: например, Ригель (Бета Ориона) немножко ярче Бетельгейзе (Альфы Ориона), а в Большой Медведице буквы распределены по порядку расположения звёзд, а не по яркости. Эта схема появилась в начале Нового времени, до массового распространения телескопа, поэтому по ней называются звёзды, видимые невооруженным глазом.
• Менее яркие звёзды называются по Фламстиду. Эта схема похожа на предыдущую, но вместо букв в ней числа. Например, 51 Пегаса или 40 Эридана.
• Схема наименования переменных звёзд похожа на две предыдущие, но вместо греческой буквы или числа в ней одна или две латинские буквы. Располагаются они по порядку открытия звёзд, а именно так: R, S, T, U, V, W, X, Y, Z, RR, RS, RT, и т. д. Когда заканчиваются эти буквы, в ход идут другие, например AA-AZ, BB-BZ, и т. д. Например, UV Кита.
• Те звёзды, которые невозможно увидеть невооруженным глазом, называются по каталожным номерам. Например, каталог «Гиппарх» — префикс HIP и номер, каталог Астрофизической обсерватории Смитсонианского института — SAO и номер, и т. д.
• В наши дни существует распространенный лохотрон: богатый человек якобы может заплатить астрономам, чтобы звезду назвали его именем. Ему за это даже дают некий сертификат, выданный некоей «ассоциацией астрономов», что звезда названа именно так. В реальности никто эти названия не использует, права назвать одну и ту же звезду могут быть проданы разным лицам, и в целом достоверности в этом лохотроне не больше, чем в продаже участков на Луне или титулов Священной Римской Империи.

При этом одну и ту же звезду могут называть по разному. Например, Альфа Центавра также называют «Толиман» или «Ригель Кентаврус» (не путать с Ригелем), а Ригель, раз уж о нём речь — «Бета Ориона».

Повторяю, разработчики компьютерных игр: созвездие — это рисунок из звёзд, как он виден с Земли. То есть, направления от Солнца, не более того. И «альфа», «бета» и так далее — это яркость, видимая с Земли. Например, α Центавра — это три заурядных звезды, самая сильная из которых чуть ярче Солнца. Просто они по астрономическим меркам совсем рядом, в 4 световых годах. А следующая, β Центавра — звезда в 10000 раз ярче Солнца, зато в 500 световых годах. Поэтому, деля «звёздное поле» на кластеры, позаботьтесь, чтобы ничего в вашей номенклатуре не походило на названия созвездий. Единственное исключение — это если ваше известное пространство представляет собой небольшую сферу с центром в Солнце: в этом случае делить немногочисленные доступные звёзды по направлениям-созвездиям нормально.

Желтые, белые, красные

Большая часть звёзд принадлежит к так называемой Главной последовательности. Это первая и основная стадия эволюции звезды, которая занимает большую часть отпущенного ей срока. «Последовательностью» она называется потому, что когда мы располагаем известные нам звёзды на графике, на котором по оси абсцисс — температура, а по оси ординат — светимость (этот график называется диаграммой Герцшпрунга-Рассела), то большая часть аккуратно расположится по кривоватой, но непрерывной линии.

Это означает, что для звезды на Главной последовательности существует чёткая зависимость между светимостью, массой и температурой. На этом основана классификация звёзд по спектральным классам, каждый из которых соответствует определенной температуре и определённому цвету. Вот они все, от горячего к холодному:

• O — Голубые звёзды. Самые горячие и массивные. Они светят в основном в ультрафиолете, а испускаемый ими видимый свет — голубой. Встречаются редко, зато увидеть их можно издалека. Живут меньше всех, через пару-тройку миллионов лет, не более, сходят с главной последовательности. Примеры: Наос (Дзета Кормы), Дельта Ориона.
• B — Бело-голубые звёзды. Те же голубые, но труба пониже и дым пожиже, и живут чуть подольше (десятки-сотни миллионов лет). Примеры: Ригель, яркие звёзды Плеяд.
• A — Белые звёзды. С этого класса начинаются звёзды, за срок жизни которых успевают сформироваться каменные планеты (от сотен миллионов до пары миллиардов лет). Примеры: Сириус, Вега.
• F — Желто-белые звёзды. Они уже похожи на наше Солнце, но ярче и испускают больше радиации. С этого класса начинаются звёзды, за время существования которых на их планетах успевает развиться многоклеточная жизнь. Примеры: Ипсилон Андромеды, Процион.
• G — Желтые звёзды. Это класс нашего Солнца. Считаются благоприятными для развития жизни и разума. По крайней мере одна известная науке разумная цивилизация развилась у звезды класса G. Начиная с этого класса, звёзды главной последовательности называются карликами (желтый карлик, красный карлик, и т. д.) Примеры: Солнце, Каппа Кита, 18 Скорпиона.
• K — Оранжевые звёзды. Тусклее Солнца, но спокойнее и дольше живут. Считается, что это самые благоприятные звезды для жизни и разума. Примеры: Альфа Центавра В, Эпсилон Эридана, Эпсилон Индейца, 61 Лебедя A и B.
• M — Красные звёзды, обычно называемые красными карликами — их большинство. Очень тусклые и маленькие, зато практически вечные. Считаются менее благоприятными для развития жизни и разума, потому что почти не греют, а если пододвинуть планету плотнее, чтоб грели, то её зафиксирует приливными силами одной стороной к звезде. Хотя если у планетки наличенствует хотя бы плотная атмосфера (а ещё лучше — планеты-соседки), то возможны длинные «сутки» продолжительностью от месяцев (если повезет) до десятков тысяч лет. Примеры: Звезда Барнарда, Глизе 433.

Эту последовательность классов легко запомнить с помощью фразы: «Один бритый англичанин финики жевал, как морковь». Или английской: Oh, be a fine girl, kiss me!

Не так давно открыли ещё менее массивные звездоподобные объекты. Они слишком тусклы, чтобы на них происходили нормальные термоядерные реакции, поэтому они начинают остывать сразу же, как только пережгут легко поддающийся синтезу дейтерий. Они называются коричневыми карликами, и занимают промежуточное положение между звёздами и планетами: с равной вероятностью можно обнаружить коричневый карлик отдельно стоящим или вращающимся вокруг звезды, как очень тяжелый Юпитер. Вот их классы:

• L — Винно-красные карлики. Наиболее звездоподобны; считается, что некоторые наименее массивные красные карлики тоже могут принадлежать к этому классу.
• T — Бурые карлики (на самом деле чёрно-красные или чёрно-лиловые). Они уже начинают походить на планеты-гиганты, у них появляются облака, вихри, полосы.
• Y — Несветящиеся карлики. Отличимы от планет-гигантов только по массе. По всем остальным характеристикам — Юпитеры как Юпитеры.

Следует особо сказать о том, что отделяет коричневый карлик от настоящей звезды. Термоядерная реакция, а особенно на таком скверном топливе, как чистый протий (простой водород-1), не так-то просто зажигается. У любой термоядерной реакции есть такая штука, как критерий Лоусона, то есть предел, когда энергия, затраченная на сжатие и нагрев газа, и энергия, выделяющаяся от термоядерного синтеза, оказываются равны. Чтобы получить термоядерное горение с выделением энергии, надо удовлетворить и превысить этот критерий. Так вот, для протия, сжимающегося и нагревающегося под собственным весом, выход за критерий Лоусона осуществляется тогда, когда масса шара водорода превышает 75-80 масс Юпитера (предел Кумара). Если масса звездоподобного объекта ниже — тогда критерий Лоусона оказывается не преодолён, термоядерная реакция не является экзотермической и не поддерживает сама себя. Тогда это — не звезда.

Для другого изотопа водорода, присутствующего в космическом водороде как примесь — дейтерия — критерий Лоусона существенно ниже, и берется при 13 массах Юпитера. Грубо говоря, дейтерий, тритий, гелий-3 и литий — это бензин термоядерного мира, а протий — мазут. Звездоподобный объект, в котором загорается дейтерий, быстро прожигает его весь, получает непродолжительный бонус температуры и попадает в класс коричневых карликов. Поэтому, минимальная масса звезды — 75-80 масс Юпитера, минимальная масса коричневого карлика — 13 масс Юпитера. Всё, что меньше — это планета. По объёму и линейным размерам наибольшая планета, коричневый карлик и наименьшая звезда приблизительно равны: шары радиусом 70 000 км, их различает только масса и плотность.

Звёздная эволюция

По сравнению с нами, живыми существами, звёзды живут долго. Но и они стареют и умирают. Цикл жизни звезды называется эволюцией, и проходит через различные стадии, в зависимости от массы звезды.

Первоначальная стадия эволюции называется протозвездой. Это ещё довольно холодное, разреженное газовое облако, которое сжимается под действием собственной гравитации. Протозвезду можно назвать «инфракрасным гигантом»: она ещё холодная и в ней не текут реакции, но она нагревается и испускает тепловое инфракрасное излучение. Сокращаясь, протозвезда отделяет протопланетный диск, в котором тоже начинается сгущение вещества. И наконец она сжимается до такой степени, что в ней загорается реакция. Вспышка излучения выметает из диска всю несобравшуюся пыль и газы, а на протопланетах начинается первый геологический эон — гадей, или катархей. Рождается новая звёздная система.

Если протозвезда слишком мала (до 80 масс Юпитера), то реакция загорается ненадолго. Легковоспламеняющийся дейтерий прогорает, как клочок газеты в мокром костре после дождя, и обычный водород от него не загорается. Получается коричневый карлик (пример: Teide 1). Эволюция коричневого карлика до невозможности примитивна: он тупо остывает, от L, через T, к Y (пример: WISE 1541—2250). На этом его история заканчивается, и пребывает он в виде тяжелого юпитера до самого морковкина заговенья (а.к.а. тепловой смерти вселенной, распада протонов и прочих невообразимо далёких событий — причем неизвестно, реальны ли эти события).

Более же массивные звёзды входят на стадию главной последовательности. Сколько они проведут на главной последовательности — зависит от их массы. Маленькие красные карлики сдадутся морковкину заговенью последними, через триллионы лет, а яркие голубые B и O — громко лопнут через миллионы лет, вероятно, ещё при жизни человечества. Большая часть звезд на главной последовательности — стабильные и не переменные; исключение — легкие и молодые красные карлики, на которых происходят очень яркие вспышки. Светимость звезды очень медленно растет по мере её взросления.

Когда в ядре звезды начинает заканчиваться водород, она съезжает с главной последовательности, и её дальнейшая судьба целиком зависит от её массы. Легкие красные карлики, от 0,08 до 0,5 массы Солнца (пример: звезда Глизе 1132), полностью конвективны, ядра у них нет как такового, и когда водород в них заканчивается, они ненадолго разгораются ярче (становясь голубыми карликами), а потом все реакции в них прекращаются и они становятся инертными гелиевыми белыми карликами (на данный момент этого ещё не происходит; доступный наблюдению фрагмент Вселенной слишком молод).

Белый карлик — это мертвая звезда или ядро звезды, в котором не идет никаких реакций. От коллапса их удерживает давление электронного вырождения; если очень грубо и в обывательских терминах, атомы в них сидят впритык, щека в щеку, электронам некуда податься, они давят друг на друга и не дают веществу сжиматься далее. Плотность белого карлика — порядка тонны на кубический сантиметр, а гравитация — порядка сотен тысяч g. Белый карлик медленно остывает, но поскольку он такой маленький и плотный (размером с Землю), остывать он может настолько же долго, насколько догорает карлик красный. Полностью остывший и не излучающий белый карлик называется чёрным карликом; это твердый, холодный и очень плотный комок вещества в космосе. На данный момент ни один белый карлик не остыл до чёрного; обозримая часть Вселенной опять же слишком молода. Старейшие известные белые карлики остыли только до красноты.

Звезды крупнее, от 0,5 до 10 масс Солнца (более крупные красные карлики и все классы от K до A), развиваются похитрее. У них есть отдельное ядро, и водород выгорает сначала в нём. Тогда наступает следующая стадия: субгигант (пример: Процион), в котором гелий начинает гореть в зоне около ядра. Звезда немного разбухает и ощутимо остывает, до желтого или оранжевого цвета. Светимость при этом слегка увеличивается.

Чтобы отличать проэволюционировавшие звёзды от обычных, к букве класса добавляют ещё и римскую цифру. Звёзды главной последовательности имеют цифру V (например, G V), а субгиганты — цифру IV.

Когда в ядре субгиганта водород выгорает полностью, зона термоядерных реакций расширяется вовне. Звезда ещё сильнее разбухает и остывает; но, несмотря на то, что она остывает, она растет в размерах, и от этого возрастает её светимость. Это — красный гигант (пример: Альдебаран). Ему соответствует римская цифра III.

Для звёзд массой до 0,75 Солнца, фаза красного гиганта — последняя. Дальше они постепенно исходят газом, и от них остаётся только ядро — белый карлик. Более массивные звёзды проходят через более чем одну разновидность красного гиганта. По мере того, как гигант растет, поверхность его остывает, но ядро становится более горячим. Рано или поздно оно становится настолько горячим, что в нем начинается синтез углерода из гелия (гелиевая вспышка). На этом фаза обыкновенного красного гиганта заканчивается и начинается следующая.

Для малометалличных звёзд эта фаза называется горизонтальной ветвью, потому что на ней начинает снова возрастать температура, но остается неизменной светимость (в результате на диаграмме Герцшпрунга-Рассела получается полочка). Гигант становится оранжевым, желтым, даже белым. Более металличные звёзды не уходят в желтизну; они остаются красными гигантами, но несколько стабилизируются и прекращают расти. Они называются гигантами красного сгущения, потому что они все примерно одной температуры и светимости, и расположены в аккуратном сгустке на диаграмме. Их можно использовать как стандартные свечи. Этим видам гигантов тоже соответствует римская цифра III.

Но рано или поздно, заканчивается и гелий. Тогда процесс повторяется: ядро снова становится инертным, гелий начинает гореть в слое вокруг ядра, а водород — в слое вокруг этого слоя. Так появляется финальная форма красного гиганта — ассимптотический гигант (пример: Мира Кита). Он относится к ярким гигантам, и ему соответствует римская цифра II. Этот красный гигант растет и распухает до огромных размеров, поглощая все свои внутренние планеты (именно такая судьба ждёт Солнце; оно проглотит Меркурий, Венеру и, возможно, Землю). Наконец, он исходит газами, превращается в туманность, а посередке остается углеродно-кислородный белый карлик.

Теперь поговорим о звёздах с массами от 9 до 30 солнц (ранних B-шках и поздних O-шках). Они горят настолько ярко, что гелий в них загорается ещё тогда, когда водород и не думает кончаться. Поэтому вместо субгиганта они проходят другую стадию — голубого сверхгиганта (пример: Ригель). Они немножко растут, почти не остывая, светимость их возрастает, и они приобретают римскую циферку I (сверхгигант). Дальше они распухают и остывают уже знакомым нам способом, только тут уже процесс укладки слоев вокруг ядра на гелии не останавливается. Они превращаются в красные сверхгиганты (тоже циферка I, пример: Бетельгейзе). Красный сверхгигант очень похож на ассимптотический красный гигант, только слоёв в нем больше: слой горения водорода, гелия, углерода, и так далее до железа. Чем дальше заходит процесс синтеза элементов, тем более краткими являются новые стадии: при синтезе металлов из металлов часть энергии выделяется не в несущих живительную энергию фотонах, а в бесполезных частицах нейтрино, которые вылетают из звезды, ничего ей не оставляя, и этих нейтрино тем больше, чем более массивно сырье для синтеза. Этот процесс снижения КПД называется урка-процессом. Да, от слова «урка» — бандит, гопник; астрофизик, придумавший термин, был русского происхождения, и ему это показалось забавным. По другой версии, слово произошло от Casino da Urca в Бразилии, где обдирали народ не хуже наших урок.

Если красный сверхгигант не очень массивен, он может изойти газами, как простой красный гигант, и оставить кислородно-неоно-магниевый белый карлик. Но с более крупными происходит вещь поинтереснее.

В их ядрах скапливается железо. Ну и что, что железо? Что из этого? А вот что. Железо — самое худшее вообразимое ядерное топливо. Из него ничего нельзя синтезировать с выделением энергии, и его ни на что нельзя разделить с выделением энергии. Железо не имеет критерия Лоусона: как его не нагревай и не сжимай, сколько его не собирай в один шар, реакция с выделением энергии не пойдет никогда. Поэтому железное ядро начинает резко поглощать энергию, остывать и сужаться. Оно резко, за секунды, сужается, вся этажерка-бутерброд теряет равновесие и падает на него, происходит звездотрясение и вся масса звезды разом взбалтывается. И тогда все оставшиеся лёгкие элементы вокруг ядра вспыхивают и реагируют одновременно. Ну, настолько одновременно, насколько это возможно при размерах звезды, которую и свет-то проходит далеко не сразу. Это и называется — сверхновая, и это один из наиболее колоссальных взрывов, известных науке. Оболочку звезды размётывает взрывом, превращая в туманность, а железное ядро утрамбовывается настолько, что давление электронного вырождения не выдерживает и говорит «хруп». Атомы сливаются в одно колоссальное ядро, удерживаемое от распада гравитацией. Получается нейтронная звезда (пример: пульсар Крабовидной туманности).

Помните, что мы говорили о белых карликах? Так вот, по сравнению с нейтронной звездой белый карлик — так, шарик воздушный. Нейтронная звезда имеет массу в несколько Солнц, а размером она с город Москву. Да, именно так, поперечником в 10-20 км. Она в миллиарды раз плотнее белого карлика, спичечный коробок её вещества весит миллиарды тонн, и она крутит обороты, как бешеная (период обращения нейтронной звезды вокруг своей оси — секунды). Сжиматься дальше ей не даёт давление нейтронного вырождения: теперь уже не атомы, а элементарные частицы сидят в ней щека к щеке и пукнуть не могут. У нейтронной звезды может образоваться очень сильное магнитное поле (тогда она называется магнетаром, и при попытке подлететь к такой звезде у человека железо вытянет к чертям собачьим из крови, от чего он и умрёт). Она может выпускать радиоволны; тогда она называется пульсаром, ибо каждые несколько секунд, когда она делает один оборот, до нас долетает радиоимпульс. У каждого пульсара неповторимый период пульсации, поэтому космолётчики Галактики могут ориентироваться по пульсарам, узнавая их издалека и триангулируя свое местонахождение. Все нейтронные звёзды — источники жесткого рентгеновского излучения.

Теперь пойдем дальше. Эволюция звёзд в 30-60 Солнц массой зигзагообразна. Они скачут туда-сюда от голубого к красному цвету по мере того, как внутри них образуются слои и вспыхивают новые элементы. Но вместо красного сверхгиганта они в конце концов образуют т. н. звезду Вольфа-Райе (пример: Гамма Парусов). Это тот же красный сверхгигант, но от выхлопа частиц из ядра ему напрочь снесло верхние слои, которые и делают красный гигант красным. Поэтому оголённая звезда синяя, очень яркая и очень горячая, и испускает очень жесткий ветер заряженных частиц. Судьба звезду Вольфа-Райе ждет такая же, как и любой другой сверхгигант: сверхновая. Но при настолько высокой массе «хруп» в ядре сверхновой может оказаться настолько сильным, что даже нейтроны, даже кварки окажутся раздавлены.

Тогда ничто уже не может предотвратить гравитационный коллапс. Звезда сжимается до такого малого радиуса и её гравитация становится настолько сильной, что изгибает даже свет в кольцо. Этот радиус называется горизонтом событий, а остаток звезды — черной дырой (пример: Лебедь Х-1). Что с ней происходит дальше, не знает никто, потому что внутри горизонта событий пространство скручивается в бараний рог и законы привычной физики (и логики!) перестают действовать. Как говорила одна тётенька, «Time shall compress! All existence denied!». Именно это и происходит внутри дыры — время теряет смысл как понятие, там нет ни прошлого, ни настоящего, ни будущего, зато времяподобные свойства приобретает пространственное направление к центру дыры. И это один из очень немногих фактов, которые можно сказать с уверенностью о том, что там творится: что происходит с самой звездой, неизвестно. По ОТО, звезда схлопывается в материальную точку и теряет все характеристики, кроме массы и заряда. По теории струн, звезда превращается в комок плотноупакованных струн — гипотетических одномерных прачастиц, из вибрации которых состоит всё на свете. Есть ещё предостаточно теорий на тему чёрных дыр, и точно сказать, что внутри этого проклятого горизонта, мы не можем.

Что касается времени, то оно и на подступах к дыре ведет себя странно. Оно растягивается и замедляется. Чем ближе наблюдатель к горизонту событий, тем более растянутым является для него время и тем более сжатым кажется для него время в остальной части Вселенной. Согласно некоторым интерпретациям, падая в дыру, наблюдатель сможет пронаблюдать за своей спиной всю историю Вселенной до вышеупомянутого морковкина заговенья, а наблюдая за падением извне, мы сможем увидеть только, как он бесконечно, асимптотически приближается к горизонту и падает всё медленнее, и всё никак не пересечёт горизонт. Ещё более интересными свойствами обладают быстровращающиеся дыры: согласно некоторым теориям, искривление пространства и времени в них настолько бубликообразно-хитрое, что через определённые точки можно проложить траектории с возвратом, на выходе из которых тело пропутешествет во времени или вообще попадет в иную вселенную.

Есть теории о существовании неких промежуточных звеньев между нейтронной звездой и чёрной дырой, продолжающих ряд «белый карлик — нейтронная звезда — ? — ? — ? — чёрная дыра». Среди них наиболее известны т. н. кварковые звёзды, в которых бочок к бочку сидят ещё более мелкие частицы, чем нейтроны — кварки; другие гипотезы предполагают существование «преонных» звёзд, электрослабых звёзд, Q-звёзд и прочего гипотетического зоопарка на грани фантастики. Ни одного образца в природе обнаружено не было. По одной из свежих гипотез, чёрных дыр звездных масс тоже нет — излучение Хокинга убережет вещество от подобной участи и разорвет звезду на маленькие кусочки прежде, чем ядро успеет настолько уплотнится. Впрочем, в 2016 году с гипотезой случился эпичный обосрамс: открыли гравитационную волну, пущенную слиянием двух дыр именно такой массы.

Ну, и наконец, звёзды массой 60-120 Солнц, самый тяжелый вес (максимально зафиксированная масса звезды — 265 Солнц, но это уникум). Их эволюция абсолютно хаотична, потому что испускаемое их ядрами излучение настолько мощно, что выбивает из самого физического вакуума пары частиц-античастиц. Это сильно дестабилизирует звезды-гипергиганты (циферка 0; римские закончились); они вообще практически нисколько времени не проводят на главной последовательности, принимая вид красных гипергигантов или Вольфов-Райе практически сразу от рождения. За свою недолгую жизнь они несколько раз пытаются взорваться, как сверхновые; но им это оказывается как слону дробина, и только выбрасывает джеты, вспышки, протуберанцы и туманности, окружая такую звезду плотным облаком газов (пример: Эта Киля). И наконец она бабахает, да так бабахает, что никакого остатка не остаётся; это называется — гиперновая.

На этом размерный ряд современных звёзд заканчивается. Но учёные предполагают, что давным-давно, на предполагаемой заре истории Вселенной, существовали и ещё более тяжелые монстры — массой от тысячи до десяти тысяч Солнц. Сформироваться такие монстры могли только из чистого водорода, с нулевой металличностью (именно поэтому их больше нигде не образуется). И их эволюция пошла совсем невероятным путем: их ядра сколлапсировали в чёрные дыры, а оболочки стали в эти дыры падать и выделять энергию. Светимость получавшейся «квази-звезды» вырастала до светимости целой галактики. Наконец, когда все вещество оказывалось скушано дырой, получалась чёрная дыра т. н. «средней массы» — многие из которых продолжали поглощать окружающие звёзды и расти. Так они перестали быть звёздами и превратились в квазары — активные ядра нарождающихся галактик, а потом и в обычные ядра галактик. Это одна из теорий происхождения сверхмассивных чёрных дыр — галактических ядер.

Двойные и кратные звёздные системы

Но оставим пока мир этих невообразимых чужеродных чудовищ и вернемся к милым, маленьким, ласковым M, K, G и F V. Выгляните в окно и посмотрите на Солнце. Ну разве оно не няша? Тихое, скромное, будет греть нас ещё четыре миллиарда лет. Так вот, оно сравнительно редкая птица в том плане, что одиночное. Поодиночке встречаются, как правило, тусклые красные карлики, а более яркие звёзды — кратные, то есть поставляются в комплекте по 2, 3 и более. Например, Альфа Центавра состоит из двух центральных звёзд G и K, обращающихся друг вокруг друга, и маленького красного карлика Проксимы, обращающегося по удаленной орбите вокруг обеих. Компоненты двойной или кратной системы обозначаются большими латинскими буквами, например Альфа Центавра А и Альфа Центавра В.

Ранее астрономы всерьёз сомневались что такие звёзды могут иметь какие-либо планеты, но возле таких звёзд тоже были обнаружены экзопланеты. Суть, вкратце, такова: планеты могут существовать в пределах трети минимального расстояния между близкими компонентами двойной. То есть, если Альфы Центавра А и В приближаются друг к другу на наименьшее расстояние в 9 а.е. (1 а.е. — расстояние от Земли до Солнца), то планеты у той и другой могут быть на орбитах до 3 а.е. радиусом. Чем эксцентричнее орбита двойной, тем формирование планет идет хуже: так, у Kepler-444 с максимальным сближением 5 а.е. и эксцентриситетом в 0.864 вряд ли будет что-нибудь кроме пыли за 3/4 астрономической единицы. А у совсем близких двойных могут быть обитаемые циркумбинарные планеты, то есть обращающиеся вокруг обеих сразу. Как Татуин. Для "татуинов" правило несколько иное: полуось орбиты планеты должна хотя бы в три раза превышать наибольшее расстояние между родительскими светилами.

Однако няшность заканчивается, когда одна из звёзд близкой двойной сходит с главной последовательности. Распухая, она дотягивается до своей компаньонки, и они начинают перебрасывать друг другу вещество, в результате чего с главной последовательности сходят обе. В итоге получается комбинация красного гиганта и компактного звёздного остатка.

Если этот остаток — белый карлик, то двойная звезда называется новой. На карлик капает вещество с гиганта, и на нем заново начинается термоядерная реакция, в виде вспышки. Новая вспыхивает каждые несколько лет до тех пор, пока не достигнет верхнего предела массы белых карликов — предела Чандрасекара (1,44 массы Солнца). Тогда она из новой становится сверхновой, все её вещество, накопившееся за миллионы лет, реагирует одновременно, и происходит большой бабах.

Если этот остаток — нейтронная звезда, то двойная называется барстером. Барстер работает так же, как новая, но вспыхивает каждые несколько часов, испуская жесткое рентгеновское излучение.

Наконец, если остаток — чёрная дыра, то рентгеновские и гамма-лучи прут из неё непрерывно по мере того, как она поглощает вещество с компаньона.

Звёздные скопления

Скопления звёзд — это собрания множества звёзд, родившихся из одного газового облака, в одном месте. Не путайте их с созвездиями: созвездия — это своего рода оптическая иллюзия, а скопления — реально расположенные рядом звёзды. Чем ближе друг к другу сидят звёзды, тем дольше живёт скопление и тем медленнее оно рассеивается.

По этому признаку выделяют два типа скоплений: шаровые и рассеянные. Шаровые — плотноупакованные, долгоживущие, обычно очень старые. Помимо галактического диска шаровые скопления часто встречаются в гало. Из-за специфических условий (звёзды встречаются на расстоянии астрономических единиц, а не парсек) там сильная радиация, нет жизни и могут встретиться очень экзотические представители звёздного зоопарка, которых не встретишь среди одиночных (например, голубые субкарлики).

Рассеянные — неплотные, короткоживущие. По этой причине все наблюдаемые нами рассеянные скопления — молодые, все более старые уже совсем рассеялись. Рассеянные скопления благоприятны для образования в них планетных систем на первых порах, однако в них много тяжёлых голубых звёзд, могущих жахнуть сверхновыми, поэтому насчёт собственной жизни — прогноз неутешительный.

Галактики

Эдвин Хаббл (да, он самый в честь которого назван телескоп) создал классификацию галактик известную как «камертон Хаббла». Изначально, при создании классификации, предполагалось, что эллиптические галактики эволюционируют в спиральные. Однако, выяснилось, что наоборот — эллиптические галактики состоят из старых звёзд (как следствие нет голубых звёзд, от чего галактика жёлто-красного цвета), а спиральные из молодых (наличие ярких голубых звёзд придаёт галактике в целом, голубой цвет), но в целом разделение на спиральные и эллиптические сохранилось, просто, теперь трактуется иначе.

И похоже, что когда спиральная галактика начинает стареть, то она сначала обзаводится плотным ядром, а затем в ней постепенно затухает процесс образования новых звёзд.

Карликовая сфероидальная галактика (dSph) — нечто среднее между галактикой и звёздным скоплением, по размерам и количеству звёзд очень смахивают на звёздное скопление, но имеют скрытую массу, предположительно из тёмной материи. Кроме-то такая карликовая галактика сама может иметь в себе звёздные скопления.

А теперь немного итогов

Загрузить видео YouTube YouTube might collect personal data. Политика конфиденциальности ПродолжитьDismiss (link) чёрная дыра с диском

Итак, о чем вся эта история нам говорит?

• У солидной части голубых звёзд не бывает планет. Они просто не успеют сформироваться (впрочем, одно из исследований говорит, что газовые гиганты вроде Юпитера «рождаются» всего за тысячу лет, да и протопланетные диски обнаруживаются у звезд с массами до 72 масс Солнца). У белых бывают планеты, но без жизни: звезду распирает в красный гигант, когда планеты ещё в катархее.
• Сверхновые получаются только из голубых звёзд. Наше Солнце или подобная ему звезда никогда не взрывается. Она медленно распухает, сгорает и исходит дымом.
• Зелёных, фиолетовых и серо-буро-козявчатых звёзд не бывает. Звезда может светиться только цветом теплового излучения чёрного тела. Если на пальцах: слышали выражения «раскалить докрасна», «раскалить добела»? А «дозелена» — не слышали, потому что такого не бывает. Нагреваясь, тело светит сначала инфракрасным, потом красным, потом оранжевым, желтым, белым, голубым. Почему? Потому, что нагретое чёрное тело — не лазер, оно излучает не в одной длине волны, а сразу во многих, и распределение излучаемых частот имеет вид колоколообразной кривой, верхний изгиб которой шире, чем весь видимый спектр. Когда верхняя точка колоколообразного графика распределения излучаемых частот в зелёном, то с обеих сторон с почти той же интенсивностью он захватывает красную и синюю стороны, и в результате получается красный+зеленый+синий=что? Белый. А когда верхняя точка в фиолетовом, то с одной стороны он захватывает ультрафиолет, а с другой стороны — весь сине-голубой спектр и в меньшей степени спектр от красного до зелёного, так что в итоге всё равно получается голубой.
  • Именно поэтому «зелёное солнце» — практически символ разрыва реальности и начала чего-то за гранью разума. «Adventure Time», «Видеть звёзды», Homestuck да и вообще — если звезда позеленела, жди налёта мракозябриков верхом на драконах, хором воющих гимн Венесуэлы, и начала термоядерной войны Средиземья с Лукоморьем.
  • С другой стороны в далёком будущем (через десятки миллиардов лет), когда насинтезируется достаточной количество металлов, будут возможны зелёные звёзды. Для этого нужно лишь, чтобы звезда содержала необходимое количество элемента, имеющего спектральную линию излучения в диапазоне 500—560 нм. Именно по этой причине, предположительно, существуют коричневые карлики нетеплового лилового цвета: их собственный темно-красный тепловой свет достаточно тускл, чтобы не забивать синие спектральные линии содержащихся в атмосфере металлов.