Карлики звезды: КАРЛИКИ — это… Что такое ЗВЕЗДЫ-КАРЛИКИ?

КАРЛИКИ — это… Что такое ЗВЕЗДЫ-КАРЛИКИ?

ЗВЕЗДЫ-КАРЛИКИ

ЗВЕЗДЫ-КАРЛИКИ, тип звезды, наиболее распространенный в нашей Галактике — к нему принадлежит 90% звезд, в том числе, и Солнце. Они же носят название звезд главной последовательности, согласно их положению на ДИАГРАММЕ ГЕРЦШПРУНГА-РАССЕЛА. Наименование «карликовая» относится не столько к размеру звезд, сколько к их СВЕТИМОСТИ, поэтому этот термин лишен оттенка уменьшительности.

Научно-технический энциклопедический словарь.

• ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ
• ЗВОРЫКИН

Смотреть что такое «ЗВЕЗДЫ-КАРЛИКИ» в других словарях:

• КАРЛИКИ — звезды небольших размеров (от 1 до 0,01 радиуса Солнца) и невысоких светимостей (от 1 до 10 4 светимости Солнца) с массой М от 1 до 0,1 солнечной массы.

  Среди карликов много эруптивных звезд. От обычных, или красных, карликов резко отличаются по… …   Большой Энциклопедический словарь

• ЗВЕЗДЫ — горячие светящиеся небесные тела, подобные Солнцу. Звезды различаются по размеру, температуре и яркости. По многих параметрам Солнце типичная звезда, хотя кажется гораздо ярче и больше всех остальных звезд, поскольку расположено намного ближе к… …   Энциклопедия Кольера

• Звезды — Другие значения слова «звезда» см. в статье Звезда (значения). Плеяды, звёздное скопление Звезда небесное тело, в котором происходят, происходили или будут происходить ядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в которой идут… …   Википедия

• карлики — (звёзды карлики), звёзды небольших размеров (от 1 до 0,01 радиуса Солнца) и невысоких светимостей (от 1 до 10 4 светимости Солнца) с массами от 1 до 0,1 солнечной массы. Среди карликов много эруптивных звёзд. От обычных (или красных) звёзд… …   Энциклопедический словарь

• Карлики — (астрономическое)         звёзды относительно небольших размеров и невысоких светимостей. Большинство их образует на Герцшпрунга Ресселла диаграмме (См. Герцшпрунга Ресселла диаграмма) нижнюю часть главной последовательности. Средняя плотность К …   Большая советская энциклопедия

• Звезды типа UV Кита — Вспыхивающие звёзды или звёзды типа UV Кита  переменные звёзды, резко и непериодически увеличивающие свою светимость в несколько раз во всём диапазоне от радиоволн до рентгеновского излучения. Вспыхивающие звёзды  это тусклые красные карлики,… …   Википедия

• ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ — звезды, блеск которых заметно изменяется со временем. Большинство переменных звезд либо очень молоды, либо стары. Поэтому удобнее всего классифицировать их в соответствии с возрастом, т. е. со стадией их эволюции. См. также ЗВЕЗДЫ. Молодые… …   Энциклопедия Кольера

• Белые карлики — звезды с массами порядка 1 ой массы Солнца и радиусами примерно в сто раз меньшими солнечного. Их доля в общем числе звезд Галактики (Млечного пути) от 3 до 10% и значительная их часть входит в состав двойных звезд. Белые карлики конечная… …   Начала современного естествознания

• Коричневые карлики — Коричневый карлик (меньший объект) вращающийся вокруг звезды Gliese 229, которая расположена в созвездии Зайца около 19 световых лет от Земли. Коричневый карлик Gliese 229B имеет массу от 20 до 75 масс Юпитера. Коричневые или бурые карлики… …   Википедия

• белые карлики — компактные звёзды с массами около 1 массы Солнца и радиусами около 0,01 радиуса Солнца. Средняя плотность вещества белые карлики105–106 г/см3. Составляют 3 10% от общего числа звёзд Галактики; значительная часть белых карликов входит в двойные… …   Энциклопедический словарь

Книги

• Большое космическое путешествие, Тайсон Нил Деграсс, Стросс Майкл А., Готт Джон Ричард. Основой этой книги стал курс Принстонского университета, который читали гуманитариям три знаменитых астрофизика — Нил Деграсс Тайсон, Майкл Стросс и Джон Ричард Готт. Они рассказывают о том,… Подробнее  Купить за 900 руб
• Большое космическое путешествие, Тайсон Н., Стросс М., Готт Дж.. Основой этой книги стал курс Принстонского университета, который читали гуманитариям три знаменитых астрофизика — Нил Деграсс Тайсон, Майкл Стросс и Джон Ричард Готт. Они рассказывают о том,… Подробнее  Купить за 721 руб
• Большое космическое путешествие, Тайсон Н.. Основой этой книги стал курс Принстонского университета, который читали гуманитариям три знаменитых астрофизика — Нил Деграсс Тайсон, Майкл Стросс и Джон Ричард Готт. Они рассказывают о том,… Подробнее  Купить за 654 руб

Другие книги по запросу «ЗВЕЗДЫ-КАРЛИКИ» >>

Карлики звездного мира | Публикации

1. В шаровом скоплении NGC 6397 все звезды одного возраста и находятся на одинаковом расстоянии от нас — примерно 8500 световых лет. Среди них множество звезд-карликов, различимых на пределе чувствительности космического телескопа «Хаббл»
2. Белый карлик — остаток звезды, подобной Солнцу
3. Красный карлик — в нем еще идут ядерные реакции В шаровом скоплении NGC 6397 все звезды одного возраста и находятся на одинаковом. Фото NASA

Вырожденные звезды

Обычно в период формирования звезды ее гравитационное сжатие продолжается до тех пор, пока плотность и температура в центре не достигнут значений, необходимых для запуска термоядерных реакций, и тогда за счет выделения ядерной энергии давление газа уравновешивает его собственное гравитационное притяжение. У массивных звезд температура выше и реакции начинаются при относительно небольшой плотности вещества, но чем меньше масса, тем выше оказывается «плотность зажигания». Например, в центре Солнца плазма сжата до 150 граммов на кубический сантиметр. Однако при плотности, еще в сотни раз большей, вещество начинает сопротивляться давлению независимо от роста температуры, и в итоге сжатие звезды прекращается прежде, чем выход энергии в термоядерных реакциях становится значимым. Причиной остановки сжатия служит квантовомеханический эффект, который физики называют давлением вырожденного электронного газа.

Дело в том, что электроны относятся к тому типу частиц, который подчиняется так называемому «принципу Паули», установленному физиком Вольфгангом Паули в 1925 году. Этот принцип утверждает, что тождественные частицы, например электроны, не могут одновременно находиться в одном и том же состоянии. Именно поэтому в атоме электроны движутся по разным орбитам. В недрах звезды нет атомов: при большой плотности они раздавлены и существует единое «электронное море». Для него принцип Паули звучит так: расположенные рядом электроны не могут иметь одинаковые скорости. Если один электрон покоится, другой должен двигаться, а третий — двигаться еще быстрее, и т. д. Такое состояние электронного газа физики называют вырождением.

Даже если небольшая звезда сожгла все термоядерное топливо и лишилась источника энергии, ее сжатие может быть остановлено давлением вырожденного электронного газа. Как бы сильно ни охладилось вещество, при высокой плотности движение электронов не прекратится, а значит, давление вещества будет противостоять сжатию независимо от температуры: чем больше плотность, тем выше давление. Сжатие умирающей звезды с массой, равной солнечной, остановится, когда она уменьшится примерно до размера Земли, то есть в 100 раз, а плотность ее вещества станет в миллион раз выше плотности воды. Так образуются белые карлики. Звезда меньшей массы прекращает сжатие при меньшей плотности, поскольку сила ее тяготения не так велика. Очень маленькая звезда-неудачник может стать вырожденной и прекратить сжатие еще до того, как в ее недрах температура поднимется до порога «термоядерного зажигания». Такому телу никогда не стать настоящей звездой.

Недостающее звено

До недавних пор в классификции астрономических объектов зияла большая дыра: самые маленькие известные звезды были раз в 10 легче Солнца, а самая массивная планета — Юпитер — в 1000 раз. Существуют ли в природе промежуточные объекты — не звезды и не планеты с массой от 1/1000 до 1/10 солнечной? Как должно выглядеть это «недостающее звено»? Можно ли его обнаружить? Эти вопросы давно волновали астрономов, но ответ стал намечаться лишь в середине 1990-х годов, когда программы поиска планет за пределами Солнечной системы принесли первые плоды. На орбитах вокруг нескольких солнцеподобных звезд обнаружились планеты-гиганты, причем все они оказались массивнее Юпитера . Промежуток по массе между звездами и планетами стал сокращаться. Но возможна ли смычка, и где провести границу между звездой и планетой?

Еще недавно казалось, что это совсем просто: звезда светит собственным светом, а планета — отраженным. Поэтому в категорию планет попадают те объекты, в недрах которых за все время существования не протекают реакции термоядерного синтеза. Если же на некотором этапе эволюции их мощность была сравнима со светимостью (то есть термоядерные реакции служили главным источником энергии), то такой объект достоин называться звездой. Но оказалось, что могут существовать промежуточные объекты, в которых термоядерные реакции происходят, но никогда не служат основным источником энергии. Их обнаружили в 1996 году, но еще задолго до того они получили название коричневых карликов. Открытию этих странных объектов предшествовал тридцатилетний поиск, начавшийся с замечательного теоретического предсказания.

В 1963 году молодой американский астрофизик индийского происхождения Шив Кумар рассчитал модели самых маломассивных звезд и выяснил, что если масса космического тела превосходит 7,5% солнечной, то температура в его ядре достигает нескольких миллионов градусов и в нем начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. При меньшей массе сжатие останавливается раньше, чем температура в центре достигает значения, необходимого для протекания реакции синтеза гелия. С тех пор это критическое значение массы называют «границей возгорания водорода», или пределом Кумара. Чем ближе звезда к этому пределу, тем медленнее идут в ней ядерные реакции. Например, при массе 8% солнечной звезда будет «тлеть» около 6 триллионов лет — в 400 раз больше современного возраста Вселенной! Так что, в какую бы эпоху ни родились такие звезды, все они еще находятся в младенческом возрасте.

Впрочем и в жизни менее массивных объектов бывает краткий эпизод, когда они напоминают нормальную звезду. Речь идет о телах с массами от 1% до 7% массы Солнца, то есть от 13 до 75 масс Юпитера. В период формирования, сжимаясь под действием гравитации, они разогреваются и начинают светиться инфракрасным и даже чуть-чуть красным — видимым светом. Температура их поверхности может подняться до 2500 кельвинов, а в недрах превысить 1 миллион кельвинов. Этого хватает, чтобы началась реакция термоядерного синтеза гелия, но только не из обычного водорода, а из очень редкого тяжелого изотопа — дейтерия, и не обычного гелия, а легкого изотопа гелия-3. Поскольку дейтерия в космическом веществе очень мало, весь он быстро сгорает, не давая существенного выхода энергии. Это все равно, что бросить в остывающий костер лист бумаги: сгорит моментально, но тепла не даст. Разогреться сильнее «мертворожденная» звезда не может — ее сжатие останавливается под действием внутреннего давления вырожденного газа. Лишенная источников тепла, она в дальнейшем лишь остывает, как обычная планета. Поэтому заметить эти неудавшиеся звезды можно только в период их недолгой молодости, пока они теплые. Выйти на стационарный режим термоядерного горения им не суждено.

Ближайшие соседи

Из нескольких тысяч звезд, видимых на небе невооруженным глазом, лишь пара сотен удостоилась собственного имени. Казалось бы, что уж там говорить о тусклых светилах, с трудом заметных даже в телескоп. Но нет! В астрономических книгах часто упоминаются такие объекты, как Проксима Центавра, Летящая звезда Барнарда, звезды Каптейна, Пшибыльского, ван Маанена, Лёйтена… Обычно они названы по именам астрономов, которые их изучали. Эти названия утвердились в науке так же, как чашка Петри или лучи Рентгена — спонтанно, без всяких формальных решений, просто как форма признания заслуг ученых. И что любопытно, почти все звезды, носящие имена ученых, оказались невзрачными, очень маленькими и тусклыми.

Чем же так привлекают астрономов эти крошечные звезды? Прежде всего тем, что наше Солнце — из их числа. По совокупности свойств его можно отнести к крупным карликам. Поэтому, изучая жизнь мелких звезд, мы пытаемся понять его прошлое и будущее. К тому же карликовые звезды — наши ближайшие соседи. И это неудивительно, раз малышей в Галактике больше. Проксима в созвездии Центавра расположена в четырех световых годах от нас — ближе всех других звезд, на что и указывает ее название (лат. proxima — «ближайшая»). Но, несмотря на близость, видно ее только в телескоп. И это неудивительно, ведь ее оптическая светимость в 18 тысяч раз меньше солнечной. По размерам она всего в 1,5 раза крупнее Юпитера, а температура ее поверхности около 3000 К — вдвое ниже, чем у Солнца. Проксима в 7 раз легче Солнца и находится совсем недалеко от предела Кумара — нижней границы звездных масс. Она едва способна поддерживать в своих недрах термоядерные реакции.

Чуть дальше Проксимы, но в гравитационной связке с ней, располагается двойная звезда альфа Центавра. Оба ее компонента почти точные копии нашего Солнца. Правда, они примерно на 200 миллионов лет старше, а значит, изучая их, мы прогнозируем будущее Солнца на миллионы лет вперед.

Более отдаленное будущее Солнца представлено, например, звездой ван Маанена — это ближайший к нам одиночный белый карлик, остаток звезды, некогда похожей на Солнце. Через 6—7 миллиардов лет нашему светилу уготована та же судьба: сбросив наружные слои, сжаться до размеров земного шара, превратившись в сверхплотный остывающий «огарок» звезды — сначала белый от высокой температуры, затем постепенно краснеющий и наконец практически невидимый холодный черный карлик. О том, как будет происходить это превращение, рассказывает другая «именная» звезда, фигурирующая в астрономических статьях как «объект Сакураи». Японский любитель астрономии Юкио Сакураи открыл ее 20 февраля 1996 года в момент внезапного увеличения ее блеска. Сначала казалось, что это обычный молодой белый карлик, но за полгода он раздулся в сотни раз, демонстрируя «предсмертные конвульсии» звезды, дожигающей последние капли своего ядерного горючего. Астрономы называют это гелиевой вспышкой. Если верить расчетам, то еще несколько таких вспышек, и карлик должен успокоиться навсегда.

карлики — Любопытному об астрономии

   Довольно часто мы слышим название звезды — красный карлик. Но мало кто в точности понимает что это такое. Единственное, что нам более-менее понятно, что она по идее должна быть маленькой, раз её назвали карликом. Но ведь всё-таки, интересно же узнать, какую звезду называют красным карликом. Красные карлики — это на самом деле маленькие звёзды с небольшой массой. По сравнению с солнцем они имеют слабую светимость и относительно низкую температуру. Примерно 1500-3000 тыс. градусов Кельвина, при этом на звезде происходят почти те же процессы, что и на солнце. Но из-за маленькой массы, протон-протонные реакции имеют в ядре звезды низкую интенсивность энерговыделения. Собственно из-за этого и низкая температура звезды. Красные карлики больше Юпитера, но меньше, чем звезда средних размеров, такая, как наше Солнце. Их светлость составляет 0,01% от светлости Солнца. Ни одного красного карлика нельзя увидеть невооруженным глазом, даже ближайшего к нам — Проксиму Центавра.

   Надо сказать, что в нашей Галактике из всех звёзд самое большое количество именно красные карлики. Они составляют аж 80% всех галактических тел. Красные карлики на диаграмме Герцшпрунга-Рессела относятся к группе звёзд главной последовательности. Они занимают нижнюю часть диаграммы. Относятся к позднему спектральному классу. Как правило это М спектральный класс. Интересно, что самый близкий к нашему солнцу красный карлик, называется Проксима Центавра. И это вторая по близости к Земле звезда (не путайте с планетой). От нас до неё всего лишь 4,22 световых лет wink, что в 270 тыс. раз больше, чем до солнца.

   Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики — холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принято считать планетами.

   Черный карлик — остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.

Вопросы к параграфу 6.3.

Белые карлики Вселенной — пережитки далекого прошлого | Научные открытия и технические новинки из Германии | DW

Для классификации звезд астрономы всего мира вот уже сто лет пользуются так называемой диаграммой Герцшпрунга-Рассела. По вертикальной оси этой диаграммы отсчитывается светимость, то есть интенсивность светового излучения звезды, причем за единицу принята светимость Солнца, а на горизонтальной оси отложены спектральные классы. Следует иметь в виду, что спектральная классификация звезд характеризует температуру их поверхности, поскольку от температуры зависит цвет звезды: по мере убывания температуры он плавно меняется от голубого к белому, от белого к желтому, от желтого к оранжевому и от оранжевого к красному. Таким образом, по горизонтальной оси диаграммы Герцшпрунга-Рассела отсчитывается наблюдаемая температура поверхности звезды.

Ископаемые звезды

Оказалось, что звезды заполняют площадь диаграммы отнюдь не равномерно. Они группируются в довольно узкие полосы, которые принято именовать последовательностями. Большинство звезд во Вселенной, включая и наше Солнце, относятся к так называемой главной последовательности. Светимость и размеры этих звезд в значительной мере определяются их массой, а источником энергии служит реакция термоядерного синтеза гелия из водорода. Однако существуют и другие последовательности звезд. В частности, это красные гиганты и сверхгиганты, то есть звезды, по массе сравнимые с Солнцем, но по размеру превосходящие его во многие сотни раз; а еще одну группу образуют белые карлики. В старинном немецком университетском городе Тюбингене прошла международная научная конференция, посвященная актуальным проблемам изучения этих весьма необычных звезд.

«Белые карлики представляют для нас большой интерес потому, что они уже очень давно существуют в нашей галактике, — говорит Сильвия Каталан (Silvia Catalan), научная сотрудница университета Хартфордшира — одного из ведущих политехнических институтов Великобритании. — Мы называем их ископаемыми звездами, так что в известной мере я не только астроном, но и археолог».

Черная дыра, пульсар или белый карлик — иного не дано

Как древние окаменелости позволяют судить об истории Земли, так белые карлики дают представление о ранних стадиях эволюции Млечного Пути. Ведь они образуются из обычных звезд на заключительном этапе их развития, а главная особенность белых карликов — чрезвычайно высокая плотность.

«Белый карлик — это, по сути дела, звезда с массой Солнца, но размером с Землю, — поясняет Ральф Напивоцки (Ralf Napiwotzki), коллега Сильвии Каталан по университету Хартфордшира. — Горсть вещества, из которого состоит белый карлик, весила бы на Земле несколько тонн».

Дело в том, что звезды главной последовательности сохраняют стабильность и постоянство параметров хоть и весьма долго, но лишь до тех пор, пока не подходят к концу запасы водорода. После этого они сначала перегреваются и увеличиваются в размерах, превращаясь в красных гигантов или сверхгигантов. Дальнейшая судьба звезды зависит от ее массы. Эволюция наиболее массивных звезд завершается вспышкой сверхновой с образованием черной дыры; в случае менее массивных звезд вспышка сверхновой приводит к образованию нейтронной звезды-пульсара; если же речь идет о звездах класса Солнца или лишь незначительно более массивных, то они, сбросив оболочку, заканчивают свою жизнь в виде белых карликов. За отсутствием водорода они сами уже не производят энергии, а лишь излучают тепло, унаследованное от исходной звезды, и постепенно остывают.

Холодный — значит старый

«Сразу после возникновения температура на их поверхности составляет около 100 тысяч градусов, — говорит Ральф Напивоцки. — А дальше начинается процесс охлаждения, и по прошествии примерно 10 миллиардов лет температура белых карликов составляет всего 3-4 тысячи градусов. И наоборот, если обнаруживается белый карлик, поверхность которого имеет температуру около 3 тысяч градусов, то можно смело сказать, что ему не менее десяти миллиардов лет».

Сегодня науке известно всего несколько тысяч белых карликов. Это связано с их низкой светимостью и малыми размерами. Однако ученые полагают, что общее их количество в нашей галактике может достигать 10 миллиардов, то есть около 5 процентов всех звезд Млечного Пути. Впрочем, Сильвия Каталан и ее коллеги заняты поиском самых холодных, а значит, самых старых белых карликов, что дополнительно усложняет задачу, ведь самые холодные — значит, самые тусклые. Пока подходящих объектов изучения набралось всего около полусотни, но тем они важнее для науки.

«Эти звезды позволяют нам судить о том, каков возраст нашей галактики, когда здесь образовались первые звезды и какими свойствами они обладали, — говорит исследовательница. — Если бы не белые карлики, у нас не было бы ни малейших шансов узнать хоть что-нибудь о первых звездах Вселенной».

Нужны новые телескопы

Правда, заглянуть в далекое прошлое Вселенной астрономы пытаются и иным путем: с помощью все более мощных телескопов они высматривают в глубинах космоса самые далекие, а значит, и самые старые галактики. Ведь если галактика удалена от нас, скажем, на 12 миллиардов световых лет, то это означает, что мы видим ее такой, какой она была 12 миллиардов лет назад. Проблема лишь в том, что эти пусть гигантские и яркие, но чрезвычайно далекие звездные скопления так же трудно поддаются наблюдению, как и несравненно более близкие, зато очень тусклые и крайне малые белые карлики. Предстоящее в ближайшие годы сооружение ряда новых, еще более мощных телескопов придаст мощный импульс обоим направлениям исследований.

Автор — Владимир Фрадкин
Редактор — Ефим Шуман

Красные карлики — Ин-Спейс

Красный карлик – это маленькая и относительно холодная звезда. Масса красных карликов не превышает трети солнечной массы. Звезды этого типа испускают очень мало света, иногда в 10 000 раз меньше Солнца. Самые распространенные объекты звездного типа во Вселенной.

Проксима Центавра является ближайшей к Солнцу звездой. Она удалена от нас всего на 4 световых года и содержит в своей системе, вероятно, две планеты.

Красные карлики&nbsp&nbspЭкзопланеты 21 апреля, 20:51 4.7K

Один год на ней длится всего 1,5 земных дня, а температура поверхности достигает 430 градусов по Цельсию.

Красные карлики&nbsp&nbspЭкзопланеты 4 марта, 22:00 7.4K

Анализ космической погоды в системе красного карлика Проксима Центавра показал губительную для жизни среду.

Красные карлики&nbsp&nbspЭкзопланеты 9 декабря 2020 года, 17:00 4.8K

Они станут отличными целями для будущего космического телескопа NASA «James Webb».

Красные карлики&nbsp&nbspЭкзопланеты 25 июня 2020 года, 21:00 10.3K

Скорее всего, радиоизлучение создается взаимодействием планеты размером с Землю с сильными магнитными полями ее звезды.

Красные карлики&nbsp&nbspЭкзопланеты 17 февраля 2020 года, 19:00 15.2K

На ней очень жарко, и она купается в губительном излучении своей звезды, однако, даже несмотря на столь враждебную среду, экзопланета является крайне интересной целью для будущих исследований.

28 января 2020 года, 11:11 7.4K

Если она будет подтверждена, то получит обозначение Proxima с и станет вторым миром в ближайшей к нам звездной системе.

Красные карлики&nbsp&nbspЭкзопланеты 15 января 2020 года, 22:00 8.4K

Объяснить наличие лишь одной массивной планеты в системе красного карлика GJ 3512 уже непросто, но что делать, если их там две?

Красные карлики&nbsp&nbspЭкзопланеты 26 сентября 2019 года, 21:00 29.9K

Около миллиона лет назад межзвездная комета 2I/Borisov находилась неподалеку от звезды, двигаясь относительно нее довольно медленно.

25 сентября 2019 года, 15:38 4.2K

Открытие приближает нас к ответу на фундаментальный вопрос: уникальна ли Земля?

11 сентября 2019 года, 20:00 9.3K

Астрономы составили трехмерную карту близких к Солнцу звезд и коричневых карликов

galaxymap. org

Астрономы представили новый каталог близких к Солнечной системе объектов, в который вошли звезды, коричневые карлики и экзопланеты, находящиеся в пределах 10 парсек от Солнца. Всего каталог содержит 541 объект, на его основе ученые создали интерактивную трехмерную карту. Препринт работы опубликован на сайте arXiv.org, сам каталог и его трехмерная модель доступны на отдельном сайте. 

Попытки составления каталога звезд, видимых в небе невооруженным глазом, ведутся со времен Древней Греции, однако наиболее точные данные о свойствах и положении близких к Солнцу объектов были получены после запуска в космос астрометрических космических аппаратов «Hipparcos» и «Gaia». Подобные исследования позволяют не только лучше понять физику звезд на примере ближайших к нам тел, но и больше узнать о месте Солнечной системы во Млечном Пути.

Группа астрономов во главе с Селин Рейле (Celine Reyle) из исследовательского института UTINAM во Франции опубликовала новый каталог тел, таких как звезды, коричневые карлики и экзопланеты, в пределах 10 парсек (33 световых года) от Солнца. При его составлении ученые использовали данные из третьего каталога телескопа «Gaia», а также из базы SIMBAD и опубликованных научных работ.

galaxymap.org

galaxymap.org

Итоговый каталог содержит 541 объект, среди которых 373 звезды, в том числе 20 белых карликов и один кандидат в них, 86 коричневых карликов (так называют объекты, находящиеся на промежуточном положении между звездами и планетами) и три кандидата в них, а также 77 экзопланет, найденных в 339 звездных системах (из них 70 — двойные звезды, 19 — тройные, три системы состоят из четырех звезд, а две — из пяти). Многие из звезд в окрестностях Солнца являются красными карликами, как, например, самая близкая к нему — Проксима Центавра, которая содержит самую близкую к Солнцу экзопланету. Самой яркой среди звезд в пределах 10 парсек от Солнца стал Сириус, а самым холодным объектом — коричневый карлик WISEA J085510.74–071442.5.

galaxymap.org

Ранее мы рассказывали о том, где находятся самые близкие к Земле черная дыра, экстремально легкий белый карлик и землеподобная экзопланета.

Александр Войтюк

Все виды звёзд. Сверхновые, карлики, нейтронные и прочие | Космос, Наука

Каждый атом в вашем теле берёт своё начало во взорвавшейся звезде. Это самая поэтичная вещь из тех, что я знаю о физике: вы все — звёздная пыль.
Лоуренс Максвелл Краусс

Древние мудрецы любили наблюдать за движением светил по звёздному небу. А поскольку в воззрениях на саму мудрость среди них никогда не было единого мнения, астрономические знания получали как мистическое — предсказание судьбы, — так и сугубо утилитарное применение — для уточнения календаря и навигации. Но знание тысячелетиями оставалось крайне ограниченным. О звёздах людям было известно только то, что они есть. Теперь мы знаем больше.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела показывает, что часть звёзд не такие, как все

Первой известной характеристикой звёзд стала светимость. Звездочёты стали на глаз сортировать небесные тела по величинам. Понимая, что видимая яркость зависит от дистанции, ещё древние греки пытались определить расстояние до звёзд по годичному параллаксу, то есть изменению фона объекта в зависимости от того, с какой стороны от Солнца на него смотрит наблюдатель. Но удалось это лишь в 1837 году датчанину Фридриху Струве. После этого в оценку светимости звёзд была внесена поправка на дистанцию.

Следующий шаг был сделан в начале прошлого века, когда спектральный анализ позволил превратить цвет звезды, до этого момента оценивавшийся субъективно, в точную численную характеристику. И в 1910 году появилась знаменитая диаграмма зависимости между спектром и светимостью, составленная датчанином Эйнаром Герцшпрунгом и американцем Генри Расселом. Обобщив накопившиеся данные, учёные обнаружили, что 80% светил выстраиваются в тянущуюся из правого нижнего в левый верхний угол линию.

Открытие имело два следствия. Во-первых, диаграмма давала возможность, зная лишь видимую светимость и спектр, грубо оценивать расстояние до звёзд, слишком далёких для применения метода годичного параллакса. Во-вторых, помимо главной последовательности, на диаграмме отчётливо виднелось ответвление. А если присмотреться, то и не одно. Некоторые светила не желали подчиняться общему правилу возрастания яркости с температурой.

С тех пор астрономия и астрофизика с увлечением ищут объяснение видимой на диаграмме картине. И сейчас уже можно сказать, что главную последовательность образуют «правильные» звёзды, синтезирующие гелий. Для такого объекта характерна твёрдая сердцевина из «металлического» водорода, разделённая на внутреннее ядро, в котором протекают термоядерные реакции, и зону лучистого переноса, сквозь которую выделенная энергия с огромным трудом (чёрный водород непрозрачен и почти не проводит тепло) достигает зоны конвекции. Последняя тоже состоит из ионизированного водорода, но уже жидкого, хоть и плотного, как ртуть. Этот слой находится в постоянном упорядоченном движении: раскалённые массы поднимаются вверх, охлаждённые опускаются вниз, к ядру. Жар зоны конвекции питает тонкий излучающий слой — фотосферу, — бурный сияющий океан. Также звезда имеет и обычную газовую оболочку, именуемую хромосферой.

Строение звезды на примере Солнца (Kelvinsong / Wikimedia Commons)

Ответвления на диаграмме образуют светила, которые используют другие источники энергии или отличаются от звёзд главной последовательности по устройству. Обычно это или молодые, ещё формирующиеся звёзды, или старые, умирающие.

Около 2% массы нашей галактики составляют газ и пыль, большей частью рассеянные, но иногда образующие сравнительно плотные облака — туманности. Как правило, такие скопления неустойчивы, ведь сила тяготения к общему центру масс ничтожна, а скорость частиц облака оказывается выше второй космической. Но газ постоянно остывает, движение молекул замедляется, и неустойчивость может сменить знак. Такая туманность начинает сжиматься, и этот процесс (гравитационный коллапс) уже необратим. Температура в облаке начинает расти, но часть выделяющейся энергии уносится излучением, и внутреннее давление не может компенсировать растущую гравитационную силу.

Образование новых звёзд в галактиках происходит неравномерно. Новорождённые гиганты быстро взрываются, рассеивая галактический газ, после чего галактика остывает три-четыре миллиарда лет. На картинке «взорвавшаяся галактика» М82

Наше Солнце впервые засияло, будучи ещё протозвездой — коллапсирующей туманностью. Единственным источником энергии в тот момент было гравитационное сжатие, то есть превращение потенциальной энергии падающих к общему центру пылинок в кинетическую, а значит и тепловую энергию. Засияло оно холодным, малиновым цветом, но неслабо, так как по размеру соответствовало современной орбите Марса, что обеспечивало колоссальную излучающую поверхность.

Затем наше светило вошло в бурную стадию молодой звезды. В сердцевине центрального утолщения размером с орбиту Меркурия, окружённого холодным пылевым диском, материя уже спрессовалась до жидкого состояния, но давление ещё не достигло необходимого для запуска термоядерных реакций уровня. Тем не менее, водород время от времени «вспыхивал», так как неравномерность осаждения вещества из диска создавала эффект имплозии — столкновения ударных волн, направленных от периферии к центру. Детонации в свою очередь порождали встречную ударную волну, срывающую и выталкивающую в пустоту внешние оболочки звезды. Но гравитация каждый раз торжествовала, и сжатие возобновлялось.

Лишь когда водород в ядре формирующейся звезды перешёл в «металлическую фазу», протекание термоядерных реакций стало непрерывным. С этого момента выделение энергии смогло уравновесить потери на излучение, и сжатие почти прекратилось. «Почти» оно прекратилось потому, что водород, выгорая, превращается в более плотный гелий. Четыре с половиной миллиарда лет назад наше Солнце достигло зрелости, вступив на главную последовательность.

Классификация звёзд в астрономии традиционно проводится на основании спектра излучения — единственной характеристики, которую можно измерить непосредственно. Абсолютная светимость и масса звезды вычисляются уже на её основе. Вся эта сортировка по «цветам», «ветвям» и «трекам» кажется невразумительной для неспециалиста — и неудивительно. Ведь в реальности спектр — характеристика вторичная, меняющаяся с возрастом и зависящая от массы звезды. Величественную картину космоса проще расшифровать, предварительно поставив с ног на голову. Свойства и судьбы солнц определяются принадлежностью к одной из девяти «весовых категорий».

Облако газа и пыли вокруг коричневого карлика (иллюстрация)

Бурые карлики — самые лёгкие из светил. Лишь недавно стало известно, что тела массой 0,012 — 0,077 солнечных (или от 12 до 77 «юпитеров») можно считать настоящими звёздами, обладающими термоядерным источником энергии. Давления в их недрах недостаточно для запуска синтеза гелия, но его хватает для протекания реакций с самым низким порогом. Термоядерным горючим для коричневых карликов служат дейтерий и литий.

Бурые карлики (изображён T-карлик) не просто настоящие звёзды, а самая многочисленная категория звёзд. Планеты на орбитах бурых карликов уже обнаружены, но может ли там кто-то обитать — вопрос

Тем не менее, отличия бурых карликов от звёзд главной последовательности велики. Температура и светимость более крупных звёзд постоянно возрастают по мере того, как водород превращается в более плотный гелий и давление в ядре увеличивается. Бурые же карлики, напротив, из-за расхода изотопов непрерывно тускнеют — примерно на 10–20% за миллиард лет. Когда запасы горючего истощаются окончательно, карликовая звезда превращается в увеличенный аналог Юпитера. Другая любопытная особенность этих светил — неполная ионизация вещества. В их атмосферах присутствуют соединения кислорода и водорода: главным образом угарный газ и метан.

Ко второй категории относятся наименьшие из звёзд главной последовательности — красные и частично оранжевые карлики массой от 0,077 до 0,5 «солнц», уже достаточной для того, чтобы четыре ядра водорода сливались в ядро гелия. Однако горение водорода в телах такой массы ещё нестабильно. Звезда пульсирует. Сжатие ведёт к увеличению давления и возрастанию интенсивности реакций, но повышенное выделение энергии влечёт за собой нагрев ядра, расширение, снижение давления и резкое замедление синтеза. Аналогичные процессы протекают и в недрах более крупных звёзд, но если солнечная активность колеблется в пределах долей процента, то светимость красного карлика может изменяться на 40%, а в некоторых случаях даже в разы. Наименее стабильные карлики именуются «вспыхивающими звёздами» и считаются самой многочисленной разновидностью переменных.

Несмотря на неравномерность горения, с возрастом красные и оранжевые звёзды непрерывно наращивают температуру и светимость, пока наконец не сменят цвет. Свою карьеру звезда лёгкого веса завершает уже как голубой карлик. Правда, для этого требуется невероятно много времени: от 50 миллиардов до триллиона лет. Карлики очень экономно расходуют водородное горючее, но в безмерно удалённом будущем догорят и они, превратившись в гелиевые шары, покрытые водородным панцирем.

К третьей категории принадлежат оранжевые, жёлтые и жёлто-белые звёзды среднего веса — до 2,5 солнечных масс. В них водород горит стабильно, а светимость и спектр с возрастом меняются незначительно. За срок от 1 до 50 миллиардов лет (с увеличением массы долговечность светила падает стремительно) оранжевая звезда станет жёлтой, а жёлтая побелеет.

Впечатляющие и замысловатые метаморфозы начнутся, когда водород в ядре будет израсходован. Тогда твёрдая сердцевина звезды начинает сжиматься. Выдавленные из ядра «тонущим» гелием на границу конвективной зоны остатки водорода на короткое время возобновляют реакцию, вследствие чего внешние слои вещества выталкиваются наружу, а звезда раздувается в 2,5 раза, превращаясь в яркий субгигант. Ядро же по закону сохранения импульса испытывает дополнительное сжатие — имплозию, благодаря которой температура в центре звезды кратковременно подскакивает до 100 миллионов кельвинов. А этого уже достаточно для начала термоядерных реакций с участием гелия.

Горение гелия в солнцеподобной звезде прекращается почти сразу, но выделившейся за время гелиевой вспышки энергии хватает, чтобы температура в конвективной зоне возросла до миллионов градусов и горение водорода началось во всём объёме звезды. Увеличив светимость в 100 тысяч раз, а радиус в сотни раз, она превращается в красный гигант. После чего обогащённый гелием и щепоткой более тяжёлых элементов водород, слишком раскалённый, чтобы гравитация ядра могла его удержать, улетучивается. Гелиевое же ядро продолжает сжиматься, в конечном счёте превращаясь в крошечный сверхплотный белый карлик. Через несколько миллиардов лет лишённое внутреннего источника энергии тело остывает. И белый карлик становится «чёрным карликом».

Звёзды четвёртой категории — белые и бело-голубые, от 2,5 до 8 солнечных масс — с возрастом даже не меняют оттенок свечения. Существенные различия с предыдущим типом обнаруживаются в момент гелиевой вспышки. Такая звезда не выходит из стадии субгиганта, ибо более сильная гравитация препятствует разлёту вещества, а выделившейся энергии оказывается недостаточно для того, чтобы воспламенить возросшую массу водорода конвективной зоны. Расширение быстро сменяется сжатием, и горение гелия в ядре «входит в режим», став цефеидой. Звезда пульсирует с чётким ритмом. Однозначная связь между периодом пульсации и светимостью позволяет измерять по таким звёздам галактические дистанции.

Лишь после выгорания гелия в ядре цефеида, сжавшись в последний раз, вспыхивает по всему объёму, превращается в красный гигант и рассеивается, оставляя после себя белый карлик массой около 0,7 солнечной с заключённым в гелиевую оболочку ядром из углерода, азота и кислорода. Но в случае, если звезда была двойной (а обычно так оно и есть), начинается самое интересное. Дождавшись, когда второй компонент системы войдёт в фазу красного гиганта и станет терять массу, углеродный карлик начинает захватывать чужое вещество. Гравитация этого тела достаточна, чтобы в падающем на его поверхность водороде вспыхнули термоядерные реакции. В результате звезда оживает и, в зависимости от темпов и регулярности поступления горючего, превращается в «новую», «повторную новую», «карликовую новую».

Имеющие массу до 12 солнечных бело-голубые звёзды пятой категории в конце жизненного пути также проходят стадию жёлтого переменного гиганта. Но разительно отличаются в плане возможных «посмертных приключений». Есть мнение, что остающийся после их гибели углеродный белый карлик массой до 1,4 солнечных может, остыв, превратиться в гигантский алмаз. Хотя и только на время. В последующие 10¹⁵⁰⁰ лет холодный синтез — то есть возможное при данной плотности вещества «туннелирование» нуклонов из одного ядра в другое — превратит его в «железную звезду». Но не факт, что к тому времени будет существовать Вселенная.

Но карлика может и не остаться вовсе. Давление в недрах «трупа» светила этой категории настолько велико, что горение захваченного у другой звезды водорода может привести к «углеродной детонации», а из-за огромной плотности вещества синтез более тяжёлых ядер из углерода происходит по принципу цепной реакции. Превратившись в сверхновую I типа, карлик полностью распыляется, поставляя галактике необходимые для формирования планет кремний и кислород.

Для бело-голубых звёзд массой от 12 до 18 «солнц» — к этой категории относятся Антарес и Бетельгейзе — старость становится периодом расцвета. На стадии жёлтого гиганта они не пульсируют, а ровно сияют, сжигая гелий в «штатном» режиме. Стадия же красного сверхгиганта для них устойчива: даже пылая по всему объёму, водород не может покинуть глубокую гравитационную яму. Не способным нарушить величественное благолепие оказывается даже углерод, сгорающий в ещё не достигшем сверхплотного состояния ядре мирно, без взрыва.

Что происходит, когда в коллапсирующем ядре звезды, наружные слои которой всё ещё обеспечивают дополнительное давление, детонирует кремний — не очень понятно. Но кончается дело вдесятеро более мощной вспышкой сверхновой, превращающей материю гиганта в рваную туманность наподобие Крабовидной. И образованием пульсара — нейтронной звезды массой 1,5 — 2 солнечных, имеющей плотность на порядок большую, чем у белых карликов.

Сравнение размеров Солнца и голубого гиганта Денеба

Денеб, одна из самых ярких звёзд, относится к седьмой категории — голубым гигантам от 18 до 30 солнечных масс. Светила этого ранга теряют часть массы ещё на этапе формирования, когда давление излучения просто сдувает внешние слои протозвёздной туманности. Но далее они всё-таки занимают своё место на главной последовательности и проходят идентичный предыдущему типу путь развития — за единственным исключением. Образующаяся после их угасания нейтронная звезда массой около 2,5 солнечных нестабильна, и спустя неопределённый срок за взрывом сверхновой может последовать в 100 раз более мощная вспышка — гиперновая. Груда нейтронов сжимается в занимающий вдесятеро меньший объём шар кварк-глюонной плазмы — кварковую звезду.

То, что творится в недрах голубых сверхгигантов массой от 30 до 80 «солнц», даже страшно представить. Эти звёзды вспыхивают как сверхновые уже спустя 30 миллионов лет после рождения. И если 90% их массы при этом возвращаются в галактический круговорот веществ, то оставшиеся 10% «уходят из мира». Образуется чёрная дыра.

Наконец, голубые гипергиганты — светила высшей девятой категории — никогда не вступают на главную последовательность. Их светимость может превышать солнечную в миллион раз, а масса примерно в 500 раз. Но только на момент начала термоядерных реакций. Интенсивность синтеза в гипергигантах такова, что давление излучения сразу же начинает изгонять водород из гравитационной ямы, в глубине же он полностью выгорает прежде, чем звезда окончательно сформируется, перестав быть «молодой».

Наработанный гелий, в свою очередь, сразу включается в процесс горения. Затем в глубине ядра детонирует углерод… Но это лишь «псевдосверхновая». Сбросив в пространство остатки водорода и потеряв три четверти начального вещества, гипергигант превращается в сравнительно стабильную (ведь с потерей массы снижается и давление в недрах) звезду Вольфа-Райе — пылающий шар, состоящий по большей части из гелия. Температура фотосферы звезды может быть очень высока, но наблюдателю она кажется багровой. Образующийся при сгорании гелия углерод заполняет хромосферу поглощающими свет тучами сажи.

Завершается карьера гипергиганта впечатляющим взрывом гиперновой, лишь вдесятеро менее мощным, чем в случае коллапса нейтронной звезды в кварковую. Природа этого взрыва неизвестна, результатом же оказывается образование чёрной дыры в 5–15 солнечных масс.

Все звёзды

Масса предопределяет судьбу звезды не полностью. Влияние на эволюцию светила могут оказывать скорость вращения или взаимодействие с другими телами. Обмен веществом в двойных системах практически неизбежен. Встречаются и переменные типа W Большой Медведицы — пары настолько тесные, что звёзды в них сливаются в единое гантелеобразное тело. В плотных же скоплениях не редки «голубые отставшие» звёзды, получившие дополнительный водород, поглотив один из компонентов «кратной» системы.

Отдельную категорию составляют звёзды химически-пекулярные (необычные) — углеродные, бариевые, ртутно-марганцевые, а также «кремниевые» Ar-звёзды и Amзвёзды, в спектре которых усилены линии сразу нескольких тяжёлых металлов. Конечно же, «ртутные» звёзды состоят отнюдь не из ртути. Доля этого металла в их массе не выше, чем в составе большинства прочих светил. Просто некие факторы — обмен массой, замедленное вращение, слишком сильное магнитное поле — таким образом влияют на движение вещества в конвективной зоне, что в фотосферу попадают тяжёлые химические элементы, которые в нормальной ситуации должны «тонуть».

Ахернар — в полтора раза сплющенная бешеным вращением бело-голубая звезда в семь раз массивнее Солнца. Благодаря центробежной силе, на экваторе «съедающей» 85% тяготения, он окружён диском утекающего вещества и, вполне вероятно, завершит свою эволюцию уже как светило более низкой «весовой категории»

Планетарная туманность — результат медленного и величественного рассеяния красного гиганта средней массы. Лёгкие гиганты не оставляют после себя достаточно плотное облако, тяжёлые же — взрываются в конце эволюции

В современном космосе взрывы сверхновых — самые масштабные и, следовательно, наиболее интересные с точки зрения науки события. Проблема лишь в том, что из четырёх катастрофических процессов, объединяемых под названием «сверхновая», научное объяснение имеет только один, самый слабый, — термоядерная детонация углерода на белом карлике.

События, предшествующие рождению нейтронной звезды, понятны лишь в общих чертах. При синтезе железа из кремния выделение энергии ничтожно, а давление излучения не позволяет остановить дальнейшее сжатие звезды. Ядра же железа, сливаясь, порождают ещё более тяжёлые, а затем и сверхтяжёлые и нестабильные элементы. И тут-то пресловутый конфликт теории относительности и квантовой механики переходит в фазу силового противостояния. Гигантское ядро должно немедленно распасться… а ему некуда! Гравитационное сжатие вынуждает материю принимать состояния, запрещённые с точки зрения квантовой механики… Из самых общих соображений ясно: что-то будет! Но что конкретно? Язык математики бессилен описать столкновение непреодолимой силы с несокрушимым препятствием.

Или коллапс нейтронной звезды. Конечно, превращение нуклонов в кварк-глюонную плазму вполне возможно. В первые сто секунд после Большого взрыва случалось ещё и не такое! Но где Большой взрыв, а где нейтронная звезда с её смешными с позиций физики высоких энергий миллионами кельвинов? Гипотеза, впрочем, всё равно считается убедительной. Ибо альтернативные пути получения такого же количества лучистой энергии подразумевают что-то вроде столкновения обычной звезды со звездой из антиматерии. А это уже перебор даже с точки зрения астрофизиков, способных воображать самые невероятные процессы.

Если слабые «углеродные» сверхновые производят преимущественно кремний и кислород, то более мощные «нейтронные» обогащают галактический газ в первую очередь железом и никелем

Наконец, с образованием чёрных дыр тоже не возникает вопросов — но лишь при рассмотрении проблемы на упрощённом уровне «сферического коня в вакууме». Современные модели гравитационного коллапса, включая и самые экстравагантные, трактуют материю как бесконечно сжимаемый идеальный газ. А чтобы вторая космическая скорость сравнялась со скоростью света и возник горизонт событий, плотность тела массой 3 — 15 солнечных должна превысить плотность гипотетической кварковой звезды, вещество которой ведёт себя как несжимаемая жидкость… И ничего, если бы проблема ограничивалась этим. Увы, при коллапсе сверх- и гипергигантов кварковая материя сжиматься не может даже теоретически. Ибо не образуется. Иначе взрывалось бы на пару порядков сильнее.

* * *

…Тем не менее, существование чёрных дыр «звёздной» массы подтверждено многочисленными наблюдениями и никаких сомнений не вызывает.

Странно ли, что необъяснимые и даже невозможные с точки зрения науки объекты всё-таки видны? Для астрономии это норма. Знание ограничено, Вселенная бесконечна. Орбитальные и наземные обсерватории неутомимо просеивают мириады светил, отыскивая новые загадки космоса. Ибо раз уж на звёзды мы можем только смотреть, этот процесс хотя бы не должен стать скучным.

красный карлик | Определение, факты и температура

Узнайте о различных типах звезд, разделенных на категории в соответствии с их массой и температурой — красные карлики, красные гиганты, сверхгиганты, белые и коричневые карлики

Обзор нескольких типов звезд, особенно красных карликов , красный гигант, сверхгигант, белый карлик и коричневый карлик.

© Открытый университет (издательский партнер Britannica) Посмотрите все видео к этой статье

Красный карлик , также называемый M карлик или M-тип звездой , самый многочисленный тип звезд во Вселенной и наименьший тип звезды, горящей водородом.

Красные карлики имеют массу примерно от 0,08 до 0,6 масс Солнца. (Объекты меньше красных карликов называются коричневыми карликами и не светятся через термоядерный синтез водорода.) Более легких звезд гораздо больше, чем более тяжелых звезд, и поэтому красные карлики являются наиболее многочисленным типом звезд. В Галактике Млечный Путь около трех четвертей звезд — красные карлики. В эллиптических галактиках доля еще выше.

Звезды, сжигающие водород в результате термоядерного синтеза, подразделяются на семь спектральных классов в зависимости от температуры их поверхности.Эти звезды также лежат на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, которая отображает зависимости светимости звезд от температуры на линии, называемой главной последовательностью. Красные карлики — самые холодные звезды главной последовательности со спектральным классом M и температурой поверхности около 2 000–3 500 К. Поскольку эти звезды такие холодные, спектральные линии молекул, таких как оксид титана, будут диссоциированы в более горячих звездах. , довольно заметны. Красные карлики также являются самыми тусклыми звездами со светимостью от 0,0001 до 0.В 1 раз больше, чем у Солнца.

Меньшие звезды имеют более продолжительное время жизни, чем большие звезды. Хотя время жизни таких звезд, как Солнце, составляет около 10 миллиардов лет, даже самые старые красные карлики еще не исчерпали свои внутренние запасы водорода. Время жизни самых тяжелых красных карликов составляет десятки миллиардов лет; срок жизни самых маленьких составляет триллионы лет. Для сравнения, возраст Вселенной всего 13,8 миллиарда лет. Тусклые красные карлики будут последними звездами, сияющими во Вселенной.

Получите подписку Britannica Premium и получите доступ к эксклюзивному контенту.Подпишитесь сейчас

Красные карлики не пройдут через фазу красных гигантов в своей эволюции. Поскольку конвекция происходит через всю звезду, водород постоянно рециркулирует из внешних областей в ядро. Звезды, подобные Солнцу, не являются полностью конвективными и поэтому сжигают только 10 процентов своего водорода, который находится в их ядрах. Когда этот водород будет исчерпан, такие звезды будут сильно расширяться, поскольку они начнут сжигать водород на оболочке, окружающей их гелиевые ядра. Однако красные карлики из-за конвекции полностью эффективны и сжигают весь свой запас водорода.Затем они будут становиться все горячее и меньше, превратившись в голубых карликов и, наконец, закончив свою жизнь белыми карликами.

Из-за низкой светимости зона обитаемости красного карлика (область около звезды, где жидкая вода может быть найдена на поверхности планеты) очень близка к звезде. Планета в этом регионе будет вращаться вокруг красного карлика каждые несколько недель и, таким образом, часто будет проходить мимо своей звезды. Кроме того, транзиты будут весьма заметны, поскольку малый радиус красного карлика означает, что большая часть звезды будет покрыта проходящей планетой.Такая планета, Проксима Центавра b, была обнаружена в 2016 году вокруг ближайшей к Солнцу звезды, Проксимы Центавра.

Проксима Центавра b

Отпечаток художника поверхности Проксимы Центавра b, ближайшей к Солнцу внесолнечной планеты. Планета имеет массу как минимум в 1,3 раза больше Земли.

ESO / M. Kornmesser

белый карлик звезда | Определение, размер, масса, жизненные циклы и факты

Белый карлик , любой из класса слабых звезд, представляющий конечную точку эволюции звезд средней и малой массы.Белые карлики, названные так из-за белого цвета первых нескольких открытых звезд, характеризуются низкой светимостью, массой порядка Солнца и радиусом, сравнимым с радиусом Земли. Из-за своей большой массы и малых размеров такие звезды представляют собой плотные и компактные объекты со средней плотностью, приближающейся к 1000000 раз больше плотности воды.

Белые карлики (в кружке) в шаровом скоплении M4. Самые яркие звезды в этом поле — желтые звезды, похожие на Солнце; меньшие тусклые звезды — красные карлики.

Фотография AURA / STScI / NASA / JPL (фото НАСА № STScI-PRC95-32)

Подробнее по этой теме

Звезда

: Белые карлики

Кажется, что все звезды эволюционируют через фазу красных гигантов до своего конечного состояния по прямому пути. В большинстве случаев, особенно …

Узнайте о различных типах звезд, разделенных на категории в соответствии с их массой и температурой — красные карлики, красные гиганты, сверхгиганты, белые и коричневые карлики.

Обзор нескольких типов звезд, особенно красных карликов, красных гигантов, сверхгигантов, белых карлик и коричневый карлик.

© Открытый университет (издательский партнер Britannica) Посмотреть все видео к этой статье

В отличие от большинства других звезд, которые противодействуют собственной гравитации за счет нормального давления газа, белые карлики поддерживаются давлением вырождения электронного газа в их интерьер. Давление вырождения — это повышенное сопротивление, оказываемое электронами, составляющими газ, в результате сжатия звезды ( см. вырожденный газ). Применение так называемой статистики Ферми-Дирака и специальной теории относительности к изучению равновесной структуры белых карликов приводит к существованию зависимости масса-радиус, посредством которой уникальный радиус присваивается белому карлику данного вида. масса; чем больше масса, тем меньше радиус.Кроме того, предсказывается существование предельной массы, выше которой не может существовать ни одна стабильная звезда — белый карлик. Эта предельная масса, известная как предел Чандрасекара, составляет порядка 1,4 массы Солнца. Оба предсказания превосходно согласуются с наблюдениями белых карликов.

Центральная область типичного белого карлика состоит из смеси углерода и кислорода. Это ядро ​​окружает тонкая оболочка из гелия и, в большинстве случаев, еще более тонкий слой водорода. Очень немногие белые карлики окружены тонкой углеродной оболочкой.Для астрономических наблюдений доступны только самые удаленные звездные слои.

Белые карлики происходят из звезд с начальной массой до трех или четырех масс Солнца или даже, возможно, выше. После спокойных фаз горения водорода и гелия в ядре, разделенных первой фазой красного гиганта, звезда во второй раз становится красным гигантом. Ближе к концу этой второй фазы красных гигантов звезда теряет свою расширенную оболочку в результате катастрофического события, оставляя после себя плотное, горячее и светящееся ядро, окруженное светящейся сферической оболочкой.Это фаза планетарной туманности. В течение всей своей эволюции, которая обычно занимает несколько миллиардов лет, звезда теряет большую часть своей первоначальной массы из-за звездных ветров в гигантских фазах и из-за выброшенной оболочки. Оставшееся горячее ядро ​​планетарной туманности имеет массу 0,5–1,0 солнечной массы и в конечном итоге остынет, превратившись в белого карлика.

Получите подписку Britannica Premium и получите доступ к эксклюзивному контенту. Подпишитесь сейчас

Белые карлики исчерпали все свое ядерное топливо, и поэтому у них нет остаточных источников ядерной энергии.Их компактная структура также предотвращает дальнейшее гравитационное сжатие. Таким образом, энергия, излучаемая в межзвездную среду, обеспечивается остаточной тепловой энергией невырожденных ионов, составляющих его ядро. Эта энергия медленно распространяется наружу через изолирующую оболочку звезды, и белый карлик медленно остывает. После полного истощения этого резервуара тепловой энергии, процесса, который занимает несколько дополнительных миллиардов лет, белый карлик перестает излучать и к тому времени достигает финальной стадии своей эволюции и становится холодным и инертным звездным остатком.Такой объект иногда называют черным карликом.

Белые карлики иногда встречаются в двойных системах, как в случае с белым карликом, компаньоном самой яркой звезды ночного неба, Сириуса. Белые карлики также играют важную роль в сверхновых типа Ia и во вспышках новых звезд и других переменных звезд-катаклизмов.

Красные карлики: самые распространенные и самые долгоживущие звезды

Красные карлики составляют самую большую популяцию звезд в галактике, но они прячутся в тени, слишком тусклые, чтобы их можно было увидеть невооруженным глазом с Земли.Их ограниченное сияние помогает продлить их жизнь, которая намного больше, чем у солнца.

Ученые считают, что 20 из 30 звезд у Земли — красные карлики. Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра — красный карлик.

Термин «красный карлик» не относится к одному виду звезд. Его часто применяют к самым холодным объектам, включая карлики K и M, которые являются настоящими звездами, и коричневые карлики, которых часто называют «несостоявшимися звездами», потому что они не поддерживают синтез водорода в своих ядрах.

«Не существует истинного определения красных карликов», — сказал Space.com по электронной почте астроном Микаэль Гиллон из Льежского университета в Бельгии. Гиллон, изучающий звездные объекты в более холодном конце спектра, был частью команды, которая идентифицировала сверххолодную звезду TRAPPIST-1. Красный карлик «обычно относится к карликовым звездам со спектральным классом от K5V до M5V», — сказал Гиллон.

Формирование и характеристики

Красные карлики образуются, как и другие звезды главной последовательности. Сначала облако пыли и газа притягивается вместе под действием силы тяжести и начинает вращаться.Затем материал слипается в центре, и когда он достигает критической температуры, начинается плавление.

Красные карлики включают самые маленькие из звезд, их масса составляет от 7,5% до 50% массы Солнца. Их уменьшенный размер означает, что они горят при более низкой температуре, достигающей всего 6380 градусов по Фаренгейту (3500 градусов по Цельсию). Солнце, для сравнения, имеет температуру 9900 F (5500 C). Низкие температуры красных карликов означают, что они намного, намного тусклее, чем звезды, подобные Солнцу.

Их низкая температура также означает, что они менее быстро сжигают свой запас водорода.В то время как другие, более массивные звезды сжигают только водород в своем ядре, прежде чем прийти к концу своей жизни, красные карлики потребляют весь свой водород внутри и снаружи своего ядра. Это увеличивает продолжительность жизни красных карликов до триллионов лет; намного больше 10 миллиардов лет жизни солнцеподобных звезд.

В концепции этого художника газ и пыль кружатся вокруг молодой звезды. В конце концов из этого материала должны образоваться планеты за счет гравитационной аккреции. (Изображение предоставлено NASA / JPL-Caltech)

Классификация красных карликов

Ученым иногда бывает трудно отличить красный карлик от коричневого карлика.Коричневые карлики холодные и тусклые и, вероятно, образуют то же самое, что и красные карлики, но коричневые карлики никогда не достигают точки слияния, потому что они слишком малы и поэтому не считаются звездами.

«Когда мы наблюдаем красный карлик и измеряем его атмосферу, мы не обязательно знаем, коричневый это карлик или звезда — молодые коричневые карлики выглядят почти так же, как ультрахолодные звезды», — сказал Адам Бургассер, астроном из Университета Калифорния, Сан-Диего.

Чтобы выяснить, является ли небесный объект коричневым или красным карликом, ученые измеряют температуру атмосферы объекта.Бездействующие коричневые карлики холоднее 2000 Кельвинов (3140 F или 1727 C), в то время как водородные звезды теплее 2700 K (4400 F или 2427 C). Между ними звезда может быть классифицирована как красный карлик или коричневый карлик.

Иногда химические вещества в атмосфере объекта могут дать подсказку о том, что происходит в его сердце. По словам Бургассера, присутствие таких молекул, как метан или аммиак, которые могут выжить только при низких температурах, предполагает, что объект является коричневым карликом. Литий в атмосфере также предполагает, что красный карлик — это коричневый карлик, а не настоящая звезда.

Но ученые все еще могут использовать термин красный карлик для описания того, как выглядит небесный объект — маленький и тусклый — даже если объект на самом деле является коричневым карликом, сказал Бургассер.

Коричневые карлики сочетают в себе черты звезд и планет, но они сами по себе уникальные сущности. На иллюстрации этого художника изображен коричневый карлик 2MASSJ22282889-431026, который одновременно наблюдали космические телескопы НАСА Спитцер и Хаббл. (Изображение предоставлено NASA / JPL-Caltech)

Множество обитаемых планет?

Планеты формируются из материала, оставшегося на диске после создания их звезды.Было обнаружено много красных карликов с окружающими их планетами, хотя огромные газовые гиганты встречаются редко. Поскольку красные карлики более тусклые, чем звезды, подобные Солнцу, легче найти маленькие планеты, которые могут окружать эти более тусклые объекты, что делает красных карликов популярной целью для охоты за планетами. Космический телескоп НАСА Kepler (который работал с 2009 по 2018 год) и транзитный спутник обзора экзопланет или TESS (который начал работу в 2018 году) обследовали множество красных карликов на предмет возможных планет, похожих на Землю.

Поскольку планеты, исследованные TESS, находятся рядом с яркими звездами, которые, как правило, находятся близко к Земле, наземным телескопам легче отслеживать наблюдения. В апреле 2019 года исследователи TESS объявили, что обнаружил для своей миссии первую планету размером с Землю , хотя ее условия не идеальны для жизни в том виде, в каком мы ее знаем.

Долгое время ученые считали красных карликов непригодными для жизни. Их ограниченный свет и тепло означало, что обитаемая зона — или область, где жидкая вода может образовываться на планетах вокруг красного карлика — будет очень близко к звезде, что поставит планеты в зону действия вредного излучения звезды.Другие планеты могут быть приливно привязаны к звезде, причем одна сторона постоянно обращена к Солнцу, из-за чего одна сторона будет слишком теплой, а другая — слишком холодной.

В 2016 году на орбите Проксимы Центавра (ближайшей звезды Земли) была обнаружена потенциально обитаемая планета. А в 2019 году астрономы объявили о возможности второй планеты , вращающейся далеко за пределами обитаемой зоны звезды. По крайней мере, семь планет размером с Землю вращаются вокруг красного карлика TRAPPIST-1 , и многие исследования предполагают, что , по крайней мере, на некоторых из этих планет может быть жизнь .

В концепции художника изображена гипотетическая обитаемая планета с двумя лунами, вращающимися вокруг звезды красного карлика. Астрономы обнаружили, что у 6 процентов всех красных карликов есть планета размером с Землю в обитаемой зоне, которая достаточно теплая для жидкой воды на поверхности планеты. Поскольку красные карлики настолько распространены, по статистике ближайшая планета, похожая на Землю, должна находиться всего в 13 световых годах от нас. (Изображение предоставлено Дэвидом А. Агиларом (CfA))

Конец линии

Крошечные красные карлики могут иметь продолжительную жизнь, но, как и все другие звезды, они в конечном итоге сгорают из-за своего запаса топлива.Когда это происходит, красные карлики становятся белыми карликами — мертвыми звездами, которые больше не подвергаются слиянию в ядре. В конце концов, белые карлики излучают все свое тепло и превращаются в черных карликов.

Но в отличие от Солнца, которое через несколько миллиардов лет станет белым карликом, красным карликам потребуются триллионы лет, чтобы сжечь свое топливо. Это значительно больше возраста Вселенной, которому менее 14 миллиардов лет. Красные карлики могут быть немного тусклыми, но, как и черепаха, они медленно, но верно побеждают в гонке на выживание.

Дополнительные ресурсы:

Эта статья была обновлена ​​6 июня 2019 года участником Space.com Элизабет Хауэлл.

Что такое белые карлики? | Astronomy Essentials

Увеличить. | Кольцевая туманность (M57) в созвездии Лиры показывает последние стадии развития звезды, подобной нашему Солнцу. Белая точка в центре туманности — белый карлик; он освещает удаляющееся облако газа, которое когда-то составляло звезду. Цвета обозначают различные элементы, такие как водород, гелий и кислород.Изображение предоставлено группой «Наследие Хаббла» (AURA / STScI / NASA).

Белые карлики — это горячие плотные остатки давно умерших звезд. Это звездные ядра, оставшиеся после того, как звезда исчерпала запас топлива и выбросила большую часть газа и пыли в космос. Эти экзотические объекты знаменуют заключительный этап эволюции большинства звезд во Вселенной, в том числе нашего Солнца, и открывают путь к более глубокому пониманию космической истории.

Один белый карлик содержит примерно массу нашего Солнца в объеме, не превышающем нашу планету.Из-за их небольшого размера сложно найти белых карликов. Белых карликов невооруженным глазом не видно.

Свет, который они излучают, исходит от медленного, устойчивого высвобождения огромного количества энергии, накопленной после миллиардов лет, проведенных в качестве ядерной электростанции звезды.

Белые карлики рождаются, когда гаснет звезда. Звезда проводит большую часть своей жизни в ненадежном балансе между гравитацией и внешним давлением газа. Вес пары октиллионов тонн газа, давящего на ядро ​​звезды, вызывает достаточно высокие плотности и температуры, чтобы зажечь ядерный синтез: слияние ядер водорода с образованием гелия.Постоянное выделение термоядерной энергии предотвращает коллапс звезды на себя.

Когда в центре звезды заканчивается водород, звезда переходит к слиянию гелия с углеродом и кислородом. Синтез водорода перемещается в оболочку, окружающую ядро. Звезда надувается и становится красным гигантом. Для большинства звезд, включая наше Солнце, это начало конца. По мере того, как звезда расширяется и звездные ветры дуют со все более яростной скоростью, внешние слои звезды избегают безжалостного притяжения силы тяжести.

Когда красная гигантская звезда испаряется, она оставляет свое ядро. Обнаженное ядро ​​- новорожденный белый карлик.

Изображение с космического телескопа Хаббла самой яркой звезды неба Сириус (в центре) и ее слабого белого карлика Сириуса B (слева внизу). Изображение предоставлено NASA / ESA / H. Bond (STScI) / M. Barstow (University of Leicester).

Белый карлик состоит из экзотической смеси ядер гелия, углерода и кислорода, плавающих в море высокоэнергетических электронов. Комбинированное давление электронов удерживает белый карлик, предотвращая дальнейший коллапс в сторону еще более странного объекта, такого как нейтронная звезда или черная дыра.

Младенец белый карлик невероятно горячий и купает окружающее пространство в ультрафиолетовом и рентгеновском лучах. Часть этого излучения перехватывается потоками газа, покинувшими пределы ныне мертвой звезды. Газ реагирует флуоресцентным светом радуги цветов, который называется планетарной туманностью. Эти туманности — как туманность Кольцо в созвездии Лира-Арфа — позволяют заглянуть в будущее нашего Солнца.

У белого карлика впереди долгое тихое будущее.По мере того, как задержанное тепло выходит наружу, оно медленно остывает и тускнеет. В конце концов он превратится в инертный кусок углерода и кислорода, невидимо плавающий в космосе: черный карлик. Но вселенная еще недостаточно стара, чтобы могли образоваться черные карлики. Первые белые карлики, рожденные в самых ранних поколениях звезд, 14 миллиардов лет спустя все еще остывают. Самые холодные белые карлики, о которых мы знаем, с температурой около 4000 градусов по Цельсию (7000 градусов по Фаренгейту), также могут быть одними из самых старых реликвий в космосе.

Но не все белые карлики спокойно уходят в ночь. Белые карлики, вращающиеся вокруг других звезд, приводят к очень взрывным явлениям. Белый карлик начинает с того, что откачивает газ у своего компаньона. Водород переносится через газовый мостик и проливается на поверхность белого карлика. По мере того, как водород накапливается, его температура и плотность достигают точки воспламенения, когда вся оболочка вновь полученного топлива бурно сгорает, высвобождая огромное количество энергии. Эта вспышка, называемая новой звездой, заставляет белый карлик ненадолго вспыхивать яркостью 50 000 солнц, а затем медленно растворяться в безвестности.

Художник изображает белого карлика, откачивающего газ из двойного компаньона в диск материала. Украденный газ по спирали проходит через диск и в конечном итоге падает на поверхность белого карлика. Изображение предоставлено STScI.

Однако, если газ собирается достаточно быстро, он может толкнуть весь белый карлик за критическую точку. Вместо тонкой оболочки из термоядерного синтеза вся звезда может внезапно ожить. Нерегулируемое высвобождение энергии взрывает белый карлик. Все ядро ​​звезды уничтожено одним из самых энергичных событий во Вселенной: сверхновой типа 1a.За одну секунду белый карлик выделяет столько же энергии, сколько Солнце за все 10 миллиардов лет своей жизни. В течение недель или месяцев он может даже затмить целую галактику.

SN 1572 — это остаток сверхновой звезды типа 1a в 9000 световых лет от Земли, которую Тихо Браге наблюдал 430 лет назад. Это составное рентгеновское и инфракрасное изображение показывает остатки этого взрыва: расширяющуюся газовую оболочку, движущуюся со скоростью примерно 9000 км / сек (более 20 миллионов миль / час)! Изображение предоставлено НАСА / MPIA / обсерваторией Калар-Альто / Оливером Краузе и др.

Такой блеск делает сверхновые типа 1a видимыми со всех концов Вселенной. Астрономы используют их как «стандартные свечи» для измерения расстояний до самых далеких уголков космоса. Наблюдения за детонирующими белыми карликами в далеких галактиках привели к открытию, за которое была присуждена Нобелевская премия по физике 2011 года: расширение Вселенной ускоряется. Мертвые звезды вдохнули жизнь в наши самые фундаментальные предположения о природе времени и пространства.

Белые карлики — ядра, оставшиеся после того, как звезда исчерпала запас топлива — разбросаны по всей галактике.Подобно звездному кладбищу, они являются надгробиями почти каждой звезды, которая жила и умерла. Эти древние звезды, когда-то являвшиеся местом звездных печей, в которых выковывались новые атомы, были преобразованы в инструмент астронома, который перевернул наше понимание эволюции Вселенной.

Итог: Белые карлики — это остатки мертвых звезд. Это плотные звездные ядра, оставшиеся после того, как звезда исчерпала запас топлива и выбросила свои газы в космос.

Кристофер Крокетт

Просмотр статей

Об авторе:

Крис Крокетт получил докторскую степень.В 2011 году получил степень доктора астрономии из Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе, работал в обсерватории Лоуэлла и Военно-морской обсерватории США. Затем он понял, что ему больше нравится говорить об астрономии, чем заниматься ею. После того, как в 2013 году Американская ассоциация развития науки присвоила ему стипендию для СМИ, он провел лето в журнале Scientific American, а затем стал штатным астрономическим писателем в Science News с 2014 по 2017 год. В настоящее время он работает внештатно. , посвященные рассказам об астрономии, планетологии и физике.Его работы публиковались в журналах Science News, Scientific American, Smithsonian Magazine, Knowable, Sky & Telescope и в онлайн-журнале Physics Американского физического общества.

красочных гномов | StarDate Online

Большинство звезд в нашей галактике Млечный Путь — это маленькие тусклые космические угли, известные как красные карлики. Фактически, около 70 процентов звезд в галактике — красные карлики, включая нашего ближайшего звездного соседа Проксиму Центавра. Само название «карлик» намекает на малость и ставит вопрос, давно связанный с этими звездами: насколько маленькой может быть звезда и при этом оставаться звездой?

Слова, которые астрономы используют для описания звезд, вызывают ассоциации с детскими сказками: белые карлики, красные гиганты, красные карлики и синие гиганты, среди прочих.

Характерной чертой, которая отличает гигантскую звезду от карликовой звезды, является размер, который зависит от массы звезды и стадии ее жизни. Характеристика, которая отличает красную звезду от синей, — это температура. Когда железный пруток впервые вынимается из кузнечной кузницы, он кажется раскаленным добела. По мере остывания его цвет меняется с ярко-оранжевого на тускло-красный, а затем — на черный.

Теперь вы кое-что знаете о красных карликах, просто прочитав название: у них относительно низкие температура поверхности и масса.

Коричневый карлик и красный карлик показаны в сравнении с размерами Солнца и планеты Юпитер. На астрономическом жаргоне большинство красных карликов классифицируются как карлики класса «M». M происходит от системы, которая классифицирует звезды на основе температуры поверхности. Поверхность карликов M имеет температуру около 2500 градусов по Фаренгейту (2500 C) — менее половины температуры поверхности Солнца.

карликов M недавно потеряли свой титул самых крутых звезд, однако, с открытием L-карликов, класса холодных тусклых объектов, которые едва ли можно квалифицировать как звезды.

Масса определяет почти все, что есть в звезде: ее температуру, цвет и скорость развития ее внутренней части. Количество энергии, протекающей через поверхность звезды, определяет ее температуру и цвет.

Звезда излучает больше или меньше энергии в зависимости от давления в ее ядре. Чем больше масса, тем выше давление. Поскольку их массы настолько малы, давление в ядре звезд красных карликов низкое, поэтому звезды холодные, красные и существуют долгое-долгое время — возможно, триллион лет или больше, по сравнению с примерно 10 миллиардами лет для звезды. звезда как Солнце.

То, насколько малая масса требуется для запуска процесса ядерного синтеза, мотивирует многие современные исследования. Если масса слишком мала, центральное давление никогда не поднимется достаточно высоко, чтобы вызвать слияние. Но добавьте немного массы, и начнется слияние — и родится звезда. Область масс «звезда / не звезда», кажется, составляет от семи до восьми процентов массы Солнца.

Что такое коричневый карлик?

Еще до недавнего открытия L-карликов астрономы знали о нескольких объектах, которые явно упали ниже предела массы звезды / не звезды.Акт формирования обеспечивает достаточно тепла для самых молодых из этих объектов, чтобы производить видимый свет, точно так же, как железный пруток, недавно извлеченный из кузницы. Мы видим их в процессе остывания. Тускло-красный имеет коричневатый оттенок, отсюда и название «коричневый карлик».

Художественная концепция планеты (слева), вращающейся вокруг коричневого карлика. Коричневые карлики — это звездоподобные объекты, которые из-за своего чрезвычайно малого размера никогда не достигают необходимых условий в своих ядрах для поддержания ядерного синтеза, который приводит в действие нормальные звезды.Эти объекты, крайний нижний предел звездного семейства, на самом деле могут представлять собой мост между самыми слабыми из «настоящих» звезд, сжигающих водород, и холодными планетами-гигантами, такими как Юпитер.

Когда звезда формируется, ее конечный размер определяется широким спектром факторов, присущих плотному газовому облаку, в котором она родилась, но изучение количества звезд разного размера ясно показывает, что звезды несколько меньше Солнца. предпочитаемая модель. Огромные звезды, такие как Эта Киля, которая в 120 раз массивнее Солнца, чрезвычайно редки, в то время как галактика практически заполнена звездами размером чуть больше половины Солнца.

Звезды, однако, ограничены в размерах; Для высокого давления и температуры, необходимых для ядерного синтеза, который приводит в движение звезду, требуется масса от семи до восьми процентов солнечной, что примерно в 70-80 раз больше массы Юпитера. Когда «звезда» образуется ниже этого предела массы, она не может зажечь свое ядерное топливо и светится тускло-красным цветом исключительно от тепла сжатых газов. Такой объект называют «коричневым карликом» по довольно очевидным причинам.

Белые карлики Факты, информация и фотографии

Когда они достигают конца своей долгой эволюции, более мелкие звезды — в восемь раз массивнее нашего Солнца — обычно становятся белыми карликами.

Эти древние звезды невероятно плотны. Чайная ложка их вещества весила бы на Земле столько же, сколько слон — 5,5 тонны. Белые карлики обычно имеют радиус всего в 0,01 раза больше, чем у нашего Солнца, но их масса примерно такая же.

Звезды, подобные нашему Солнцу, превращают водород в своих ядрах в гелий. Белые карлики — это звезды, которые сожгли весь водород, который они когда-то использовали в качестве ядерного топлива.

Термоядерный синтез в ядре звезды производит тепло и внешнее давление, но это давление поддерживается в равновесии за счет внутреннего толчка гравитации, создаваемого массой звезды.Когда водород, используемый в качестве топлива, исчезает и синтез замедляется, гравитация заставляет звезду схлопнуться сама по себе.

Красные гиганты

По мере того, как звезда конденсируется и уплотняется, она нагревается еще больше, сжигая остатки водорода и заставляя внешние слои звезды расширяться наружу. На этом этапе звезда становится большим красным гигантом.

Поскольку красный гигант настолько велик, его тепло распространяется и температура поверхности преимущественно низкая, но его ядро ​​остается раскаленным. Красные гиганты существуют недолго — возможно, всего миллиард лет — по сравнению с десятью миллиардами, которые та же звезда, возможно, уже потратила на сжигание водорода, как наше собственное Солнце.

Самая яркая звезда в ночном небе, Сириус, или Звезда-Собака, значительно затмевает своего белого карлика Сириуса B. Находящийся на расстоянии 8,6 световых лет Сириус B является ближайшим к Земле известным белым карликом.

Фотография любезно предоставлена ​​NASA / ESA / H. Облигация (STScl) / М. Барстоу (Университет Лестера)

Пожалуйста, соблюдайте авторские права. Несанкционированное использование запрещено.

Красные гиганты достаточно горячие, чтобы превратить гелий в их ядре, которое образовалось путем плавления водорода, в тяжелые элементы, такие как углерод.Но большинство звезд недостаточно массивны, чтобы создавать давление и тепло, необходимые для сжигания тяжелых элементов, поэтому синтез и производство тепла прекращаются.

Дальнейшие воплощения

Такие звезды в конечном итоге сдувают материал своих внешних слоев, что создает расширяющуюся газовую оболочку, называемую планетарной туманностью. Внутри этой туманности горячее ядро ​​звезды остается — раздавленным до высокой плотности под действием силы тяжести — в виде белого карлика с температурой более 180 000 градусов по Фаренгейту (100 000 градусов по Цельсию).

В конце концов — через десятки или даже сотни миллиардов лет — белый карлик остывает, пока не становится черным карликом, который не излучает энергию. Поскольку самым старым звездам во Вселенной всего от 10 до 20 миллиардов лет, неизвестных черных карликов пока нет.

Оценка того, как долго белые карлики остывают, может помочь астрономам многое узнать о возрасте Вселенной.

Древние белые карлики сияют в галактике Млечный Путь. Звезды, подобные нашему Солнцу, превращают водород в своих ядрах в гелий.Белые карлики — это звезды, которые сожгли весь водород, который они когда-то использовали в качестве ядерного топлива.

Фотография любезно предоставлена ​​HubbleSite

Пожалуйста, соблюдайте авторские права. Несанкционированное использование запрещено.

Но не все белые карлики проведут многие тысячелетия, остужая пятки. Те, что находятся в двойной звездной системе, могут иметь достаточно сильное гравитационное притяжение, чтобы собирать материал от соседней звезды. Когда белый карлик таким образом набирает достаточную массу, он достигает уровня, называемого пределом чандрасекара.В этот момент давление в ее центре станет настолько большим, что произойдет неуправляемый синтез, и звезда взорвется, превратившись в термоядерную сверхновую.

Какие бывают карликовые звезды? — Astroquizzical

«Карлик» изначально был термином, который использовался для различения двух типов красных звезд во Вселенной — очень массивных и очень маленьких. Их называли «красными гигантами» и «красными карликами». Терминология карликов постепенно расширилась до обозначения «негигантских» звезд любого цвета, а граница между «гигантами» и «карликами» определена плохо; Технически Солнце — звезда «желтый карлик».

Большинство людей, когда слышат слово «карликовая звезда», думают о коричневых карликах, красных карликах и белых карликах. Есть также несколько теоретических типов карликовых звезд, на которые падают черные карлики. Все эти звезды классифицируются на основе их цвета, хотя, как ни странно, это обычно не те цвета, которые они кажутся нашим глазам. (Коричневые карлики, например, выглядят темно-розовыми — см. Выше 3 коричневых карлика, какими они кажутся нам.)

Желтые и красные карлики — нормальные звезды — они сжигают водород в своих ядрах и живут на главной последовательности. звездных жизней.Красные карлики меньше нашего Солнца, их размер составляет всего 50% от размера нашего Солнца. В результате их поверхности становятся холоднее, а значит, цвет смещается в сторону красного. Они не потребляют свой водород так быстро, как наше Солнце, поэтому, несмотря на то, что они менее массивны и, следовательно, содержат на меньше водорода, они все равно живут гораздо дольше, чем наше Солнце. Поскольку для создания красных карликов требуется меньше материи, их проще всего сделать. Таким образом, красные карлики являются наиболее распространенным типом звезд в галактике — наш ближайший звездный сосед — красный карлик.

Коричневые карлики — несостоявшиеся звезды. По сути, это массивные Юпитеры — большие скопления газа, недостаточно массивные, чтобы создать давление, необходимое для начала сжигания водорода в гелий. Эти карлики могут быть довольно холодными; не так давно был найден один, теплый, как чашка кофе. Коричневый карлик ничего не может делать, кроме как сидеть и медленно излучать свое тепло — он никогда не станет полноценной звездой. Железный дождь, о котором вы говорите, был заключением исследования 2006 года; Было обнаружено доказательство того, что при температурах звезды, на которую они смотрели, железо, которое они обнаружили в ее атмосфере, должно образовывать жидкие капли и стечь дождем к поверхности звезды.Дальнейшие исследования обнаружили доказательства существования массивных штормов в стиле Юпитера в атмосферах этих звезд. Поведение металлов и других элементов в атмосфере коричневого карлика будет сильно зависеть от температуры рассматриваемой звезды. Поскольку «коричневый карлик» — довольно широкое понятие, некоторые из этих звезд будут слишком холодными для железного дождя, а некоторые — слишком теплыми. Конечно, наличие или отсутствие того или иного элемента будет зависеть от газа, из которого образовался карлик, поскольку коричневый карлик сам не строит никаких новых элементов.

Белых карликов создавать больше всего. Это то, что остается после смерти звезды главной последовательности (например, нашего Солнца). Звезда пройдет через фазу красного гиганта, а затем превратит свои менее плотные внешние слои в планетарную туманность. В конце концов, все, что осталось, — это горячее плотное ядро ​​того, что когда-то было центром звезды в томе, примерно равном земному. Они настолько плотны, что давление, создаваемое электронами атомов внутри звезды, толкающими друг друга, не дает им стать меньше, и настолько горячими, что они светятся белым только от удерживаемого тепла.Это конечная точка нашего Солнца.

Черный карлик — все еще теоретический объект — это имя, которое мы дали бы звезде белого карлика, которая сумела полностью потерять все свое тепло, фактически полностью погаснув. Время, необходимое белому карлику, чтобы полностью потерять свое тепло, больше, чем время, в течение которого Вселенная существует, поэтому мы не ожидаем увидеть многие из них поблизости.

Есть свой вопрос? Что-то тут непонятного? Не стесняться спрашивать! (Или используйте боковую панель, Facebook или Twitter!)

.