Есть ли звезды, которые вообще не светят в видимом диапазоне?

Химический состав звезд

В списке всех звезд, которые относятся к первым четырем классам, преобладают линии гелия и водорода, однако постепенно, по мере снижения температуры можно обнаружить линии уже других элементов, которые даже могут указывать на существование соединений. Безусловно, соединения эти довольно просты. Это оксиды титана (класс М), циркония и радикалы. Наружный слой большинства звезд состоит, как правило, из водорода

Не редко встречаются звезды, которые в своем химическом составе имеют повышенное содержание определенного элемента. Ученым известны те звезды, которые в своем химическом составе имеют повышенное количество кремния (так называемые кремниевые звезды), железные звезды (звезды, с повышенным содержанием железа). Также существует множество звезд с повышенным содержанием марганца, углерода и т.д.

В космосе находится большое количество звезд, имеющих аномальный состав элементов. В некоторых молодых звездах, относящихся к типу красных гигантов, было найдено повышенное содержание различных тяжелых элементов.

Красный гигант

В одной из таких звезд было обнаружено содержание молибдена, которое было явно завышено и более того, доля молибдена на Солнце в 26 раз меньше, нежели у этой звезды.

По мере старения звезды содержание элементов уменьшается у тех звезд, которые имеют атомы большей массы, нежели масса атома гелия.

Также  вариации химического состава звезд зависят и от месторасположения звезд в Галактике. В старых звездах, которые находятся в сферической части галактики можно обнаружить мало атомов тяжелых элементов. Абсолютно противоположную ситуацию можно наблюдать в части, которая создает периферические своеобразные спиральные «рукава» галактики можно обнаружить достаточно большое количество звезд, в состав которых входит множество тяжелых элементов. Как правило, именно в таких частях и появляются новые звезды.

Исходя из этого, ученые пришли к выводу, что наличие тяжелых элементов приводит к своеобразной химической эволюции, которая характеризует начало жизни звезд.

Нестационарные звёзды

Боль­шую цен­ность для изу­че­ния при­ро­ды З. пред­став­ля­ют фи­зич. пе­ре­мен­ные звёз­ды, блеск ко­то­рых ме­ня­ет­ся ре­гу­ляр­ным или не­ре­гу­ляр­ным об­ра­зом под дей­ст­ви­ем внутр. фак­то­ров. Для ка­ж­дой га­лак­тич. под­сис­те­мы ха­рак­тер­ны разл. ти­пы звёзд­ной пе­ре­мен­но­сти; так, ко­рот­ко­пе­рио­ди­че­ские пе­ре­мен­ные ти­па RR Ли­ры встре­ча­ют­ся толь­ко в сфе­рич. под­сис­те­мах га­лак­тик. У пе­ре­мен­ных З. ти­па це­фе­ид су­ще­ст­ву­ет чёт­кая за­ви­си­мость ме­ж­ду пе­рио­дом и све­ти­мо­стью, ко­то­рая име­ет очень боль­шое зна­че­ние для оп­ре­де­ле­ния рас­стоя­ний до З. и га­лак­тик и, сле­до­ва­тель­но, для оп­ре­де­ле­ния мас­шта­ба Все­лен­ной.

Из­вест­но неск. ме­ха­низ­мов, обу­слов­ли­ваю­щих не­ста­цио­нар­ность З. Для пе­ре­мен­ных З. ти­па це­фе­ид это пе­рио­дич. пуль­са­ции, со­про­во­ж­даю­щие­ся из­ме­не­ни­ем раз­ме­ров, плот­но­сти и темп-ры З. Для не­ко­то­рых ти­пов пе­ре­мен­ных З. не­ста­цио­нар­ные яв­ле­ния свя­за­ны с вы­хо­дом на по­верх­ность З. удар­ных волн. Для вспы­хи­ваю­щих звёзд важ­ную роль мо­жет иг­рать элек­тро­маг­нит­ная ак­тив­ность в их ат­мо­сфе­рах.

Од­на­ко не все­гда не­ста­цио­нар­ность З. име­ет внутр. при­чи­ны. Пе­ре­мен­ность З. ти­па Т Тель­ца мо­жет соз­да­вать­ся про­цес­са­ми в ок­ру­жаю­щих их ак­кре­ци­он­ных дис­ках. Важ­ную роль в объ­яс­не­нии пе­ре­мен­но­сти З. ти­па FU Орио­на (т. н. фуо­ров) так­же мо­жет иг­рать не­ус­той­чи­вость ак­кре­ци­он­но­го дис­ка, су­ще­ст­вую­ще­го око­ло этих мо­ло­дых З. Изу­че­ние но­вых З. по­ка­за­ло, что они при­над­ле­жат к тес­ным двой­ным сис­те­мам и вспыш­ки их свя­за­ны с пе­ре­те­ка­ни­ем га­за от од­ной из З. на её близ­ко­го со­се­да, в вы­ро­ж­ден­ной во­до­род­ной обо­лоч­ке ко­то­ро­го вре­мя от вре­ме­ни про­ис­хо­дят тер­мо­ядер­ные взры­вы. Не­ста­цио­нар­ность т. н. сим­био­ти­че­ских звёзд так­же объ­яс­ня­ет­ся те­п­ло­вы­ми вспыш­ка­ми в во­до­род­ном слое ак­кре­ци­рую­ще­го бе­ло­го кар­ли­ка – спут­ни­ка крас­но­го ги­ган­та, бы­ст­ро те­ряю­ще­го ве­ще­ст­во. Часть это­го ве­ще­ст­ва за­хва­ты­ва­ет­ся кар­ли­ком и вы­зы­ва­ет вспыш­ки.

Про­ис­хо­ж­де­ние и не­ко­то­рые свой­ст­ва мас­сив­ных З. с вы­со­ки­ми про­стран­ст­вен­ны­ми ско­ро­стя­ми, Воль­фа – Райе звёзд в двой­ных сис­те­мах, рент­ге­нов­ских ис­точ­ни­ков в двой­ных сис­те­мах объ­яс­ня­ют­ся в рам­ках тео­рии эво­лю­ции тес­ных двой­ных звёзд с боль­шой мас­сой.

Малиновая звезда

В 1845 году английский астроном Джон Хайнд (1823-1895) открыл в созвездии Зайца переменную звезду. В пике блеска её можно увидеть даже невооружённым глазом, а при наблюдении в телескоп в Омикрон Лебедя — яркая и легкодоступная для наблюдения в бинокль тройная звезда это время хорошо заметен малиновый оттенок. Впоследствии её так и назвали — Малиновая звезда Хайнда. Она, как и гранатовые, имеет невысокую по меркам звёзд температуру (около 2300 градусов Цельсия), а малиновый оттенок ей придаёт выбрасываемый углерод, который не пропускает синюю линию спектра. Увидеть малиновый цвет звезды не так просто: пика блеска она достигает примерно каждые 424 дня, оставаясь там в течение 10-15 дней. Однако в это время звезда может находиться на небесной сфере вблизи Солнца, либо пик блеска может прийтись на ночи вблизи полнолуния, когда яркий свет нашего спутника создаёт помеху для наблюдения цвета. Да и погода может преподнести неприятный сюрприз, закрыв небо облаками. Существует у этой звезды и загадка. Примерно раз в сорок лет она меняет величину блеска в сто раз. Во время пика блеска в этот период она видна только в крупные инструменты, а в минимуме блеска доступна только инструментам, оборудованным специальными приборами для регистрации слабых звёзд. Последний раз такое понижение яркости наблюдалось в 90-х годах XX века, а следующий раз, по прогнозам, произойдёт в 30-е годы нашего столетия. Причины этих изменений до сих пор неизвестны.

Как определить возраст звезды?

Начнем с того, что возраст нашей Вселенной удалось установить лишь в 1929 году, после того, как американский астроном Эдвин Хаббл обнаружил, что помимо нашей галактики на просторах Вселенной существуют и другие. Более того, все эти объекты удаляются друг от друга. Хаббл понял, что поделив расстояние между галактиками на скорость их удаления друг от друга можно вычислить, как давно они были в одной точке.

Конечно, это грубая оценка возраста Вселенной. Для большей точности необходимо учесть, что из-за взаимного притяжения галактики несколько «притормаживают», а недавно открытая темная энергия, наоборот, ускоряет их. Последняя оценка возраста Вселенной – согласно данным космического аппарата «Планк», составляет 13,8 миллиарда лет. Это удалось установить с помощью открытия космического микроволнового фонового излучения или реликтового излучения.

Но как определить возраст звезд? Как объяснили ученые, содержание железа в звезде является хорошим показателем ее возраста

Важно понимать, что в течение первых двух лет существования Вселенной звезды состояли в основном из водорода и гелия. Однако в более крупных звездах различные элементы, например кремний и железо, образуются в результате ядерного синтеза

Благодаря этому процессу атомные ядра более легких элементов сливаются вместе, чтобы создать более тяжелые.

Как только звезда становится сверхновой, взрыв распространяет ее элементы по всей Вселенной, превращая их в строительные блоки новых звездных образований. Напомню, что вспышка сверхновой – это явление в ходе которого яркость массивной звезды увеличивается на 4-8 порядков, после чего происходит медленное затухание.

Ученые полагают, что обнаружили одну из самых древних во Вселенной

Определение того, что такое звёзды

Если кто-то думает, что звёзды это Алена Винницкая и Анджелина Джоли, то это не так. Звезда — это газовый шар с очень высокой температурой. Звёзды бывают разные — от карликов до гигантов. Наше Солнце среднего размера. Но оно выглядит просто малюткой по сравнению с другими:

• Бело-голубой Ригель в 68 раз превышает в размерах наше Солнце.
• Бетельгейзе больше нашего светила в 5000 раз.
• Звезда из созвездия Большого Пса в 1 млн. раз больше Солнца.

Смотря на вечернее небо нам кажется, что все звёзды одного цвета. Но они разноцветные: от красного цвета к голубому. Температура их также отличается. Холодными являются коричневые карлики, а голубые сверхгиганты очень горячие. Живут они недолго из-за интенсивного сжигания водорода. Наше Солнце принадлежит к стабильному типу звезд. Их называют желтыми карликами и живут они около 10 млрд. лет. Есть еще белые карлики — это то, что осталось после гибели звезды.

Жизнь и смерть звезды

Каждая звезда проходит свой жизненный путь. Но рождаются они всегда одинаково. Существует некое облако пыли и газа и называется оно туманностью. В течение миллионов лет это облако сжимается под действием гравитационных сил. Когда давление в его центре достигнет нужного показателя для запуска термо-ядерного синтеза, а области, заполнены водородом, нагреются до колоссальных температур, из центра начнут стрелять газовые струи. Так рождается звезда.

Спектральный анализ в исследовании Солнца

Очевидно, Солнце — раскаленное тело, испускающее белый свет, спектр которого непрерывен — окружено слоем более холодных, но все же раскаленных газов. Эти газы и образуют вокруг Солнца его оболочку, или атмосферу. А в этой атмосфере содержатся пары натрия, которые и поглощают из лучей солнечного спектра лучи с гой самой длиной волны, которую натрий способен испускать. Поглощая, задерживая эти лучи, пары натрия создают в свете Солнца, прошедшем сквозь его атмосферу и дошедшем до нас, недостаток желтых лучей с этой длиной волны. Вот почему в соответствующем месте желтой части спектра Солнца мы находим темную линию.

Так, не побывав никогда на Солнце, находящемся от нас на расстоянии 150 миллионов километров, мы можем утверждать, что в составе солнечной атмосферы есть натрий.

Таким же образом, определив длины волн других темных линий, видимых в спектре Солнца, и сравнив их с длинами волн ярких линий, испускаемых парами различных веществ и наблюдаемых в лаборатории, мы точно определим, какие еще другие химические элементы входят в состав солнечной атмосферы.

Так было выяснено, что в солнечной атмосфере присутствуют те же химические элементы, что и на земле: водород, азот, натрий, магний, алюминий, кальций, железо и даже золото.

Спектры звезд, свет которых тоже можно направить в спектроскоп, похожи на спектр Солнца. И по темным линиям их мы можем определить химический состав звездных атмосфер так же, как мы определили химический состав солнечной атмосферы по темным линиям спектра Солнца.

Таким путем ученые установили, что даже количественно химический состав атмосфер Солнца и звезд очень похож на количественный химический состав земной коры.

Самый легкий из всех газов, из всех химических элементов — водород — составляет на Солнце 42% по весу. На долю кислорода приходится 23% по весу. Столько же приходится на долю всех металлов, вместе взятых. Углерод, азот и сера составляют вместе 6% от состава солнечной атмосферы. И только 6% приходится на все остальные элементы, вместе взятые.

Надо учесть, что атомы водорода легче всех остальных. Поэтому их число далеко превосходит число всех других атомов. Из каждой сотни атомов в атмосфере Солнца 90 атомов принадлежит водороду.

Средняя плотность Солнца на 40% больше плотности воды и все-таки оно ведет себя во всех отношениях как идеальный газ. Плотность на внешнем видимом краю Солнца составляет приблизительно одну миллионную от плотности воды, в то время как плотность вблизи его центра примерно в 50 раз выше плотности воды.

Общие сведения

Общая схема внутреннего строения

Эти интересные объекты, рождаются от некогда массивных гигантов, которые в четыре-восемь раз больше нашего Солнца. Происходит это во вспышке сверхновой.

После такого взрыва внешние слои выбрасываются в космос, ядро остается, но она больше не в состоянии поддерживать ядерный синтез. Без внешнего давления от вышележащих слоев, она коллапсирует и катастрофически сжимается.

Несмотря на свой малый диаметр — около 20 км, нейтронные звезды могут похвастаться в 1,5 раза большей массой нежели чем у нашего Солнца. Таким образом, они являются невероятно плотными.

Маленькая ложка вещества звезды на Земле будет весить около ста миллионов тонн. В ней протоны и электроны объединяются в нейтроны – этот процесс называется нейтронизацией.

Состав

Состав их неизвестен, предполагают, что они могут состоять из сверхтекучей нейтронной жидкости. Они обладают чрезвычайно сильным гравитационным притяжением, гораздо больше, чем у Земли и даже у Солнца. Это гравитационные силы особенно впечатляют, поскольку она имеет небольшой размер. Все они вращаются вокруг оси. При сжатии, угловой момент вращения сохраняется, а из-за уменьшения размеров, скорость вращения возрастает.

Нейтронные звезды в одной картинке

Из-за огромной скорости вращения, внешняя поверхность, представляющая собой твердую «кору» периодически трескается и происходят «звездотрясения», которые замедляют скорость вращения и сбрасывают «излишки» энергии в космос.

Ошеломляющее давление, которое существуют в ядре, может быть похоже на то, которое существовало в момент большого взрыва, но к сожалению, его нельзя смоделировать на Земле. Поэтому эти объекты являются идеальными природными лабораториями, где мы можем наблюдать энергии недоступные на Земле.

Радиопульсары

Радиоульсары были открыты в конце 1967 г. аспирантом Jocelyn Bell Burnell как радиоисточники, которые пульсируют на постоянной частоте. Радиация, испускаемая звездой, видна как пульсирующий источник излучения или пульсар.

Схематическое изображение вращения нейтронной звезды

Радиопульсары (или просто пульсар) — это вращающиеся нейтронные звезды, струи частиц которых, движутся почти со скоростью света, как вращающийся луч маяка.

После непрерывного вращения, в течение нескольких миллионов лет, пульсары теряют свою энергию и становятся нормальными нейтронными звездами. На сегодня известно только около 1000 пульсаров, хотя их могут быть сотни в галактике.

Радиопульсар в Крабовидной туманности

Некоторые нейтронные звезды испускают рентгеновское излучение. Знаменитая Крабовидная туманность — хороший пример такого объекта, образовавшейся во время взрыва сверхновой. Эта вспышка сверхновой наблюдалась в 1054 году нашей эры.

Ветер от Пульсара, видео телескопа Чандра

Радиопульсар в Крабовидной туманности, сфотографированный с помощью космического телескопа Хаббла через фильтр 547nm (зеленый свет) с 7 августа 2000 года по 17 апреля 2001 года.

Пульсар в Крабовидной туманности

Магнетары

Нейтронные звезды имеют магнитное поле в миллионы раз сильнее, чем самое сильное магнитное поле, производимое на Земле. Они также известны как магнетары.

Магнетар в представлении художника

Планеты у нейтронных звезд

На сегодня известно, что у четырех есть планеты. Когда она находится в двойной системе, то возможно измерить ее массу. Из числа таких двоичных систем в радио или рентгеновском диапазоне, измеренные массы нейтронных звезд были примерно в 1.4 раза больше массы Солнца.

Двойные системы

Аккрецирующая нейтронная звезда, схема

Совсем иной тип пульсаров виден в некоторых рентгеновских двойных системах. В этих случаях, нейтронная звезда и обычная образуют двойную систему. Сильное гравитационное поле тянет материал из обычной звезды. Материал, падающий на нее в процессе аккреции, нагревается так сильно, что производит рентгеновские лучи. Импульсные рентгеновские лучи видны, когда горячие пятна на вращающемся пульсаре проходят через луч зрения с Земли.

Для бинарных систем, содержащих неизвестный объект, эта информация помогает отличить: является ли он нейтронной звездой, или например черной дырой, потому что черные дыры куда более массивные.

Какие бывают виды звезд?

В зависимости от стадии эволюционного развития, звезды делятся на 3 основные категории:

• нормальные;
• карлики;
• гиганты.

Также существуют переменные звезды, типа Вольфа-Райе, Т Тельца, новые, сверхновые, гиперновые и другие. В соответствии с диаграммой, большее количество звезд располагается на главной последовательности. Это и есть нормальные звезды. Общее их свойство – трансформация водорода в гелий с сопутствующим энергетическим всплеском.

Эволюция звезд

Карлики – это звезды небольшого размера. Они имеют собственную классификацию в зависимости от спектрального класса, стадии эволюции, размера и других параметров. Карлики бывают желтыми, оранжевыми, голубыми, коричневыми, белыми, черными, красными и субкоричневыми.

Белые карлики излучают сильное свечение, поскольку нагреваются до 100 000 К. Красные отличаются температурой до 3500 К (светятся в 10 000 раз слабее Солнца). Однако коричневые карлики и последующие за ними субкоричневые, черные, не излучают свет в видимом диапазоне.

Дело в том, что для видимого потока света температура поверхности звезды должна достигать не менее 600-700 К (400℃). Коричневые карлики остывают на протяжении всего своего существования. Поэтому их температура колеблется в пределах 300 – 3000 К.

Субкоричневые карлики еще холоднее, а черные – самые холодные. Таким образом, энергии их излучения недостаточно для создания видимого света. Для звезд этой категории предусмотрены отдельные спектральные классы – L, T и Y.

Интересный факт: самый холодный коричневый карлик с температурой около 300 К – это WISE 1828+2650.

Звезды-гиганты чаще всего называют красными. Это объясняется тем, что большая часть их излучения приходится на красный и инфракрасный спектр. Такие звезды обычно имеют большой радиус и относительно невысокую температуру. За счет размера светятся очень ярко.

Определенное количество света излучают все объекты. Но для образования видимого светового потока температура тела должна достигать не менее 400℃ или 600 К. В звездной классификации имеются карлики – коричневые, субкоричневые и черные, температура которых слишком низкая для достаточной светимости. Температура поверхности коричневых карликов меняется в течение всего цикла их существования и составляет 300 – 3000 К.