Среди звезд встречаются гиганты и карлики. Самые большие среди них - красные гиганты, которые, несмотря на свое слабое излучение с квадратного метра поверхности, светят в 50000 раз мощнее Солнца. Самые крупные гиганты в 2400 раз больше Солнца. Внутри у них могла бы разместиться наша Солнечная система вплоть до орбиты Сатурна. Сириус - это одна из белых звезд, он светит в 24 раза мощнее Солнца, он примерно вдвое больше Солнца в диаметре.

Но существует множество звезд карликов. Это в основном красные карлики с диаметром в половину и даже в одну пятую диаметра нашего Солнца. Солнце по своему размеру является средней звездой, таких звезд в нашей галактике миллиарды.

Особое место занимают среди звезд белые карлики. Но о них будет рассказано позже, как о конечной стадии эволюции обычной звезды.

Переменные звезды

Переменные звезды - это звезды, блеск которых изменяется. У одних переменных звезд блеск изменяется периодически, у других наблюдается беспорядочное изменение блеска. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия. В пределах одного созвездия переменным звездам присваивается последовательно одна латинская буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например, S Car, RT Per, V 557 Sgr.

Переменные звезды делятся на три большие класса: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и затменные.

Пульсирующие звезды обладают плавными изменениями блеска. Они обусловлены периодическим изменением радиуса и температуры поверхности. Периоды пульсирующих звезд меняются от долей дня (звезды типа RR Лиры) до десятков (цефеиды) и сотен дней (мириды - звезды типа Мира Кита). Пульсирующих звезд открыто около 14 тысяч.

Второй класс переменных звезд - взрывные, или, как их еще называют, эруптивные звезды. Сюда относятся, во-первых, сверхновые, новые, повторные новые, звезды типа И Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. К эруптивным звездам относятся молодые быстрые переменные звезды, звезды типа ИV Кита и ряд родственных им объектов. Число открытых эруптивных переменных превышает 2000.

Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными звездами, поскольку изменение их видимого блеска вызваны физическими процессами, протекающими на них. При этом изменяется температура, цвет, а иногда и размер звезды.

Рассмотрим подробнее наиболее интересные типы физических переменных звезд. Например, цефеиды. Это весьма распространенный и очень важный тип физических переменных звезд. Им присущи особенности звезды Цефея. Ее блеск непрерывно изменяется. Изменения повторяются через каждые 5 дней и 8 часов. Блеск возрастает быстрее, чем ослабевает после максимума. Цефея - периодическая переменная звезда. Спектральные наблюдения показывают изменения лучевых скоростей и спектрального класса. Меняется также цвет звезды. Значит, в звезде происходят глубокие изменения общего характера, причина которых в пульсации внешних слоев звезды. Цефеиды - нестационарные звезды. Происходит поочередное сжатие и расширение под действием двух противоборствующих сил: силы притяжения к центру звезды и силы газового давления, выталкивающей вещество наружу. Очень важной характеристикой цефеид является период. Для каждой данной звезды он постоянен с большой точностью. Цефеиды - это звезды-гиганты и сверхгиганты с большой светимостью.

Главное, что между светимостью и периодом у цефеид существует зависимость: чем больше период блеска цефеиды, тем больше ее светимость. Таким образом, по известному из наблюдений периоду можно определить светимость или абсолютную звездную величину, а потом и расстояние до цефеиды. Вероятно, многие звезды на протяжении своей жизни некоторое время бывают цефеидами. Поэтому их изучение очень важно для понимания эволюции звезд. К тому же они помогают определить расстояние до других галактик, где они видны благодаря своей большой светимости. Цефеиды также помогают в определении размеров и формы нашей Галактики.

Другой тип правильных переменных - мириды, долгопериодичные переменные звезды, по имени звезды Миры (о Кита). Будучи огромными по своему объему, превышающему объем Солнца в миллионы и десятки миллионов раз, эти красные гиганты спектрального класса М пульсируют очень медленно, с периодами от 80 до 1000 суток. Изменение светимости в визуальных лучах у разных представителей этого типа звезд происходит от 10 до 2500 раз. Однако общая излучаемая энергия меняется лишь в 2-2,5 раза. Радиусы звезд колеблются около средних значений в пределах 5-10%, а кривые блеска похожи на цефеидные.

Как уже было сказано, далеко не у всех физических переменных звезд наблюдаются периодические изменения. Известно множество звезд, которые относятся к полуправильным или неправильным переменным. У таких звезд трудно или вообще невозможно заметить закономерности в изменении блеска.

Рассмотрим теперь третий класс переменных звезд - затменные переменные. Это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу зрения. При движении звезд вокруг общего центра тяжести они поочередно затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска. Вне затмений до наблюдателя доходит свет от обоих компонентов, а во время затмения свет ослабляется затмевающим компонентом. В тесных системах изменения суммарного блеска могут быть вызваны также искажениями формы звезд. Периоды затменных звезд - от нескольких часов до десятков лет.

Существует три основных типа затменных переменных звезд. Первый - это переменные звезды типа Алголя ( Персея). Компоненты этих звезд имеют шаровидную форму, причем размеры звезды-спутника больше, а светимость меньше главной звезды. Оба компонента либо белого цвета, либо главная звезда белого цвета, а звезда-спутник желтого. Пока затмения нет, блеск звезды практически постоянен. При затмении главной звезды блеск резко уменьшается (главный минимум), а при заходе спутника за главную звезду уменьшение блеска незначительно (вторичный минимум) или совсем не наблюдается. Из анализа кривой блеска можно вычислить радиусы и светимости компонентов.

Второй тип затменных переменных звезд - это звезды типа Лиры. Их блеск непрерывно и плавно изменяется в пределах примерно двух звездных величин. Между главными минимумами обязательно наступает менее глубокий вторичный минимум. Периоды переменности - от полусуток до нескольких суток. Компоненты этих звезд - массивные голубовато-белые и белые гиганты спектральных классов В и А. Из-за значительной массы и относительной близости друг к другу оба компонента подвержены сильному приливному воздействию, в результате чего приобрели эллипсоидальную форму. В таких тесных парах атмосферы звезд проникают друг в друга, и происходит непрерывный обмен веществом, часть которого уходит в межзвездное пространство.

Третий тип затменно двойных звезд - звезды, получившие название звезд типа W Большой Медведицы по имени этой звезды, период переменности (и обращения) которой равен всего лишь 8 часам. Трудно представить себе ту колоссальную скорость, с которой обращаются огромные компоненты этой звезды. Спектральные классы этих звезд F и G.

Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд - магнитные звезды. Кроме большого магнитного поля они имеют сильные неоднородности поверхностных характеристик. Такие неоднородности при вращении звезды приводят к изменению блеска.

Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен.

Изучение переменных звезд имеет большое значение. Переменные звезды помогают определить возраст звездных систем, где они находятся, и тип их звездного населения; расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а также до других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двойные звезды являются источником рентгеновского излучения.

Звезды бывают самые разные: маленькие и большие, яркие и не очень, старые и молодые, горячие и «холодные», белые, голубые, желтые, красные и т. д.

Разобраться в классификации звезд позволяет диаграмма Герцшпрунга – Рассела.

Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Звезды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.

Большая часть звезд находится на так называемой главной последовательности . Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90% времени эволюции большинства звезд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр.

Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития, звезды подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты.

Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К ним относится и наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды, как Солнце, называют желтыми карликами.

Жёлтый карлик

Жёлтый карлик – тип небольших звёзд главной последовательности, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца и температуру поверхности 5000–6000 K.

Время жизни жёлтого карлика составляет в среднем 10 миллиардов лет.

После того, как сгорает весь запас водорода, звезда во много раз увеличивается в размере и превращается в красный гигант. Примером такого типа звёзд может служить Альдебаран.

Красный гигант выбрасывает внешние слои газа, образуя тем самым планетарные туманности, а ядро коллапсирует в маленький, плотный белый карлик.

Красный гигант – это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Образование таких звезд возможно как на стадии звездообразования, так и на поздних стадиях их существования.

На ранней стадии звезда излучает за счет гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии, до того момента пока сжатие не будет остановлено начавшейся термоядерной реакцией.

На поздних стадиях эволюции звезд, после выгорания водорода в их недрах, звезды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга – Рассела: этот этап длится примерно 10% от времени «активной» жизни звезд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звездных недрах идут реакции нуклеосинтеза.

Звезда гигант имеет сравнительно низкую температуру поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий 800 солнечных и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами.

Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.

Звезды карлики являются противоположностью гигантов и могут быть следующие.

Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды с массой, не превышающей 1,4 солнечной массы, после того, как она проходит стадию красного гиганта.

Из-за отсутствия водорода термоядерная реакция в ядре таких звезд не происходит.

Белые карлики – очень плотные. По размеру они не больше Земли, но массу их можно сравнить с массой Солнца.

Это невероятно горячие звёзды, их температура достигает 100 000 градусов и более. Они сияют за счёт своей оставшейся энергии, но со временем она заканчивается, и ядро остывает, превращаясь в чёрного карлика.

Красные карлики – самые распространённые объекты звёздного типа во Вселенной. Оценка их численности варьируется в диапазоне от 70 до 90% от числа всех звёзд в галактике. Они довольно сильно отличаются от других звезд.

Масса красных карликов не превышает трети солнечной массы (нижний предел массы - 0,08 солнечной, далее идут коричневые карлики), температура поверхности достигает 3500 К. Красные карлики имеют спектральный класс M или поздний K. Звезды этого типа испускают очень мало света, иногда в 10 000 раз меньше Солнца.

Учитывая их низкое излучение, ни один из красных карликов не виден с Земли невооружённым глазом. Даже ближайший к Солнцу красный карлик Проксима Центавра (самая близкая к Солнцу звезда в тройной системе) и ближайший одиночный красный карлик, звезда Барнарда, имеют видимую звёздную величину 11,09 и 9,53 соответственно. При этом невооружённым взглядом можно наблюдать звезду со звёздной величиной до 7,72.

Из-за низкой скорости сгорания водорода красные карлики имеют очень большую продолжительность жизни – от десятков миллиардов до десятков триллионов лет (красный карлик с массой в 0,1 массы Солнца будет гореть 10 триллионов лет).

В красных карликах невозможны термоядерные реакции с участием гелия, поэтому они не могут превратиться в красные гиганты. Со временем они постепенно сжимаются и всё больше нагреваются, пока не израсходуют весь запас водородного топлива.

Постепенно, согласно теоретическим представлениям, они превращаются в голубые карлики – гипотетический класс звёзд, пока ни один из красных карликов ещё не успел превратиться в голубого карлика, а затем – в белые карлики с гелиевым ядром.

Коричневый карлик – субзвездные объекты (с массами в диапазоне примерно от 0,01 до 0,08 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.

Минимальная температура звёзд главной последовательности составляет порядка 4000 К, температура коричневых карликов лежит в промежутке от 300 до 3000 К. Коричневые карлики на протяжении своей жизни постоянно остывают, при этом чем крупнее карлик, тем медленнее он остывает.

Субкоричневые карлики

Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики – холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Масса их меньше примерно одной сотой массы Солнца или, соответственно, 12,57 массы Юпитера, нижний предел не определён. Их в большей мере принято считать планетами, хотя к окончательному заключению о том, что считать планетой, а что – субкоричневым карликом научное сообщество пока не пришло.

Черный карлик

Черные карлики – 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.

Двойная звезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс.

Иногда встречаются системы из трех и более звезд, в таком общем случае система называется кратной звездой.

В тех случаях, когда такая звездная система не слишком далеко удалена от Земли, в телескоп удается различить отдельные звезды. Если же расстояние значительное, то понять, что перед астрономами двойная звезда удается только по косвенным признакам – колебаниям блеска, вызываемым периодическими затмениями одной звезды другою и некоторым другим.

Новая звезда

Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10 000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызывая вспышку светимости.

Сверхновая звезда

Сверхновая звезда – это звезда, заканчивающая свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.

Нейтронная звезда

Нейтронные звезды (НЗ) – это звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, типичный радиус нейтронной звезды составляет, предположительно, порядка 10-20 километров.

Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц – нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. Плотность таких звезд чрезвычайно высока, она соизмерима, а по некоторым оценкам, может в несколько раз превышать среднюю плотность атомного ядра. Один кубический сантиметр вещества НЗ будет весить сотни миллионов тонн. Сила тяжести на поверхности нейтронной звезды примерно в 100 млрд раз выше, чем на Земле.

В нашей Галактике, по оценкам ученых, могут существовать от 100 млн до 1 млрд нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд.

Пульсары

Пульсары – космические источники электромагнитных излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов).

Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения. Когда Земля попадает в конус, образуемый этим излучением, то можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Некоторые нейтронные звёзды совершают до 600 оборотов в секунду.

Цефеиды

Цефеиды – класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период-светимость, названный в честь звезды Дельта Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда.

Приведенный перечень основных видов (типов) звезд с их краткой характеристикой, разумеется, не исчерпывает всего возможного многообразия звезд во Вселенной.

Рождение любой звезды происходит примерно одинаково - в результате сжатия и уплотнения под действием собственной гравитации облака, в составе которого находятся, в основном, межзвездный газ и пыль. По мнению ученых, что именно данный процесс сжатия и способствует образованию новых звезд. В настоящее время благодаря современному оборудованию ученые могут увидеть данный процесс. В телескопе он выглядит как некие зоны, которые похожи на темные пятна на ярком фоне. Они именуются «гигантскими комплексами молекулярных облаков». Такое название данные зоны получили благодаря тому, что в их составе присутствует водород в форме молекул. Данные комплексы или системы вместе с шаровыми звездными скоплениями являются самыми крупными структурами в Галактике с диаметром до 1300 световых лет.

Одновременно с процессом сжатия туманности также образуются плотные темные газопылевые облака круглой формы, которые получили название «Глобулы Бока». Именно американским астрономом Боком и были впервые описаны данные глобулы, благодаря чему они сейчас называются именно так. Изначально масса глобулы в 200 раз превышает массу Солнца. Однако, постепенно глобулы продолжают сгущаться, набирая массу и притягивая к себе материю из соседних областей благодаря своей гравитации. Стоит обратить внимание на то, что внутренняя часть глобулы сгущается в разы быстрее, чем внешняя. В свою очередь, это приводит к разогреву и вращению глобулы. Данный процесс продолжается несколько сотен тысяч лет, после чего образуется протозвезда.

С увеличением массы звезды притягивается все больше материи. Также происходит высвобождение энергии из сжимающегося внутри газа, что приводит к образованию тепла. В связи с этим, увеличиваются давление и температура звезды, что приводит к ее свечению темно-красным светом. Протозвезда характеризуется своими достаточно масштабными размерами. Не смотря на то, что тепло равномерно распределяется по всей ее поверхности, она, все таки, считается относительно холодной. В ядре температура продолжает увеличиваться. Кроме этого происходит ее вращение и она приобретает несколько плоскую форму. Данный процесс длиться несколько миллионов лет.

Молодые звезды увидеть очень трудно, особенно невооруженным глазом. Их можно рассмотреть только при помощи специального оборудования. Это связано с тем, что из-за темного пылевого облака, которое окружает звезды, свечение молодых звезд практически не видно.

Таким образом, звезды рождаются, эволюционируют и умирают. На каждом этапе своего развития звезды имеют свою определенную массу, температуру, яркость. В связи с этим, все звезды принято классифицировать на:

Звезды главной последовательности;

Звезды карлики;

Звезды гиганты.

Какие звезды гиганты

Так, звезды гиганты говорят сами за себя и, соответственно, имеют существенно больший радиус и высокую светимость в отличие от тех звезд главной последовательности, которые имеют такую же температуру поверхности. Радиус звезд гигантов, как правило, находится в диапазоне от 10 до 100 солнечных радиусов, и обладают светимостью от 10 до 1000 светимостей Солнца. Температура звезд гигантов является относительно низкой в силу массы звезды, поскольку распределяется на всю звездную поверхность, и достигает порядка 5000 градусов.

Однако, также существуют и такие звезды, которые имеют в разы большую светимость, чем у звезд гигантов. Такие звезды принято называть сверхгиганты и гипергиганты.

Звезда сверхгигант считается одной из наиболее массивных звезд. Звезды, относящиеся к такому типу, занимают верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Данные звезды обладают массой, которая колеблется в диапазоне от 10 до 70 масс Солнца. Их светимость составляет 30 000 солнечных светимостей и более. А вот радиусы звезд сверхгигантов могут существенно разниться - начиная от 30 до 500 солнечных радиусов. Но бывают и такие звезды, которые имеют радиус, превышающий 1000 солнечных. Однако, эти сверхгиганты уже переходят в разряд гипергигантов.

В связи с тем, что данные звезды имеют очень огромные массы, продолжительность их жизни крайне мала и составляет от 30 до нескольких сотен миллионов лет. Сверхгиганты можно наблюдать, как правило, в областях активного звездообразования - рассеянных звездных скоплениях, рукавах спиральных галактик, а также в неправильных галактиках.

Красный гигант

Красный гигант - звезда поздних спектральных классов, имеющая высокую светимость и протяженные оболочки. Наиболее известные красные гиганты - Арктур, Альдебаран, Гакрукс, Мира.

Красные гиганты относятся к спектральным классам К и М. Также они имеют относительно невысокую температуру излучающей поверхности, которая составляет порядка 3000 - 5000 градусов Кельвина. В свою очередь, это свидетельствует о том, что поток энергии с единицы излучающей площади в 2-10 раз меньше, чем у Солнца. Радиус красных гигантов находится в пределах от 100 до 800 солнечных радиусов.

Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, поскольку в их относительно холодной фотосфере некоторые молекулы оказываются устойчивыми. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.

Кроме красных гигантов, также существуют и белые гиганты. Белый гигант - звезда главной последовательности, которая достаточно горячая и яркая. Иногда звезда белый гигант может комбинироваться с красным карликом. Такая комбинация звезд называется двойной или кратной и, как правило, состоит из звезд различных типов.

Карлики, гиганты и главная последовательность

Когда люди научились измерять размеры звезд, оказалось, что эти самые размеры очень разнообразны. В связи с этим появилась потребность как-то классифицировать звезды по размерам. Было это задолго до появления теории эволюции звезд и даже еще до теоремы Герцшпрунга-Рассела, т.е. примерно вторая половина девятнадцатого века.

Так вот, еще в этой седой астрономической древности выяснилось, что для ряда спектральных классов существуют две больших группы звезд этого класса, и в одной группе звезды заметно больше чем в другой. Ничтоже сумняшеся, маленькие звезды назвали "карликами", а большие "гигантами". Так возникла дожившая до наших дней терминология: красные карлики и красные гиганты, оранжевые карлики и оранжевые гиганты, желтые карлики и желтые гиганты... Стоп. Потому что с белыми звездами все оказалось гораздо сложнее: резкой разницы в размерах среди белых звезд не наблюдалось.

Потом Герцшпрунг и Рассел нарисовали свою диаграмму, и оказалось, что красные, оранжевые и желтые карлики находятся на главной последовательности, а именно в правой нижней ее части. Гиганты и сверхгиганты уютно устроились на нескольких горизонтальных последовательностях в правом верхнем углу диаграммы. Конечно, на диаграмме Герцшпрунга-Рассела откладывается светимость, а не размер, но, как мы помним, для звезд одной и той же температуры (цвета) светимость растет с площадью поверхности звезды. На диаграмме легко заметна разница в светимостях (а значит, и в размерах) между карликами и гигантами спектральных классов G, K, M.

А вот с белыми звездами так не получилось. Если вы посмотрите на диаграмму, то увидите, что в области белых и голубых звезд главная последовательность поднимается на один уровень светимостей с последовательностями гигантов и почти достигает уровня светимостей сверхгигантов. Белые и голубые звезды главной последовательности настолько велики и мощны, что назвать их карликами ну никак не получается!

Поэтому белые и голубые звезды главной последовательности так и называются - звезды главной последовательности. Длинный термин, но ничего лучшего не придумали.

Хотя о звездах главной последовательности в совокупности иногда говорят "карлики". Но такое использование термина все-таки неуклюже и некорректно, во-первых из-за больших белых и голубых звезд, а во-вторых потому, что имеются звезды-карлики, которые не находятся на главной последовательности.

С гигантами тоже оказалось не все гладко. В отличие от звезд главной последовательности, они наотрез отказались устраиваться на одной ровной и гладкой линии. Сначала для них пришлось нарисовать две последовательности - гиганты и сверхгиганты; но и этого оказалось мало. Сверхгиганты тоже разделились на две группы, так что пришлось вводить для них две подпоследовательности (Ia и Ib), а между сверхгигантами и обыкновенными гигантами втиснулась ветвь "ярких гигантов" (II). А совсем недавно открыли новый класс звезд, которые превышают по размерам и светимостям сверхгиганты. Для того, чтобы врисовать их последовательность (0) в диаграмму Герцшпрунга-Рассела, пришлось "увеличивать" ее сверху - расширять диапазон светимостей.

Кроме того, при подробном изучении космоса выяснилось, что существуют-таки звезды с промежуточными размерами между карликами и гигантами, хотя и сравнительно немного. Их назвали субгигантами.

Белые звезды главной последовательности не называют карликами - они для этого слишком велики. Но тем не менее, как мы знаем, белые карлики существуют. У них есть своя последовательность на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (VII) и совершенно свои, не укладывающиеся в общую классификацию, спектральные классы.

Последовательность белых карликов находится левее и ниже главной последовательности. И протягивается она через диапазон температур, соответствующий нескольким классическим спектральным классам. Т.е. получается, что белые карлики могут быть и желтыми, и оранжевыми, и даже голубоватыми. И все равно они будут белыми карликами, потому что этот термин применяется к классу звезд, который определяется не температурой (она может быть почти любой), а специальным внутренним строением, и прежде всего огромной плотностью (наш знакомый Сириус B имеет диаметр Земли и массу Солнца).

Что до голубых карликов, то это понятие пока гипотетическое, относится к теоретически возможному, но неоткрытому пока типу звезд.

Таблица, которая представляет разновидности звезд с точки зрения размера.
Для простоты в сверхгиганты включены и гипергиганты.

	Карлики	Звезды главной последовательности	Гиганты	Сверхгиганты
Голубые	гипотетические	Регул, Спика	Беллатрикс, Альциона А	Ригель
Белые	Сириус B, Процион B, Звезда Ван Маанена	Сириус, Вега, Альтаир	Тубан, Сигма Октанта	Денеб, Полярная звезда, Канопус
Желтые	Солнце, Альфа Центавра А		Капелла Aa, Капелла Ab	Ро Кассиопеи
Оранжевые	Альфа Центавра B, Эпсилон Эридана, 61 Лебедя		Арктур, Поллукс, Альдебаран	Омикрон 1 Большого Пса, Сигма Большого Пса, Пси 1 Возничего
Красные	Проксима Центавра, Звезда Барнарда и много-много других		Гамма Южного Креста	Бетельгейзе, Антарес, VY Большого Пса

Итак, подведем итоги: для желтых, оранжевых и красных звезд понятия "карлик" и "звезда главной последовательности" совпадают; для белых и голубых звезд они очень и очень различаются.

Я с удовольствием добавлю в эту таблицу ваши любимые звезды. :-)

Чемпионы Вселенной

Конечно, вы хотите узнать, каких размеров бывают звезды и какие звезды во Вселенной самые большие и самые маленькие.

Понятно, что самую большую звезду надо искать среди гипергигантов, но каких? Однозначных зависимостей, связывающих температуру и размер, для гигантов нет, но в общем и целом известно, что звезды разогреваются при сжатии и остывают при расширении. Поэтому, скорее всего, самая большая звезда будет и одной из самых холодных - красным гипергигантом.

Это действительно так. Самая большая известная на сегодня звезда - VY Большого Пса. Этот монстр Вселенной в 2000 раз больше Солнца по диаметру, и посчитайте сами, во сколько раз по объему. По массе она больше Солнца только приблизительно в 20 раз, так что можете себе представить, какая у нее низкая плотность. Светимость у нее благодаря гигантским размерам примерно 300000 солнечных, несмотря на то, что температура поверхности всего 3000 К. Находится она от нас в 5 тысячах световых лет, так что, понятное дело, видна только в телескоп.

Рисунок иллюстрирует, на сколько раз VY Большого Пса больше Солнца.

С обратной стороны... отличников прошу опустить руки, сегодня мы не выходим за пределы главной последовательности, а то потом будет неинтересно. С обратной стороны чемпионку надо искать среди красных карликов, но тут возникают две проблемы. Во-первых, эти красные карлики в большинстве своем похожи друг на друга больше, чем две репродукции одной картины, а во-вторых, эти крохотные тусклые сущности пойди замерь с достаточной точностью! Для примера можно привести один из самых крохотных известных на сегодня красный карликов - Wolf424B (второй компонент системы, обозначенной в каталоге Вольфа как 424, и другого названия у нее нет). Радиус у него 0,14 солнечных, масса - 0.13 солнечных (нижний возможный предел массы для нормальной звезды). Впрочем, первый компонент этой системы, Wolf424A, только чуть-чуть покрупнее своего собрата и тоже входит в число самых маленьких известных звезд.

Тяжелые и легкие

А каково разнообразие звезд по массам?

Существенно меньшее, чем по размерам. Существует верхний предел возможной массы для звезды, связанный с предельно возможной светимостью, которую называют пределом Эддингтона. Сэр Артур Эддингтон доказал, что более тяжелая и яркая звезда не может существовать, потому что не возникнет равновесия гравитации и внутреннего давления, и звезда просто будет очень неустойчивой. Предельная масса звезд получается примерно 150 солнечных масс.

Вселенная неплохо демонстрирует правильность этого заключения: звезд с массой больше 150 не найдено (имеются оценки в районе 175 солнечных масс, но они крайне неточны). Довольно уверенно в числе чемпионок Вселенной по массе называют уже упоминавшуюся чемпионку по светимости Эту Киля.

А нижний предел массы звезды, как уже упоминалось выше - 0.13 солнечных масс. Все, что немного тяжелее этого предела - наши знакомые красные карлики. Если масса звезды меньше 0.13 солнечных масс, гравитация не сможет сжать ее достаточно сильно для того, чтобы ядро разогрелось достаточно для начала термоядерной реакции превращения водорода в гелий. То есть такой объект никогда не сможет выйти на главную последовательность.

О том, что за объекты эти нечты с массой меньше 0.13 солнечных, поговорим в следующий раз.

Звезды сверхгиганты – космическая судьба этих колоссальных светил предназначила им в определенное время вспыхнуть сверхновой.

Рождение всех звезд происходит одинаково. Гигантское облако молекулярного водорода начинает сжиматься в шар под влиянием гравитации, пока внутренняя температура не спровоцирует ядерный синтез. На протяжении всего существования светила пребывают в состоянии борьбы с собой, внешний слой давит силой тяжести, а ядро – силой разогретого вещества, стремящегося расширится. В процессе существования водород и гелий постепенно выгорают в центре и обычные светила, имеющие значительную массу, становятся сверхгигантами. Встречаются такие объекты в молодых образованиях, таких как неправильные галактики или рассеянные скопления.

Свойства и параметры

Масса играет решающую роль в формировании звезд – в крупном ядре синтезируется больше количество энергии, которая повышает температуру светила и его активность. Приближаясь к финальному отрезку существования объекты с весом, превышающим солнечный в 10-70 раз, переходят в разряд сверхгигантов. В диаграмме Герцшпрунга-Рассела, характеризующей отношения звездной величины, светимости, температуры и спектрального класса, такие светила расположены сверху, указывая на высокую (от +5 до +12) видимую величину объектов. Их короче, чем у других звезд, потому что своего состояния они достигают в финале эволюционного процесса, когда запасы ядерного топлива на исходе. В раскаленных объектах заканчивается гелий и водород, а горение продолжается за счет кислорода и углерода и далее вплоть до железа.

Классификация звезд сверхгигантов

По Йеркской классификации, отражающей подчинение спектра светимости, сверхгиганты относятся к I классу. Их разделили на две группы:

• Ia – яркие сверхгиганты или гипергиганты;
• Ib – менее яркие сверхгиганты.

По своему спектральному типу в Гарвардской классификации эти звезды занимают промежуток от O до M. Голубые сверхгиганты представлены классам O, B, A, красные – K, M, промежуточные и плохо изученные желтые – F, G.

Красные сверхгиганты

Крупные звезды покидают главную последовательность, когда в их ядре начинается горение углерода и кислорода, – они становятся красными сверхгигантами. Их газовая оболочка вырастает до огромных размеров, распространяясь на миллионы километров. Химические процессы, проходящие с проникновением конвекции из оболочки в ядро, приводят к синтезу тяжелых элементов железного пика, которые после взрыва разлетаются в космосе. Именно красные сверхгиганты обычно заканчивают жизненный путь светила и взрываются сверхновой. Газовая оболочка звезды дает начало новой туманности, а вырожденное ядро превращается в белого карлика. и – крупнейшие объекты из числа умирающих красных светил.

Голубые сверхгиганты

В отличие от красных, доживающих долгую жизнь гигантов, – это молодые и раскаленные звезды, превосходящие своей массой солнечную в 10-50 раз, а радиусом – в 20-25 раз. Их температура впечатляет – она составляет 20-50 тыс. градусов. Поверхность голубых сверхгигантов стремительно уменьшается из-за сжатия, при этом излучение внутренней энергии непрерывно растет и повышает температуру светила. Результатом такого процесса становится превращение красных сверхгигантов в голубые. Астрономы заметили, что звезды в своем развитии проходят различные стадии, на промежуточных этапах они становятся желтыми или белыми. Ярчайшая звезда Ориона – – отличный пример голубого сверхгиганта. Ее внушительная масса в 20 раз превышает Солнце, светимость выше в 130 тыс. раз.