Зорі

• Еруптивні змінні зорі — це зорі, що змінюють свій блиск в силу бурхливих процесів і спалахів в їх хромосферах і коронах. Зміна світності відбувається зазвичай внаслідок змін в оболонці або втрати маси в формі зоряного вітру змінної інтенсивності та/або взаємодії з міжзоряним середовищем.
• Пульсуючі змінні зорі — показують періодичні розширення і стиснення своїх поверхневих шарів. Це найчисленіший тип змінності. Найвідомішими представниками такого класу є цефеїди. Пульсації можуть бути радіальними й нерадіальними. Радіальні пульсації зорі залишають її форму сферичною, у той час як нерадіальні пульсації викликають відхилення форми зорі від сферичної, а сусідні зони зорі можуть бути в протилежних фазах.
• Обертові змінні зорі — це зорі, у яких розподіл яскравості по поверхні неоднорідний і/або вони мають нееліпсоїдальну форму, внаслідок чого при обертанні зір спостерігач фіксує їх змінність. Неоднорідність яскравості поверхні може бути викликана наявністю плям або температурних чи хімічних неоднорідностей, викликаних магнітними полями, чиї осі не збігаються з віссю обертання зорі.
• Катаклізмічні (вибухові та новоподібні) змінні зорі. Причиною змінності цих зір є вибухові процеси в їх поверхневих шарах (нові) або у всьому об'ємові зорі (наднові).
• Затемнено-подвійні системи
• Оптичні змінні подвійні системи з жорстким рентгенівським випромінюванням

Наведений перелік класів змінності не є остаточним: кожен з класів поділено на окремі типи змінних, додаються нові типи змінності.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Зоряні системи

Зорі можуть бути поодинокими й кратними: подвійними, потрійними і більшої кратності. У разі, коли до системи належить більше десяти зір, її називають зоряним скупченням. Подвійні (кратні) зорі дуже поширені. За деякими оцінками, більше 70% зір у Галактиці кратні. Так, серед 32 найближчих до Сонця зір — 12 кратних, з яких 10 подвійних, зокрема й найяскравіша зоря, небосхилу — Сіріус. В околиці 20 парсек від Сонячної системи близько половини із більш, ніж 3000 зір, — подвійні зорі всіх типів.

Подвійна зоря

Подвійна зоря, або подвійна система — дві ґравітаційно-зв'язані зорі, які обертаються замкненими орбітами навколо спільного центру мас. За допомогою подвійних зір існує можливість дізнатися маси зір і побудувати різні залежності.

Але подвійні зорі не вивчалися б настільки уважно, якби вся інформація про них зводилося до маси. Незважаючи на багаторазові спроби пошуку одиночних чорних дір, усі кандидати в чорні діри перебувають у подвійних системах. Зорі Вольфа-Райє були вивчені саме завдяки подвійним зорям.

Тісні подвійні системи

Серед подвійних зір виділяють так звані тісні подвійні системи: відстань між зорями у яких можна порівняти із розмірами самих зір. Завдяки цьому в таких системах виникають складніші ефекти, ніж просто тяжіння: припливне спотворення форми, прогрів випромінюванням яскравішого компаньйона та інші ефекти. У тісних подвійних системах також може відбувається обмін речовиною між зорями, що значно впливає на їх еволюцію.

Кулясті

Кулясті скупчення — скупчення зір, що мають сферичну або ледь сплюснуту форму. Їхні діаметр коливається від 20 до 100 парсеків. Це одні з найстаріших об'єктів у Всесвіті. Звичайний вік кулястих скупчень — понад 10 млрд років. Тому до їхнього складу входять маломасивні старі зорі, більшість з яких перебуває на завершальних стадіях своєї еволюції. Як наслідок, тут багато нейтронних зір, цефеїд і білих карликів; передбачається також наявність чорних дір. Нерідко в скупченнях відбуваються спалахи нових зір.

Кулясті скупчення відрізняються високою концентрацією зір. Приміром, у кубічному парсеку в центрі такого скупчення буває від декількох сотень до десятків тисяч зір. Для порівняння: в околицях Сонця на кубічний парсек припадає лише одна зоря.

Кулясті скупчення виникли з гігантської догалактичної хмари, з якої згодом сформувалась Галактика. У Чумацькому Шляху налічують понад 150 кулястих скупчень, більшість з яких концентруються до центру Галактики.

 

Розсіяні

Розсіяні скупчення — інший клас зоряних скупчень. Це зоряна система, компоненти якої розташовуються на досить великій відстані один від одного. Цим вона відрізняється від кульових скупчень, де концентрація зір більша. З цієї причини розсіяні скупчення дуже важко виявляти і вивчати. Якщо зорі, що перебувають на однаковій відстані від спостерігача, рухаються в одному напрямку, є підстави припускати, що вони входять до розсіяного скупчення.

Найвідоміші представники цього класу скупчень — Плеяди і Гіади, що розташрвані в сузір'ї Тільця.

Розсіяні скупчення досить численні. Їх відомо більше, ніж кулястих. Деякі з них розташовані неподалік від Сонця — наприклад, до скупчення Гіади близько 40 парсек.

Розсіяні скупчення зазвичай складаються з декількох сот або тисяч зір, хоча зустрічаються й групи більшої чисельності. Здебільшого до них входять масивні та яскраві зорі, а також змінні. Розсіяні скупчення мають невелику масу. Їх гравітаційне поле не здатне утримувати компоненти разом тривалий час і вони поступово віддаляються одна від одної

Асоціації

Асоціація зір — розріджене скупчення молодих зір високої світності, що відрізняється від інших типів скупчень своїм розміром (близько 200 — 300 світлових років). Асоціації, здебільшого, пов'язані з хмарами молекулярного газу, що має порівняно низьку температуру. Цей газ є «будівельним матеріалом» для зір. Утворені масивні зорі нагрівають навколишній молекулярний газ, який з часом розсіюється в міжзоряному середовищі. Асоціації, так само як і розсіяні скупчення, нестійкі. Вони повільно розширюються, і їхні компоненти віддаляються один від одного.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Еволюція зір

Після створення теорії внутрішньої будови зір та їхньої еволюції стало можливим і пояснення існування класів зір. Виявилося, що все різномаїття зір зумовлене здебільшого відмінностями у їх масі та залежить від еволюційного етапу, на якому перебуває зоря.

Протозоря

За деяких умов (їх можна назвати кілька) конденсується хмара міжзоряного космічного пилу. За досить невеликий проміжок часу, під дією сили всесвітнього тяжіння з цієї хмари утворюється порівняно густа непрозора газова куля. Цю кулю ще не можна назвати зіркою, оскільки температура в її ядрі не досить висока, щоб розпочалися термоядерні реакції. Тиск газу всередині кулі не достатній щоб урівноважити силу тяжіння, тому куля під дією тяжіння продовжує стискатися та розігріватися. На цьому етапі зірку називають «протозорею». Зазвичай із газопилової хмари формується кілька таких протозір, і вони утворюють зоряне скупчення чи асоціацію. Також навколо протозір утворюються менші згустки, що потім стають планетами. У міру стискання протозорі її зовнішня та внутрішня температури зростають до моменту, коли температура і тиск у ядрі зроблять можливими реакції термоядерного синтезу. Тільки після цього протозоря стає зіркою. Початкову стадію еволюції зорі долають за час, який залежить від їх маси: якщо маса більша, ніж маса Сонця, то етап триватиме кілька мільйонів років, якщо маса менша — до кількасот мільйонів років. Мінімальна маса зорі - 0,075 маси Сонця. Якщо маса протозорі менша, вона ніколи не стане справжньою зіркою. Натомість вона перетвориться на коричневого карлика. Це проміжний клас об'єктів між зорями та планетами. Хоча в них можуть відбуватися деякі термоядерні реакції за участю дейтерію та літію, але вони не компенсують витрат енергії на випромінювання, і такі небесні тіла повільно охолоджуються.

Змінні зорі типу Т Тельця

Зорі типу T Тельця (T Tauri, T Tauri stars, TTS) — клас змінних зір, що отримали назву за своїм прототипом - Т Тельця. Зазвичай їх можна виявити поряд із молекулярними хмарами та ідентифікувати за їх змінністю (вельми нерегулярною) в оптичному діапазоні та за хромосферною активністю.

Вважається, що зорі типу T Тельця є завершальною стадією еволюції протозір невеликої маси перед виходом їх на головну послідовність діаграми Герцшпрунга—Рассела.

Вони належать до спектральних класів F, G, K, M і мають масу меншу двох сонячних. Період обертання від 1 до 12 днів. Температура їх поверхні така ж, як і в зір головної послідовності тієї ж маси, але вони мають дещо більшу світність, тому що їх радіус більший. Основним джерелом їх енергії є гравітаційне стиснення.

У спектрі зір типу T Тельця наявний літій, який відсутній у спектрах Сонця та інших зір головної послідовності, оскільки він спалюється у термоядерних реакціях за температури вище 2 500 000 K.

 

 

Головна послідовність

Наступний етап еволюції зорі — спалювання запасів водню (точніше — перетворення його на гелій). Це повільний процес, на який припадає більшість часу існування зорі. У цей час зоря перебуває на головній послідовності діаграми Герцшпрунга-Рассела. Час перебування зорі на головній послідовності залежить від маси зорі (M) і приблизно дорівнює , тобто від кількох мільйонів років для зір із масами в десятки разів більшими, ніж маса Сонця, до 10-15 мільярдів років для зір з масою близькою, до маси Сонця.

Подальша еволюція

Після того, як водень у ядрі здебільшого «вигорить», термоядерні реакції перестають виробляти достатню кількість енергії для того, щоб підтримувати сталий, потрібний для врівноваження сил гравітації, тиск. Внаслідок зменшення тиску зоря знову починає стискатися, що призводить до збільшення густини та температури в ядрі. Якщо маса зорі перевищує половину маси сонця у її ядрі виникають умови для перебігу потрійної альфа-реакції, у якій три ядра гелію перетворюється на ядро вуглецю. Ці ядерні реакції характеризуються набагато більшою швидкістю та, відповідно, виділенням енергії. Світність зорі зростає у десятки раз, вона розширюється («розпухає»), пересуваючись на діаграмі Герцшпрунга-Рассела вправо, до області гігантів. Якщо маса зорі досить велика, невдовзі після гелієвого спалаху «спалахує» вуглець і кисень; кожна з цих подій викликає значну перебудову зорі і її швидке пересування по діаграмі Герцшпрунга — Рессела. Розмір атмосфери зорі збільшується ще більше, і вона починає інтенсивно втрачати газ у вигляді зоряного вітру. Подальша доля зорі повністю залежить від її маси.

Білі карлики

Від переважної більшості зір, маса яких після скидання оболонки не перевищує межі Чандрасекара (≈1,4 маси Сонця) через кілька десятків тисяч років, залишається дуже гаряче компактне ядро, яке називають білим карликом. Інші джерела термоядерної енергії для цих зір недоступні. Вони завершують свою еволюцію, поступово охолоджуються і стискаються, доки тиск вироджених електронів не врівноважить гравітацію. Їхня густина стає в мільйон разів більшою за густину води.

У зір масою більшою від межі Чандрасекара (понад 1,4 маси Сонця) енергія Фермі електронів перевищує дефект маси (нейтрон - протон+електрон) і розпочинається об'єднання протонів з електронами у нейтрони, оскільки така конфігурація енергетично вигідніша. Тиск виродженого електронного газу, що залишається, не може стримати подальше стискання ядра і після вичерпання джерел термоядерної енергії відбувається колапс зорі. Наслідком є спалах наднової II типу.

 

 

 

Наднові

Наднові - зорі, які завершують свою еволюцію катастрофічним вибухом. Терміном «наднові» було названо зорі, які спалахують набагато (на порядки) сильніше від так званих нових зір. Насправді, ні ті, ні інші фізично новими не є, спалахують зорі, що вже існують, але раніше їх не було помітно неозброєним оком, що й створювало ефект появи нової зірки. Тип наднової визначається за наявністю в спектрі спалаху ліній водню. Якщо він є, значить наднова II типу, якщо ні - то I типу.

Нейтронні зорі

Після спалаху наднової II типу залишається ядро, розміром декілька кілометрів, яке складається здебільшого з нейтронів. Його густина в 280 трлн разів перевищує густину води. Рівновага підтримується тиском виродженої нейтронної речовини. Внаслідок стискання зорі значно збільшується швидкість її обертання та напруженість магнітного поля, і вона починає випромінювати радіохвилі з певною досить стабільною частотою. Саме завдяки такому випромінюванню 1967 року було виявлено пульсари, які вважають нейтронними зорями.