23.3: Класифікація зірок

При швидкому погляді зірки виглядають однаково. Подивіться уважніше, і ви можете побачити відмінності. Найбільш очевидні відмінності – в розмірах і кольорі.

Колір і температура

Подумайте про змійовику електричної плити, як вона нагрівається. Котушка змінюється в кольорі при підвищенні температури. При першому включенні тепла котушка виглядає чорною. Повітря на кілька сантиметрів над змійовиком починає відчувати себе теплим. У міру того, як котушка стає гарячіше, вона починає світитися тьмяно-червоним кольором. У міру того, як стає ще гарячіше, він стає яскравішим червоним. Далі він виходить помаранчевим. Якщо він стає надзвичайно жарким, він може виглядати жовто-білим або навіть синьо-білим. Як і котушка на плиті, колір зірки визначається температурою поверхні зірки. Щодо прохолодні зірки червоні. Більш теплі зірки помаранчеві або жовті. Надзвичайно гарячі зірки блакитні або синьо-білі. Зоряні температури вимірюються в градусах Кельвіна. Найнижча температура за шкалою Кельвіна – абсолютний нуль. Це означає, що молекули не мають руху. Кельвін пов’язаний з Цельсієм та Фаренгейтом такими способами: [°C] = [K] − 273.15 [°F] = [K] × 9/5 − 459.67

Класифікація

Графік яскравості (абсолютної величини) зірок в порівнянні з їх кольором (температурою) зображений нижче (рисунок нижче). Це називається діаграмою Герцшпрунга-Рассела. Діаграма Герцшпрунга-Рассела відображає світність (абсолютну величину) проти кольору зірок, починаючи від високотемпературних синьо-білих зірок на лівій стороні діаграми до червоних зірок з правого боку низької температури. Більшість зірок падають по кривій основної послідовності. Зірки в головній послідовності сплавляють водень в гелій в ядрі. Горизонтальна гілка також має безліч зірок. Вони запалюють гелій в серцевині і спалюють водень, що оточує ядро. Інші зірки зустрічаються в інших регіонах.

Розмір об’єкта

Відносні розміри зірок різної маси. На цій ілюстрації (малюнок вище) показані відносні розміри зірок і їх маса порівняно з Сонцем. Червоні карлики менш масивні і набагато менше за розміром, ніж Сонце. Це означає, що вони мають дуже тривалий термін служби. Наше Сонце є досить поширеним типом зірок і має середню тривалість життя. Червоні гіганти – це те, що деякі зірки головної послідовності (як наше Сонце) стають ближче до кінця свого життя. Вони набагато більші за наше Сонце. Надгіганти дуже масивні зірки і більші за наше Сонце, але мають менший радіус, ніж червоні гіганти. Надгіганти мають дуже короткі терміни життя.

Резюме

• Зірки класифікуються за кольором, який корелює з температурою. Червоні зірки найкрутіші, а сині – найгарячіші.
• Зірки нанесені на діаграмі Герцшпрунга-Рассела.
• Зоряні температури знаходяться в континуумі від 2000 К до більш ніж 30 000 К.
• Кельвін – це температурний показник, при якому найнижча температура дорівнює абсолютному нулю.

Рецензія

1. Чому зірки відрізняються кольором?
2. Куди потрапляє більшість зірок на діаграмі Герцшпрунга-Рассела? Чому?
3. Чому зірки різного кольору з’являються в одному сузір’ї?
4. Якщо скупчення зірок все одного кольору, що це може означати?

Дізнатися більше

Використовуйте ресурс нижче, щоб відповісти на наступні питання.

1. Які унікальні характеристики зірки можна використовувати для її класифікації?
2. Яка класифікація нашої зірки?
3. У чому полягала проблема з оригінальною системою класифікації, встановленою для зірок?
4. Яке число було присвоєно найяскравішим зіркам? Чим характеризувалися зірки пізніше присвоювали букву А? Що означала ця характеристика?
5. Чому ця характеристика не виявилася дуже хорошим способом вимірювання температури?
6. Яка поточна класифікація літер, щоб від найгарячішого до найхолоднішого? Що таке мнемонічний пристрій, щоб пам’ятати про це?
7. Чому температура зірки дійсно важлива річ, яку потрібно знати?
8. Що ідентифікується на кожній осі діаграми Герцшпрунга-Рассела?

Посилання

22.1: Еволюція від головної послідовності до червоних гігантів

Одним з найкращих способів отримати «знімок» групи зірок є побудова їх властивостей на діаграмі H—R. Ми вже використовували діаграму H—R, щоб стежити за еволюцією протозірок аж до того часу, коли вони досягають основної послідовності. Тепер подивимося, що буде далі.

Після того, як зірка досягла етапу основної послідовності свого життя, вона майже повністю отримує свою енергію від перетворення водню в гелій за допомогою процесу ядерного синтезу в її ядрі (див. Сонце: Ядерна електростанція). Оскільки водень є найпоширенішим елементом у зірок, цей процес може підтримувати рівновагу зірки протягом тривалого часу. Таким чином, всі зірки залишаються на головній послідовності протягом більшої частини свого життя. Деякі астрономи люблять називати фазу основної послідовності «тривалим підлітковим віком» зірки або «дорослістю» (продовжуючи нашу аналогію з етапами людського життя).

Лівий край смуги основної послідовності на діаграмі H—R називається основною послідовністю нульового віку (див. \(18.4.1\) Рис. Ми використовуємо термін нульовий вік, щоб позначити час, коли зірка перестає скорочуватися, осідає на основну послідовність і починає плавити водень у своєму ядрі. Основна послідовність нульового віку – це безперервна лінія на діаграмі H—R, яка показує, де зірки різної маси, але подібного хімічного складу можуть бути знайдені, коли вони починають зливати водень.

Оскільки лише 0,7% водню, використовуваного в реакціях синтезу, перетворюється в енергію, синтез не змінює загальну масу зірки помітно протягом цього тривалого періоду. Однак він змінює хімічний склад в центральних областях, де відбуваються ядерні реакції: водень поступово виснажується, а гелій накопичується. Ця зміна складу змінює світність, температуру, розмір та внутрішню структуру зірки. Коли світність і температура зірки починають змінюватися, точка, яка представляє зірку на діаграмі H—R, віддаляється від основної послідовності нульового віку.

Розрахунки показують, що температура і щільність у внутрішній області повільно збільшуються, оскільки гелій накопичується в центрі зірки. Коли температура стає все гарячішою, кожен протон набуває в середньому більше енергії руху; це означає, що він частіше взаємодіє з іншими протонами, і, як наслідок, швидкість синтезу також збільшується. Для протонно-протонного циклу, описаного в The Sun: A Nuclear Powerhouse, швидкість синтезу зростає приблизно як температура до четвертої потужності.

Якщо швидкість синтезу зростає, швидкість, з якою генерується енергія, також збільшується, і світність зірки поступово підвищується. Однак спочатку ці зміни невеликі, і зірки залишаються в основній смузі послідовності на діаграмі H—R протягом більшої частини свого життя.

Приклад \(\PageIndex\) : температура зірки і швидкість злиття

Якби температура зірки подвоїлася, на який фактор збільшилася б її швидкість злиття?

Оскільки швидкість плавлення (як температура) піднімається до четвертої потужності, вона збільшиться в 2 рази в 4 , або 16 разів.

Вправа \(\PageIndex\)

Якби швидкість злиття зірки збільшилася в 256 разів, на який фактор підвищилася б температура?

Температура збільшилася б в 256 разів 0,25 (тобто 4-й корінь з 256), або в 4 рази.

Тривалість життя на головній послідовності

Скільки років зірка залишається в смузі основної послідовності, залежить від її маси. Ви можете подумати, що більш масивна зірка, яка має більше палива, прослужить довше, але це не так просто. Тривалість життя зірки на певному етапі еволюції залежить від того, скільки ядерного палива вона має, і від того, наскільки швидко вона використовує це паливо. (Точно так само, як довго люди можуть продовжувати витрачати гроші, залежить не тільки від того, скільки грошей у них є, але і від того, наскільки швидко вони їх витрачають. Ось чому багато переможців лотереї, які продовжують витрачати гулянки швидко знову бідні.) Що стосується зірок, більш масивні витрачають своє паливо набагато швидше, ніж зірки малої маси.

Причина, по якій масивні зірки є такими витраченими, полягає в тому, що, як ми бачили вище, швидкість злиття дуже сильно залежить від температури ядра зірки. І що визначає, наскільки гарячими стають центральні регіони зірки? Це маса зірки – вага вищерозташованих шарів визначає, наскільки високим повинен бути тиск в ядрі: більша маса вимагає більш високого тиску, щоб збалансувати його. Більш високий тиск, в свою чергу, виробляється більш високою температурою. Чим вище температура в центральних регіонах, тим швидше зірка мчить через своє джерело центрального водню. Хоча масивні зірки мають більше палива, вони спалюють його настільки бурхливо, що термін їх життя набагато коротший, ніж у їхніх колег з низькою масою. Тепер ви також можете зрозуміти, чому найбільш масивні зірки основної послідовності також є найбільш світлими. Як і нові рок-зірки зі своїм першим платиновим альбомом, вони витрачають свої ресурси з вражаючою швидкістю.

Основні терміни життя зірок різної маси наведені в табл \(\PageIndex\) . Ця таблиця показує, що наймасовіші зірки витрачають всього кілька мільйонів років на основну послідовність. Зірка з 1 сонячною масою залишається там приблизно 10 мільярдів років, тоді як зірка приблизно 0,4 сонячної маси має тривалість життя основної послідовності близько 200 мільярдів років, що більше, ніж поточний вік Всесвіту. (Майте на увазі, однак, що кожна зірка витрачає більшу частину свого загального життя на основну послідовність. Зірки присвячують в середньому 90% свого життя мирному сплаву водню в гелій.)

Таблиця \(\PageIndex\) : Тривалість життя зірок головної послідовності

Спектральний тип	Температура поверхні (K)	Маса (Маса Сонця = 1)	Термін служби на головній послідовності (років)
O5	54 000	40	1 мільйон
B0	29 200	16	10 мільйонів
A0	9600	3.3	500 мільйонів
F0	7350	1.7	2,7 мільярдів
G0	6050	1.1	9 мільярдів
К0	5240	0.8	14 мільярдів
М0	3750	0.4	200 мільярдів

Ці результати представляють не лише академічний інтерес. Людські істоти розвивалися на планеті навколо зірки G-типу. Це означає, що стабільна основна послідовність життя Сонця настільки довга, що вона давала життю на Землі достатньо часу для еволюції. Під час пошуку розумного життя, як наше власне, на планетах навколо інших зірок, було б досить великою тратою часу на пошук навколо зірок O- або B-типу. Ці зірки залишаються стабільними настільки короткий час, що розвиток істот досить складним, щоб пройти курси астрономії дуже малоймовірно.

Від зірки головної послідовності до червоного гіганта

Зрештою, весь водень в ядрі зірки, де він досить гарячий для реакцій злиття, витрачається. Тоді ядро містить лише гелій, «забруднений» будь-яким невеликим відсотком важких елементів, з яких зірка повинна була почати. Гелій в ядрі можна розглядати як накопичений «попіл» від ядерного «спалювання» водню під час етапу основної послідовності.

Енергія більше не може генеруватися синтезом водню в зоряному ядрі, оскільки водень весь пішов, і, як ми побачимо, злиття гелію вимагає набагато більш високих температур. Оскільки центральна температура ще недостатньо висока, щоб сплавити гелій, немає джерела ядерної енергії для подачі тепла в центральну область зірки. Тривалий період стабільності зараз закінчується, гравітація знову бере верх, і ядро починає скорочуватися. Ще раз енергія зірки частково забезпечується гравітаційною енергією, способом, описаним Кельвіном і Гельмгольцем (див. Джерела сонячного світла: теплова і гравітаційна енергія). Коли ядро зірки стискається, енергія падаючого всередину матеріалу перетворюється в тепло.

Тепло, що утворюється таким чином, як і все тепло, витікає назовні туди, де трохи прохолодніше. У процесі тепло підвищує температуру шару водню, який витратив весь довгий час основної послідовності безпосередньо поза ядром. Як дублер, який чекав у крилах хіта бродвейського шоу на шанс на славу та славу, цей водень був майже (але не зовсім) досить гарячим, щоб пройти злиття та взяти участь у головній дії, яка підтримує зірку. Тепер додаткове тепло, вироблене скорочувальним сердечником, ставить цей водень «за межу», і оболонка ядер водню безпосередньо поза ядром стає досить гарячою, щоб розпочати злиття водню.

Нова енергія, вироблена злиттям цього водню, тепер виливається назовні з цієї оболонки і починає нагрівати шари зірки далі, змушуючи їх розширюватися. Тим часом, гелієвий сердечник продовжує скорочуватися, виробляючи більше тепла прямо навколо нього. Це призводить до більшого злиття в оболонці свіжого водню поза ядром (рис. \(\PageIndex\) ). Додатковий синтез виробляє ще більше енергії, яка також витікає в верхній шар зірки.

Малюнок \(\PageIndex\) «Зоряні шари» під час і після головної послідовності (а) Під час основної послідовності зірка має ядро, де відбувається злиття, і набагато більшу оболонку, яка занадто холодна для злиття. (b) Коли водень в ядрі вичерпується (виготовлений з гелію, а не водню), ядро стискається самопливом і нагрівається. Додаткове тепло запускає плавлення водню в шарі безпосередньо поза серцевиною. Зверніть увагу, що ці частини Сонця не намальовані в масштабі.

Більшість зірок фактично генерують більше енергії щосекунди, коли вони сплавляють водень в оболонці, що оточує гелієве ядро, ніж коли синтез водню був обмежений центральною частиною зірки; таким чином, вони збільшують світність. З усією новою енергією, що виливається назовні, зовнішні шари зірки починають розширюватися, а зірка з часом зростає і росте, поки не досягне величезних розмірів ( \(\PageIndex\) ).

Малюнок \(\PageIndex\) Відносні розміри зірок. Це зображення порівнює розмір Сонця з розміром Дельти Боотіс, гігантської зірки, і Сі Ціньї, надгіганта. Відзначимо, що Сі Сігні настільки великий в порівнянні з двома іншими зірками, що у верхній частині кадру видно лише невелика його частина.

Коли ви знімаєте кришку з каструлі з окропом, пар може розширюватися і він охолоне. Таким же чином розширення зовнішніх шарів зірки призводить до зниження температури на поверхні. У міру охолодження загальний колір зірки стає червонішим. (Ми побачили в Радіації та Спектри, що червоний колір відповідає більш холодній температурі.)

Так зірка стає одночасно світліше і прохолодніше. На діаграмі H—R зірка залишає смугу основної послідовності і рухається вгору (яскравіше) і вправо (більш холодна температура поверхні). Згодом масивні зірки стають червоними надгігантами, а зірки меншої маси, як Сонце, стають червоними гігантами. (Ми вперше обговорювали такі гігантські зірки в «Зірки: Небесна перепис»; тут ми бачимо, як зароджуються такі «набряклі» зірки.) Ви також можете сказати, що ці зірки мають «розділені особистості»: їх ядра скорочуються, а зовнішні шари розширюються. (Зверніть увагу, що червоні гігантські зірки насправді не виглядають глибоко червоними; їх кольори більше схожі на помаранчевий або оранжево-червоний.)

Наскільки відрізняються ці червоні гіганти і надгіганти від зірки головної послідовності? Таблиця \(\PageIndex\) порівнює Сонце з червоним надгігантом Бетельгейзе, який видно над поясом Оріона як яскраво-червона зірка, яка позначає пахву мисливця. Відносно Сонця цей надгігант має набагато більший радіус, набагато меншу середню щільність, більш прохолодну поверхню і набагато більш гаряче ядро.

Таблиця \(\PageIndex\) : Порівняння надгіганта з Сонцем

Нерухомість	Сонце	Бетельгейзе
Маса (2 × 10 33 г)	1	16
Радіус (км)	700 000	500 000 000
Температура поверхні (K)	5 800	3 600
Температура ядра (К)	15 000 000	160 000 000
Світність (4 × 10 26 Вт)	1	46 000
Середня щільність (г/см 3 )	1.4	1,3 × 10 -7
Вік (мільйони років)	4 500	10

Червоні гіганти можуть стати настільки великими, що якби ми замінили Сонце одним з них, його зовнішня атмосфера поширювалася б на орбіту Марса або навіть за її межі (рис. \(\PageIndex\) ). Це наступний етап у житті зірки, коли вона рухається (продовжуючи нашу аналогію з людським життям) від її довгого періоду «молодості» та «дорослості» до «старості». (Зрештою, багато людей сьогодні також бачать, що їхні зовнішні шари трохи розширюються, коли вони старіють.) Розглядаючи відносні віки Сонця і Бетельгейзе, ми також можемо побачити, що ідея про те, що «більші зірки вмирають швидше» дійсно вірна тут. Бетельгейзе – це лише 10 мільйонів років, що є відносно молодим порівняно з 4,5 мільярдами років нашого Сонця, але воно вже наближається до своїх смертельних мук як червоний надгігант.

Малюнок \(\PageIndex\) : Бетельгейзе. Бетельгейзе знаходиться в сузір’ї Оріона, мисливця; на правому зображенні він позначений жовтим «X» біля верхнього лівого краю. На лівому зображенні ми бачимо його в ультрафіолеті за допомогою космічного телескопа Хаббла, на першому прямому зображенні, коли-небудь зробленому з поверхні іншої зірки. Як показує шкала внизу, Бетельгейзе має розширену атмосферу настільки велику, що, якби вона була в центрі нашої Сонячної системи, вона простягнулася б повз орбіту Юпітера.

Моделі еволюції до гігантської стадії

Як ми обговорювали раніше, астрономи можуть будувати комп’ютерні моделі зірок з різною масою і складом, щоб побачити, як змінюються зірки протягом усього життя. \(\PageIndex\) , який базується на теоретичних розрахунках астронома Ікко Ібена Університету Іллінойсу, показує діаграму H—R з декількома доріжками еволюції від основної послідовності до гігантської стадії. Треки показані для зірок з різною масою (від 0,5 до 15 разів більше маси нашого Сонця) і з хімічними складами, подібними до Сонця. Червона лінія – початкова або нульова основна послідовність. Цифри вздовж доріжок вказують час, у роках, необхідний для того, щоб кожна зірка досягла цих точок у своїй еволюції після виходу з основної послідовності. Ще раз видно, що чим масивніше зірка, тим швидше вона проходить кожен етап свого життя.

Малюнок \(\PageIndex\) : Еволюційні сліди зірок різних мас. Суцільні чорні лінії показують прогнозовану еволюцію від основної послідовності через етап червоного гіганта або надгіганта на діаграмі H—R. Кожен трек позначений масою зірки, яку він описує. Цифри показують, скільки років потрібно кожній зірці, щоб стати гігантом після виходу з основної послідовності. Червона лінія – основна послідовність нульового віку.

Зауважте, що наймасовіша зірка на цій діаграмі має масу, подібну до маси Бетельгейзе, і тому її еволюційний трек показує приблизно історію Бетельгейзе. Доріжка для зірки 1-сонячної маси показує, що Сонце все ще перебуває у фазі основної послідовності еволюції, оскільки йому всього близько 4,5 мільярда років. Пройдуть мільярди років, перш ніж Сонце почне свій власний «сходження» від основної послідовності – розширення своїх зовнішніх шарів, що зробить його червоним гігантом.

Ключові поняття та резюме

Коли зірки вперше починають зливати водень з гелієм, вони лежать на основній послідовності нульового віку. Кількість часу, який зірка проводить на етапі основної послідовності, залежить від її маси. Більш масивні зірки завершують кожен етап еволюції швидше, ніж зірки меншої маси. Злиття водню з утворенням гелію змінює внутрішній склад зірки, що, в свою чергу, призводить до зміни її температури, світності та радіуса. Зрештою, коли зірки старіють, вони еволюціонують від основної послідовності, щоб стати червоними гігантами або надгігантами. Ядро червоного гіганта скорочується, але зовнішні шари розширюються в результаті злиття водню в оболонці поза ядром. Зірка стає більшою, червонішою і світлішою, коли вона розширюється і охолоджується.

Глосарій

основна послідовність нульового віку лінія, що позначає основну послідовність на діаграмі H—R для системи зірок, які завершили своє скорочення від міжзоряної речовини і тепер отримують всю свою енергію від ядерних реакцій, але хімічний склад яких ще не був суттєво змінений ядерними реакціями