Звёзды: природа, жизнь и эволюция.

Введение

Большой самосветящийся объект в космосе – астрономический объект.

Звезда – это светящийся сфероид плазмы, удерживаемый собственной гравитацией. Ближайшая к Земле звезда – Солнце. Многие другие звезды видны невооружённым глазом ночью; их огромное расстояние от Земли заставляет их казаться неподвижными точками света. Самые яркие звезды были объединены в созвездия и астеризмы, и у многих из самых ярких звёзд есть собственные имена. Астрономы составили звёздные каталоги, идентифицирующие известные звёзды и предоставляющие стандартизированные обозначения. В наблюдаемой Вселенной, по оценкам, содержится от 22 до 24 звезд. Лишь около 4000 из них видны невооружённым глазом – все они находятся в пределах галактики Млечный Путь. Жизнь звезды начинается с гравитационного коллапса газовой туманности, состоящей в основном из водорода, гелия и незначительного количества более тяжёлых элементов. Её общая масса в основном определяет её эволюцию и конечную судьбу. Звезда светит на протяжении большей части своей активной жизни благодаря термоядерному синтезу водорода в гелий в её ядре. Этот процесс высвобождает энергию, которая проходит через недра звезды и излучается в космос. В конце жизни звезды как источника синтеза, её ядро становится звёздным остатком: белым карликом, нейтронной звездой или – если она достаточно массивна – чёрной дырой. Звёздный нуклеосинтез в звёздах или их остатках создаёт почти все встречающиеся в природе химические элементы тяжелее лития. Потеря звёздной массы или взрывы сверхновых возвращают химически обогащённый материал в межзвёздную среду. Эти элементы затем перерабатываются в новые звёзды. Астрономы могут определить свойства звезды, включая массу, возраст, металличность (химический состав), изменчивость, расстояние и движение в пространстве, проводя наблюдения за кажущейся яркостью звезды, её спектром и изменениями её положения на небе с течением времени. Звезды могут образовывать орбитальные системы с другими астрономическими объектами, как, например, в планетарных системах и звёздных системах, состоящих из двух или более звёзд. Когда две такие звезды вращаются близко друг к другу, их гравитационное взаимодействие может существенно повлиять на их эволюцию. Звезды могут быть частью гораздо более крупной гравитационно связанной структуры, такой как звёздное скопление или галактика.

A star is a luminous spheroid of plasma held together by self gravity. The nearest star to Earth is the Sun. Many other stars are visible to the naked eye at night; their immense distances from Earth make them appear as fixed points of light. The most prominent stars have been categorised into constellations and asterisms, and many of the brightest stars have proper names. Astronomers have assembled star catalogues that identify the known stars and provide standardized stellar designations. The observable universe contains an estimated e=22 to e=24 stars. Only about 4,000 of these stars are visible to the naked eye—all within the Milky Way galaxy. A star's life begins with the gravitational collapse of a gaseous nebula of material largely comprising hydrogen, helium, and trace heavier elements. Its total mass mainly determines its evolution and eventual fate. A star shines for most of its active life due to the thermonuclear fusion of hydrogen into helium in its core. This process releases energy that traverses the star's interior and radiates into outer space. At the end of a star's lifetime as a fusor, its core becomes a stellar remnant: a white dwarf, a neutron star, or—if it is sufficiently massive—a black hole. Stellar nucleosynthesis in stars or their remnants creates almost all naturally occurring chemical elements heavier than lithium. Stellar mass loss or supernova explosions return chemically enriched material to the interstellar medium. These elements are then recycled into new stars. Astronomers can determine stellar properties—including mass, age, metallicity (chemical composition), variability, distance, and motion through space—by carrying out observations of a star's apparent brightness, spectrum, and changes in its position in the sky over time. Stars can form orbital systems with other astronomical objects, as in planetary systems and star systems with two or more stars. When two such stars orbit closely, their gravitational interaction can significantly impact their evolution. Stars can form part of a much larger gravitationally bound structure, such as a star cluster or a galaxy.

Этимология

Слово "звезда" в конечном счете происходит от протоиндоевропейского корня "h₂stḗr", также означающего "звезда", но далее анализируемого как h₂eh₁s ("гореть", также источник слова "пепел") + tēr (агентивный суффикс). Сравните латинское stella, греческое aster, немецкое Stern. Некоторые ученые полагают, что слово было заимствовано из аккадского "istar" (Венера), однако это вызывает сомнения. "Звезда" имеет общее происхождение (имеет общий корень) со следующими словами: астериск, астероид, астральный, созвездие, Эстер.

История наблюдений

Исторически звезды играли важную роль в цивилизациях по всему миру. Они были частью религиозных практик, ритуалов гадания, мифологии, использовались для небесной навигации и ориентации, для обозначения смены времён года и составления календарей. Ранние астрономы различали "неподвижные звезды", положение которых на небесной сфере не меняется, и "блуждающие звезды" (планеты), которые заметно перемещаются относительно неподвижных звёзд в течение дней или недель. Многие древние астрономы полагали, что звёзды прочно закреплены на небесной сфере и неизменны. По традиции астрономы объединяли яркие звёзды в астеризмы и созвездия и использовали их для отслеживания движений планет и вычисленного положения Солнца. Движение Солнца на фоне звёзд (и горизонта) использовалось для создания календарей, которые применялись для регулирования сельскохозяйственных работ. Григорианский календарь, используемый сейчас практически во всем мире, – это солнечный календарь, основанный на угле наклона оси вращения Земли относительно её местной звезды, Солнца. Самая старая точно датированная звёздная карта была создана в Древнем Египте в 1534 году до н.э. Первые известные звёздные каталоги были составлены древними вавилонскими астрономами Месопотамии в конце II тысячелетия до н.э., в период Касситов (ок. 1531 г. до н.э. – ок. 1155 г. до н.э.). Первый звёздный каталог в греческой астрономии был создан Аристиллом около 300 г. до н.э. при содействии Тимохариса. Звёздный каталог Гиппарха (II век до н.э.) включал 1020 звёзд и использовался для составления звёздного каталога Птолемея. Гиппарх известен открытием первой зафиксированной новой звезды. Многие из используемых сегодня названий созвездий и звёзд восходят к греческой астрономии. Несмотря на кажущуюся неизменность небес, китайские астрономы знали о появлении новых звёзд. В 185 году н.э. они первыми наблюдали и описали сверхновую, ныне известную как SN 185. Самым ярким звёздным событием в истории была сверхновая SN 1006, наблюдавшаяся в 1006 году и описанная египетским астрономом Али ибн Ридваном и несколькими китайскими астрономами. Сверхновая SN 1054, породившая туманность Крабовидная, также была зафиксирована китайскими и исламскими астрономами. Средневековые исламские астрономы дали арабские названия многим звёздам, которые используются и сегодня, и изобрели множество астрономических инструментов для вычисления положения звёзд. Они построили первые крупные исследовательские обсерватории, в основном для создания звёздных каталогов "Зидж". Среди них "Книга неподвижных звёзд" (964 г.) была написана персидским астрономом Абд ар-Рахманом ас-Суфи, который наблюдал ряд звёзд, звёздных скоплений (включая Омикрон Велорум и скопление Брокки) и галактик (включая галактику Андромеды). По словам А. Захура, в XI веке персидский учёный Абу Райхан Бируни описал галактику Млечный Путь как множество фрагментов, обладающих свойствами туманных звёзд, и указал широты различных звёзд во время лунного затмения в 1019 году. По мнению Жозепа Пуига, андалузский астроном Ибн Баджах предположил, что Млечный Путь состоит из множества звёзд, почти соприкасающихся друг с другом и кажущихся непрерывным изображением из-за эффекта преломления в сублунарной материи, ссылаясь на своё наблюдение соединения Юпитера и Марса в 500 году хиджры (1106/1107 гг. н.э.) в качестве доказательства. Ранние европейские астрономы, такие как Тихо Браге, обнаружили новые звёзды на ночном небе (позже названные новыми), что указывало на изменчивость небес. В 1584 году Джордано Бруно предположил, что звёзды подобны Солнцу и могут иметь другие планеты, возможно, даже подобные Земле, вращающиеся вокруг них – идея, которая ранее высказывалась древнегреческими философами Демокритом и Эпикуром, а также средневековыми исламскими космологами, такими как Факхр ад-Дин ар-Рази. К следующему столетию идея о том, что звёзды идентичны Солнцу, получила широкое признание среди астрономов. Чтобы объяснить, почему эти звёзды не оказывают заметного гравитационного воздействия на Солнечную систему, Исаак Ньютон предположил, что звёзды равномерно распределены во всех направлениях, что было предложено теологом Ричардом Бентли. Итальянский астроном Джеминиано Монтанари в 1667 году зафиксировал изменения яркости звезды Алголь. Эдмонд Галлей опубликовал первые измерения собственного движения пары близлежащих "неподвижных" звёзд, продемонстрировав, что их положение изменилось со времён древнегреческих астрономов Птолемея и Гиппарха. Помимо других достижений, Уильям Гершель известен своим открытием, что некоторые звёзды не просто находятся на одной линии видимости, а являются физическими компаньонами, образующими двойные звёздные системы. Науку о звёздной спектроскопии основали Йозеф фон Фраунгофер и Анджело Секки. Сравнивая спектры звёзд, таких как Сириус, со спектром Солнца, они обнаружили различия в интенсивности и количестве линий поглощения – тёмных линий в звёздных спектрах, вызванных поглощением определённых частот атмосферой. В 1865 году Секки начал классифицировать звёзды по спектральным типам. Современная система звёздной классификации была разработана Энни Дж. Кэннон в начале 1900-х годов. Первое прямое измерение расстояния до звезды (61 Лебедя на расстоянии 11,4 световых лет) было выполнено в 1838 году Фридрихом Бесселем с использованием метода параллакса. Измерения параллакса продемонстрировали огромное расстояние между звёздами. В XX веке научное изучение звёзд получило всё более быстрое развитие. Фотография стала ценным астрономическим инструментом. Карл Шварцшильд обнаружил, что цвет звезды и, следовательно, её температура могут быть определены путём сравнения визуальной величины с фотографической величиной. Разработка фотоэлектрического фотометра позволила точно измерять величину на нескольких интервалах длин волн. В 1921 году Альберт А. Майкельсон впервые измерил диаметр звезды с помощью интерферометра на телескопе Гукера в обсерватории Маунт-Уилсон. Важные теоретические работы по физической структуре звёзд были проведены в первые десятилетия XX века. В 1913 году была разработана диаграмма Герцшпрунга — Рассела, которая стимулировала астрофизическое изучение звёзд. Были созданы успешные модели, объясняющие внутреннее строение звёзд и звёздную эволюцию. Сесилия Пейн-Гапочкин впервые предположила, что звёзды состоят в основном из водорода и гелия в своей докторской диссертации 1925 года. Спектры звёзд были лучше поняты благодаря достижениям квантовой физики. Это позволило определить химический состав звёздной атмосферы. За исключением редких событий, таких как сверхновые и сверхновые-самозванцы, отдельные звёзды наблюдались в основном в Местной группе и особенно в видимой части Млечного Пути (как демонстрируют подробные звёздные каталоги, доступные для галактики Млечный Путь) и его спутников. Отдельные звёзды, такие как цефеиды, наблюдались в галактиках M87 и M100 в скоплении Девы, а также яркие звёзды в некоторых других относительно близких галактиках. С помощью гравитационного линзирования был обнаружен отдельный звёзд (названный Икар) на расстоянии 9 миллиардов световых лет.

Historically, stars have been important to civilizations throughout the world. They have been part of religious practices, divination rituals, mythology, used for celestial navigation and orientation, to mark the passage of seasons, and to define calendars. Early astronomers recognized a difference between "fixed stars", whose position on the celestial sphere does not change, and "wandering stars" (planets), which move noticeably relative to the fixed stars over days or weeks. Many ancient astronomers believed that the stars were permanently affixed to a heavenly sphere and that they were immutable. By convention, astronomers grouped prominent stars into asterisms and constellations and used them to track the motions of the planets and the inferred position of the Sun. The motion of the Sun against the background stars (and the horizon) was used to create calendars, which could be used to regulate agricultural practices. The Gregorian calendar, currently used nearly everywhere in the world, is a solar calendar based on the angle of the Earth's rotational axis relative to its local star, the Sun. The oldest accurately dated star chart was the result of ancient Egyptian astronomy in 1534 BC. The earliest known star catalogues were compiled by the ancient Babylonian astronomers of Mesopotamia in the late 2nd millennium BC, during the Kassite Period (c. 1531 BC – c. 1155 BC). The first star catalogue in Greek astronomy was created by Aristillus in approximately 300 BC, with the help of Timocharis. The star catalog of Hipparchus (2nd century BC) included 1,020 stars, and was used to assemble Ptolemy's star catalogue. Hipparchus is known for the discovery of the first recorded nova (new star). Many of the constellations and star names in use today derive from Greek astronomy. Despite the apparent immutability of the heavens, Chinese astronomers were aware that new stars could appear. In 185 AD, they were the first to observe and write about a supernova, now known as SN 185. The brightest stellar event in recorded history was the SN 1006 supernova, which was observed in 1006 and written about by the Egyptian astronomer Ali ibn Ridwan and several Chinese astronomers. The SN 1054 supernova, which gave birth to the Crab Nebula, was also observed by Chinese and Islamic astronomers. Medieval Islamic astronomers gave Arabic names to many stars that are still used today and they invented numerous astronomical instruments that could compute the positions of the stars. They built the first large observatory research institutes, mainly to produce Zij star catalogues. Among these, the Book of Fixed Stars (964) was written by the Persian astronomer Abd al Rahman al Sufi, who observed a number of stars, star clusters (including the Omicron Velorum and Brocchi's Clusters) and galaxies (including the Andromeda Galaxy). According to A. Zahoor, in the 11th century, the Persian polymath scholar Abu Rayhan Biruni described the Milky Way galaxy as a multitude of fragments having the properties of nebulous stars, and gave the latitudes of various stars during a lunar eclipse in 1019. According to Josep Puig, the Andalusian astronomer Ibn Bajjah proposed that the Milky Way was made up of many stars that almost touched one another and appeared to be a continuous image due to the effect of refraction from sublunary material, citing his observation of the conjunction of Jupiter and Mars on 500 AH (1106/1107 AD) as evidence. Early European astronomers such as Tycho Brahe identified new stars in the night sky (later termed novae), suggesting that the heavens were not immutable. In 1584, Giordano Bruno suggested that the stars were like the Sun, and may have other planets, possibly even Earth like, in orbit around them, an idea that had been suggested earlier by the ancient Greek philosophers, Democritus and Epicurus, and by medieval Islamic cosmologists such as Fakhr al Din al Razi. By the following century, the idea of the stars being the same as the Sun was reaching a consensus among astronomers. To explain why these stars exerted no net gravitational pull on the Solar System, Isaac Newton suggested that the stars were equally distributed in every direction, an idea prompted by the theologian Richard Bentley. The Italian astronomer Geminiano Montanari recorded observing variations in luminosity of the star Algol in 1667. Edmond Halley published the first measurements of the proper motion of a pair of nearby "fixed" stars, demonstrating that they had changed positions since the time of the ancient Greek astronomers Ptolemy and Hipparchus. In addition to his other accomplishments, William Herschel is noted for his discovery that some stars do not merely lie along the same line of sight, but are physical companions that form binary star systems. The science of stellar spectroscopy was pioneered by Joseph von Fraunhofer and Angelo Secchi. By comparing the spectra of stars such as Sirius to the Sun, they found differences in the strength and number of their absorption lines—the dark lines in stellar spectra caused by the atmosphere's absorption of specific frequencies. In 1865, Secchi began classifying stars into spectral types. The modern version of the stellar classification scheme was developed by Annie J. Cannon during the early 1900s. The first direct measurement of the distance to a star (61 Cygni at 11.4 light years) was made in 1838 by Friedrich Bessel using the parallax technique. Parallax measurements demonstrated the vast separation of the stars in the heavens. The twentieth century saw increasingly rapid advances in the scientific study of stars. The photograph became a valuable astronomical tool. Karl Schwarzschild discovered that the color of a star and, hence, its temperature, could be determined by comparing the visual magnitude against the photographic magnitude. The development of the photoelectric photometer allowed precise measurements of magnitude at multiple wavelength intervals. In 1921 Albert A. Michelson made the first measurements of a stellar diameter using an interferometer on the Hooker telescope at Mount Wilson Observatory. Important theoretical work on the physical structure of stars occurred during the first decades of the twentieth century. In 1913, the Hertzsprung Russell diagram was developed, propelling the astrophysical study of stars. Successful models were developed to explain the interiors of stars and stellar evolution. Cecilia Payne Gaposchkin first proposed that stars were made primarily of hydrogen and helium in her 1925 PhD thesis. The spectra of stars were further understood through advances in quantum physics. This allowed the chemical composition of the stellar atmosphere to be determined. With the exception of rare events such as supernovae and supernova impostors, individual stars have primarily been observed in the Local Group, and especially in the visible part of the Milky Way (as demonstrated by the detailed star catalogues available for the Milky Way galaxy) and its satellites. Individual stars such as Cepheid variables have been observed in the M87 and M100 galaxies of the Virgo Cluster, as well as luminous stars in some other relatively nearby galaxies. With the aid of gravitational lensing, a single star (named Icarus) has been observed at 9 billion light years away.

Переменные звезды

Переменные звезды демонстрируют периодические или случайные изменения светимости, обусловленные внутренними или внешними причинами. Среди внутренне переменных звезд основные типы можно подразделить на три главных группы. В процессе своей звездной эволюции некоторые звезды проходят фазы, когда они становятся пульсирующими переменными. Пульсирующие переменные звезды изменяют свой радиус и светимость со временем, расширяясь и сжимаясь с периодами от минут до лет, в зависимости от размера звезды. К этой категории относятся цефеиды и звезды, подобные цефеидам, а также переменные звезды длительного периода, такие как Мира. Извергающиеся переменные – это звезды, испытывающие внезапное увеличение светимости из-за вспышек или событий выброса массы. Некоторые новые являются рекуррентными, характеризуясь периодическими вспышками умеренной амплитуды.

Структура

Внутри стабильной звезды поддерживается состояние гидростатического равновесия: силы, действующие на любой малый объем, почти точно сбалансированы. Сбалансированными силами являются направленная внутрь гравитационная сила и направленная наружу сила, обусловленная градиентом давления внутри звезды. Градиент давления устанавливается градиентом температуры плазмы; внешняя часть звезды холоднее, чем ядро. Температура в ядре звезды главной последовательности или гиганта составляет не менее порядка e=7. Получающаяся температура и давление в водородном ядре звезды главной последовательности достаточны для протекания ядерного синтеза и выработки достаточной энергии, чтобы предотвратить дальнейший коллапс звезды. При слиянии атомных ядер в ядре они излучают энергию в виде гамма-лучей. Эти фотоны взаимодействуют с окружающей плазмой, увеличивая тепловую энергию в ядре. Звезды главной последовательности преобразуют водород в гелий, создавая медленно, но неуклонно возрастающую долю гелия в ядре. В конечном итоге содержание гелия становится преобладающим, и выработка энергии в ядре прекращается. Вместо этого, для звезд с массой более чем , синтез происходит в медленно расширяющейся оболочке вокруг вырожденного гелиевого ядра. Помимо гидростатического равновесия, внутренняя часть стабильной звезды поддерживает энергетический баланс теплового равновесия. Внутри существует радиальный градиент температуры, который приводит к потоку энергии, направленному наружу. Исходящий поток энергии, покидающий любой слой внутри звезды, точно соответствует входящему потоку снизу. Зона излучения – это область звездного недр, где поток энергии наружу зависит от радиационного теплообмена, поскольку конвективный теплообмен в этой зоне неэффективен. В этой области плазма остается стабильной, и любые движения масс затухают. Если это не так, плазма становится неустойчивой и возникает конвекция, формируя конвекционную зону. Это может происходить, например, в областях с очень высокими энергетическими потоками, таких как области вблизи ядра или в областях с высокой непрозрачностью (что делает радиационный теплообмен неэффективным), как в наружной оболочке. Красные карлики с массой менее 100 звёзд конвективны на протяжении всего объёма, что предотвращает накопление гелиевого ядра. Над уровнем фотосферы находится звездная атмосфера. В звезде главной последовательности, такой как Солнце, самый нижний уровень атмосферы, непосредственно над фотосферой, – это тонкая область хромосферы, где появляются шпикулы и начинаются звездные вспышки. Над ней находится переходная область, где температура быстро возрастает на расстоянии всего лишь в километрах. За ней следует корона – объем сверхнагретой плазмы, которая может простираться наружу на несколько миллионов километров. Существование короны, по-видимому, зависит от наличия конвективной зоны во внешних слоях звезды. Корона Солнца обычно видна только во время солнечного затмения. Из короны звездный ветер из частиц плазмы расширяется наружу от звезды, пока не взаимодействует с межзвездной средой. Влияние солнечного ветра простирается на область в форме пузыря, называемую гелиосферой.

The interior of a stable star is in a state of hydrostatic equilibrium: the forces on any small volume almost exactly counterbalance each other. The balanced forces are inward gravitational force and an outward force due to the pressure gradient within the star. The pressure gradient is established by the temperature gradient of the plasma; the outer part of the star is cooler than the core. The temperature at the core of a main sequence or giant star is at least on the order of e=7. The resulting temperature and pressure at the hydrogen burning core of a main sequence star are sufficient for nuclear fusion to occur and for sufficient energy to be produced to prevent further collapse of the star. As atomic nuclei are fused in the core, they emit energy in the form of gamma rays. These photons interact with the surrounding plasma, adding to the thermal energy at the core. Stars on the main sequence convert hydrogen into helium, creating a slowly but steadily increasing proportion of helium in the core. Eventually the helium content becomes predominant, and energy production ceases at the core. Instead, for stars of more than , fusion occurs in a slowly expanding shell around the degenerate helium core. In addition to hydrostatic equilibrium, the interior of a stable star will maintain an energy balance of thermal equilibrium. There is a radial temperature gradient throughout the interior that results in a flux of energy flowing toward the exterior. The outgoing flux of energy leaving any layer within the star will exactly match the incoming flux from below. The radiation zone is the region of the stellar interior where the flux of energy outward is dependent on radiative heat transfer, since convective heat transfer is inefficient in that zone. In this region the plasma will not be perturbed, and any mass motions will die out. Where this is not the case, then the plasma becomes unstable and convection will occur, forming a convection zone. This can occur, for example, in regions where very high energy fluxes occur, such as near the core or in areas with high opacity (making radiatative heat transfer inefficient) as in the outer envelope. Red dwarf stars with less than are convective throughout, which prevents the accumulation of a helium core. Above the level of the photosphere is the stellar atmosphere. In a main sequence star such as the Sun, the lowest level of the atmosphere, just above the photosphere, is the thin chromosphere region, where spicules appear and stellar flares begin. Above this is the transition region, where the temperature rapidly increases within a distance of only Beyond this is the corona, a volume of super heated plasma that can extend outward to several million kilometres. The existence of a corona appears to be dependent on a convective zone in the outer layers of the star. The corona region of the Sun is normally only visible during a solar eclipse. From the corona, a stellar wind of plasma particles expands outward from the star, until it interacts with the interstellar medium. For the Sun, the influence of its solar wind extends throughout a bubble shaped region called the heliosphere.