Когда мы смотрим на звездное небо без использования телескопа, мы видим множество похожих друг на друга маленьких белых точек. Однако на самом деле перед нами разнообразие космических оттенков, создающих великолепную картину.
В этой галактике хранятся удивительные истории о зарождении, жизни и угасании звезд, данные о температуре и химическом составе. Каждый цвет представляет собой уникальный код звезды, который ученые смогли разгадать.
Как звезды получают свой цвет?
Представьте себе мастерскую кузнеца: когда металл нагревается, он меняет свой цвет от темно-красного до ярко-белого. Звезды ведут себя аналогичным образом, соблюдая законы излучения абсолютно черного тела. Чем выше температура звезды, тем "холоднее" (голубее) ее свечение.
Спектральная радуга
Ученые создали изящную систему классификации звезд по цвету, которая называется спектральной классификацией. Температура на поверхности звезд измеряется в кельвинах (К) — например, вода закипает при 373,15 К, а температура на поверхности Солнца составляет около 5 772 К.
Класс O: голубые гиганты (30 000 — 50 000 K)
Среди миллионов звезд во Вселенной находится лишь одна звезда класса O, которая является самой горячей и массивной. Эти космические гиганты излучают большую часть своей энергии в ультрафиолетовом диапазоне, невидимом для человеческого глаза. Одной из самых ярких звезд этого класса является Тета1 Ориона C, которая находится в туманности Ориона.
Поверхность данной звезды имеет температуру 45 500 К и светимость, превышающую солнечную в 250 000 раз! Однако за свою яркость и мощь эти звезды платят короткой жизнью. Их существование длится всего несколько миллионов лет, в это время они неистово сжигают свое термоядерное топливо и, как правило, завершают свою жизнь мощными взрывами сверхновых.
Класс B: бело-голубые звезды (10 000 — 30 000 K)
Менее массивные, чем звезды класса O, но все еще очень горячие и яркие. Подобно своим более массивным собратьям, они быстро истощают свои запасы термоядерного топлива. Одной из наиболее известных является звезда Ригель в созвездии Ориона, превосходящая наше Солнце по яркости в 61 500 раз.
Еще одним впечатляющим примером является Спика, самая яркая звезда в созвездии Девы. Это на самом деле двойная система, состоящая из двух горячих звезд класса B, которые вращаются вокруг общего центра масс всего за 4 дня. Вместе они излучают в 2 200 раз больше энергии, чем наше Солнце!
Класс A: белые звезды (7 500 — 10 000 K)
Звезды класса A живут дольше, чем звезды классов O и B, их жизнь продолжается около миллиарда лет. Это объясняется тем, что звезды этого класса имеют меньшую массу и, следовательно, более медленный темп термоядерных реакций в их ядре. Сириус, самая яркая звезда на ночном небе, относится к классу A.
Протопланетные диски часто окружают звезды класса A - это огромные облака газа и пыли, вращающиеся вокруг молодых звезд. Именно из этого материала, постепенно слипающегося под воздействием гравитации, образуются новые планетарные системы. У многих звезд типа A, таких как Вега в созвездии Лиры и Фомальгаут в созвездии Южной Рыбы, астрономы обнаружили признаки протопланетных дисков.
Класс F: желто-белые звезды (6 000 — 7 500 K)
Промежуточный класс между горячими белыми и более умеренными желтыми звездами. Температура их поверхности колеблется от 6 000 до 7 500 К, что дает им характерный желто-белый цвет. Звезды класса F составляют примерно 3% от общего числа звезд главной последовательности в нашей Галактике. Процион в созвездии Малого Пса — яркий представитель этого класса.
Процион в семь раз превосходит по размеру и в 7,5 раза превышает массу наше Солнце, а его светимость больше солнечной в 6,9 раза. Интересно, что Процион находится на поздней стадии своего развития и в скором времени, согласно астрономическим стандартам, покинет главную последовательность, чтобы превратиться в красного гиганта.
Класс G: желтые звезды (5 200 — 6 000 K)
Наше Солнце относится к данному классу. Эти звезды составляют примерно 8% от общего числа звезд и часто обладают планетарными системами.
К примеру, в галактике Kepler-452, которая находится в созвездии Лебедя на расстоянии приблизительно 1 400 световых лет от нас, обнаружена экзопланета Kepler-452 b - планета из камня, немного больше по размеру, чем Земля.
Класс K: оранжевые звезды (3 700 — 5 200 K)
Звезды класса G являются менее горячими и более распространенными, чем другие типы звезд. Именно поэтому они часто привлекают внимание при поиске экзопланет из-за своей стабильности. Примером такой звезды может служить Эпсилон Эридана, занимающая третье место по яркости среди звезд в созвездии Эридана.
Эпсилон Эридана - звезда, чуть меньше и прохладнее Солнца, ее возраст составляет около 800 миллионов лет. В 2000 году ученые обнаружили вокруг нее пылевой диск, что может указывать на возможное формирование планетной системы.
Класс M: красные карлики (2 400 — 3 700 K)
Самые часто встречающиеся звезды во Вселенной. Вместе с звездами типа K они составляют примерно 88% всех звезд в Галактике. Несмотря на их обилие, они сложно различимы глазом из-за их слабой яркости. Ближайшая к нашей Солнечной системе звезда, Проксима Центавра, относится к типу M.
Несмотря на то, что она в семь раз меньше по размеру и в 588 раз тусклее, у этой звезды была обнаружена потенциально обитаемая планета Проксима Центавра b, которая получает примерно столько же энергии от своей звезды, сколько Земля от Солнца.
За пределами видимого
Хотя голым глазом мы видим звезды как одноцветные белые объекты, их спектр излучения на самом деле охватывает гораздо более широкий диапазон электромагнитных волн. Интересно, что многие звезды, особенно молодые и горячие, излучают большую часть своей энергии в ультрафиолетовом диапазоне, который невидим для человеческого глаза. А некоторые компактные объекты, такие как нейтронные звезды, возникающие при взрывах сверхновых, "светятся" в основном рентгеновскими лучами.
Оттенки звезд не постоянны, а изменяются по мере того, как термоядерные процессы в их ядрах постепенно переходят от "горения" водорода к синтезу более тяжелых элементов. Когда в центре звезды начинается синтез гелия, ее внешние слои расширяются и остывают — так появляются красные гиганты и сверхгиганты. Такая же участь ожидает наше Солнце через несколько миллиардов лет. А вот массивные голубые и белые звезды завершают свой жизненный цикл иным образом — великолепным взрывом сверхновой, оставляя за собой компактные нейтронные звезды или черные дыры.
Путем анализа спектров и оттенков звезд ученые получают важные сведения о их физических характеристиках, химическом составе и стадии эволюции. Эти знания не только удовлетворяют наше любопытство, но и имеют фундаментальное значение для понимания природы Вселенной. Ведь именно звезды, эти гигантские космические алхимики, создают тяжелые элементы, из которых затем формируются планеты, на одной из которых возникла жизнь.
