#Атмосферы звёздАтмосферы звёздИсследуйте Области знанийУ нас представлены тысячи статейТегАтмосферы звёздАтмосферы звёздНайденo 13 статейЭлементы строения звёздЭлементы строения звёзд Атмосферы звёздАтмосфе́ры звёзд, внешние слои звёзд, определяющие их наблюдаемое излучение. В атмосферах звёзд происходит поглощение, излучение и рассеяние энергии, образованной в звёздных недрах в результате термоядерных реакций. Протяжённость атмосферы обычно составляет порядка тысячной доли радиуса звезды, но имеются гигантские звёзды, у которых она сопоставима с радиусом звезды. В атмосферах звёзд выделяют несколько зон, расположенных на разной глубине и имеющих разную плотность и температуру: фотосферу, хромосферу и корону. Их температуры лежат в широком диапазоне – от нескольких тысяч до миллионов кельвинов. Перенос энергии в атмосферах звёзд происходит в основном посредством переноса излучения, а у холодных звёзд – ещё и конвекцией. Наиболее распространёнными химическими элементами являются водород и гелий. Содержание других элементов составляет всего тысячные доли (по числу атомов) от содержания водорода. В атмосферах звёзд наблюдаются различные нестационарные процессы и явления (пятна, вспышки и др.), аналогичные проявлениям солнечной активности.Структурные элементы материи Космическая плазмаКосми́ческая пла́зма, плазма в космическом пространстве и населяющих его объектах. Возникла в первые микросекунды рождения Вселенной после Большого взрыва и ныне является наиболее распространённым состоянием вещества в природе, составляя 95 % от массы Вселенной (без учёта тёмной материи и тёмной энергии). По свойствам, зависящим от температуры и плотности вещества, и по направлениям исследования космическую плазму можно разделить на следующие виды: кварк-глюонная (ядерная), галактическая (плазма галактик и галактических ядер), звёздная (плазма звёзд и звёздных атмосфер), межпланетная и магнитосферная. Космическая плазма может находиться в равновесном и неравновесном состояниях, может быть идеальной и неидеальной. Космическая плазма удалённых объектов исследуется дистанционными спектральными методами с помощью оптических телескопов, радиотелескопов, внеатмосферных рентгеновских и гамма-телескопов. Прямые измерения параметров космической плазмы в пределах Солнечной системы проводятся с помощью приборов, установленных на ракетах и космических аппаратах.Галактические объекты Красные гиганты и сверхгигантыКра́сные гига́нты и сверхгига́нты, звёзды высокой светимости (до 105–106 светимостей Солнца) и низкой эффективной температуры (3000–5000 К). Они относятся соответственно к спектральным классам K и M и классам светимости III и I. Звёзды в ходе своей эволюции становятся красными гигантами и сверхгигантами в результате расширения их оболочек после выгорания водорода в ядрах и проводят на этой стадии около 10 % полного времени жизни. Если звёзды имеют исходный химический состав, близкий к солнечному, то красными гигантами становятся объекты с массами примерно от 1 массы Солнца (M☉) до (8–10) M☉, а красными сверхгигантами – примерно от (8–10) M☉ до 40 M☉. Радиусы красных гигантов достигают сотен, а красных сверхгигантов – тысяч радиусов Солнца. Они излучают преимущественно в красной и инфракрасной областях спектра. Характерная особенность их спектров – присутствие линий излучения металлов, линий H и K ионизованного кальция Ca II, линий нейтрального кальция Ca I, молекулярных полос поглощения.Галактические объекты Переменные звёздыПереме́нные звёзды, звёзды, блеск которых испытывает изменения, обнаружимые при современном уровне точности астрономических наблюдений. Имеются в виду изменения блеска, не связанные с мерцаниями звёзд, переменной прозрачностью земной атмосферы и т. п. Переменные звёзды условно подразделяют на физические и геометрические. В первом случае причина переменности – физические процессы, протекающие в звезде или в окружающих её газово-пылевых структурах (дисках, оболочках). Во втором случае переменность обусловлена взаимными затмениями компонентов в двойной звёздной системе (затменные переменные звёзды); изменениями вида звёзд для земного наблюдателя при орбитальном движении несферических компонентов двойных звёздных систем; прохождениями планеты по диску звезды или покрытиями планеты звездой; вращением звезды, поверхность которой покрыта пятнами. Геометрическая переменность звёзд часто сочетается с физической.Галактические объекты СверхгигантыСверхгига́нты, наиболее яркие и массивные звёзды. По двумерной спектральной классификации сверхгиганты относятся к классам светимости Ia и Ib. Светимость сверхгигантов достигает миллионов светимостей Солнца, массы превышают примерно 10 масс Солнца. Различают красные сверхгиганты с эффективной температурой (спектральные классы K, M), жёлтые сверхгиганты ( спектральные классы F, G), голубые сверхгиганты ( спектральные классы O, B). Как правило, сверхгиганты представляют собой позднюю стадию эволюции звёзд. Большинство из них являются переменными звёздами. Для сверхгигантов характерна высокая скорость истечения вещества, а в некоторых случаях – внезапные выбросы значительных масс вещества.Характеристики астрономических объектов Спектральные классы звёздСпектра́льные кла́ссы звёзд, эмпирическая классификация звёзд по их спектрам, вид которых определяется в основном температурой, ускорением силы тяжести на поверхности звезды, а также химическим составом звёздных атмосфер. Подавляющее большинство известных звёзд подразделяются на следующие спектральные классы: O (температура около 30 000–60 000 К, наблюдаемый цвет – голубой), B (10 000–30 000 К, бело-голубой), А (7500–10 000 К, белый), F (6000–7500 К, белый), G (5000–6000 К, жёлтый), K (3500–5000 К, жёлто-оранжевый), М (2000–3500 К, оранжево-красный). Каждый спектральный класс подразделяется на несколько подкласcов по убыванию температуры (обозначаются арабскими цифрами от 0 до 9).Галактические объекты Планетарные туманностиПланета́рные тума́нности, огромные ионизованные газовые оболочки, окружающие горячую компактную звезду. Оболочка сбрасывается звездой на поздней стадии её эволюции (на стадии красного гиганта), после чего звезда превращается в белый карлик. Своё название планетарные туманности получили вследствие сходства с изображениями планет – светящимися дисками. Общие свойства структуры планетарных туманностей – симметрия и форма эллипса в первом приближении; максимум яркости в двух точках, симметричных относительно центральной звезды; понижение яркости вблизи центра. Средняя масса планетарных туманностей составляет 0,3 массы Солнца. Диапазон плотности планетарных туманностей значителен: от менее 102 до 105 электронов в 1 см3. Электронная температура газа лежит в интервале 8–17 тыс. К. Время жизни планетарной туманности – около 25 тыс. лет: туманность расширяется со скоростью 20–30 км/c, её плотность уменьшается, свечение ослабевает и, наконец, плотность туманности становится такой же, как плотность окружающей межзвёздной среды, – туманность исчезает, обогатив среду продуктами синтеза химических элементов.Галактические объекты Коричневые карликиКори́чневые ка́рлики, космические тела с массами приблизительно от 0,01 до 0,08 массы Солнца, занимающие промежуточное положение между планетами и звёздами. От обычных звёзд коричневые карлики отличаются тем, что температура в их недрах никогда не достигает значений, необходимых для протекания термоядерной реакции превращения лёгкого изотопа водорода (1H) в гелий (4He), которая обеспечивает длительное свечение обычных звёзд. Именно этим и определяется верхняя граница их массы – около 0,08 массы Солнца. Однако, в отличие от планет, коричневые карлики на раннем этапе жизни разогреваются вследствие гравитационного сжатия настолько (температура в центре около 3 млн К), что в их недрах может протекать термоядерное горение некоторых химических элементов, например тяжёлого изотопа водорода – дейтерия (2H), а также лития (7Li). Это делает их на короткое время похожими на маломассивные звёзды. Нижняя граница массы коричневых карликов, отделяющая их от планет, составляет примерно 13 масс Юпитера (около 0,01 массы Солнца).Галактические объекты Красные карликиКра́сные ка́рлики, звёзды спектральных классов K и M, обладающие низкой светимостью. Температуры поверхностей этих звёзд лежат в диапазоне 2500–3800 К, радиусы – от 0,11 до 0,65 радиуса Солнца, массы – от 0,08 до 0,63 солнечной массы и болометрические светимости – на 1–3 порядка величины меньше светимости Солнца. Красные карлики – самый распространённый среди изученных типов звёзд. Характерная особенность спектров красных карликов – наличие в них полос оксида титана, которые у самых холодных из них сменяются полосами оксида ванадия, а также наличие многочисленных линий поглощения нейтральных металлов. У красных карликов наблюдается активность, аналогичная солнечной активности и обусловленная их магнитными полями. Самые мощные вспышки на красных карликах на 2–3 порядка величины превосходят самые мощные солнечные вспышки. Суммарная площадь пятен на красных карликах достигает 40–50 % поверхности звезды.Галактические объекты Тесные двойные звёздыТе́сные двойны́е звёзды, гравитационно связанные пáры звёзд (двойные звёзды), у которых радиус хотя бы одного из компонентов сравним с размерами орбиты этой двойной системы. Их орбитальные периоды сравнительно малы – от десятков минут до нескольких лет. Вследствие близости компонентов тесных двойных звёзд на определённой стадии их эволюции происходит перетекание вещества с поверхности одного компонента на другой (аккреция). Природа симбиотических звёзд, новых звёзд, новоподобных звёзд, а также многих звёзд Вольфа – Райе обусловлена обменом вещества между компонентами тесной двойной системы. В тех случаях, когда одним из компонентов является нормальная звезда, а вторым – нейтронная звезда или чёрная дыра, перетекание вещества сопровождается формированием дифференциально вращающегося аккреционного диска вокруг второго компонента и может происходить дисковая аккреция вещества на него, сопровождаемая огромным (порядка 0,1–0,3 массы покоя) выделением энергии. 12
