#Конечные стадии эволюции звёздКонечные стадии эволюции звёздИсследуйте Области знанийУ нас представлены тысячи статейТегКонечные стадии эволюции звёздКонечные стадии эволюции звёздНайденo 29 статейГалактические объектыГалактические объекты Остатки вспышек сверхновыхОста́тки вспы́шек сверхно́вых, туманности, возникающие после взрывов сверхновых звёзд. Они состоят из выброшенного взрывом вещества звезды и поглощённого («сгребённого») ударной волной межзвёздного вещества. Их эволюция определяется взаимодействием выброшенного при взрыве сверхновой вещества с окружающей межзвёздной средой. Наиболее известные и хорошо изученные их представители в нашей Галактике – Крабовидная туманность, Кассиопея A, остатки вспышек сверхновых Тихо Браге и Кеплера. Остатки вспышек сверхновых играют важную роль в эволюции межзвёздной среды: они нагревают её, перемешивают и обогащают тяжёлыми химическими элементами. На фронте ударной волны происходит ускорение заряженных частиц – возникают космические лучи сверхвысоких энергий. Столкновение расширяющихся остатков вспышек сверхновых с плотными газово-пылевыми облаками может инициировать процесс звездообразования.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 Новые звёздыНо́вые звёзды, переменные звёзды, характеризующиеся быстрым (за несколько часов или суток) повышением блеска на 6–19 звёздных величин (что соответствует увеличению светимости в сотни – десятки миллионов раз) и более медленным спадом примерно к прежнему уровню блеска, занимающим от нескольких месяцев до нескольких лет. По современным представлениям, новые звёзды являются тесными двойными звёздными системами с орбитальными периодами, как правило, менее суток. Одним из компонентов системы является белый карлик, на который перетекает вещество со второго компонента. Причиной вспышки новой звезды является термоядерный взрыв на поверхности белого карлика из-за превышения его массой предела Чандрасекара. Взрыв сопровождается сбрасыванием внешней оболочки белого карлика, которая постепенно расширяется и рассеивается в пространстве.Научные законы, утверждения, уравнения Диаграмма Герцшпрунга – РасселаДиагра́мма Ге́рцшпрунга – Ра́ссела, диаграмма, представляющая зависимость между спектральными классами или показателями цвета звёзд и их абсолютными звёздными величинами. При теоретических расчётах в качестве параметров диаграммы используются эффективная температура звезды и логарифм светимости. Названа в честь Э. Герцшпрунга и Г. Рассела. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела звёзды занимают не произвольные места, а группируются в определённых участках, образуя последовательности: главная последовательность (на которой находится большинство звёзд и на которой проходит основное время жизни звезды), последовательности сверхгигантов, гигантов, субгигантов, субкарликов, белых карликов и др. Исследование диаграммы Герцшпрунга – Рассела – важный источник сведений об эволюции звёзд; последовательности на ней отражают разные начальные условия при образовании звёзд и разные стадии их развития. Поскольку в процессе эволюции звезды её светимость и эффективная температура меняются, то меняется также её положение на диаграмме.Галактические объекты Сверхновые звёздыСверхно́вые звёзды, звёзды, блеск которых при вспышке увеличивается на десятки звёздных величин в течение нескольких суток и в максимуме сравним с блеском галактики, в которой эти звёзды расположены. Вспышка сверхновой происходит в результате взрыва звезды на конечной стадии её эволюции. К сверхновым звёздам относят события с энергией взрыва 1043–1045 Дж и мощностью излучения свыше 1034 Вт. Сверхновые звёзды подразделяют на 2 основные группы – I и II типов – по отсутствию или наличию линий водорода в их спектрах. Каждый из этих типов подразделяется на ряд подтипов по форме кривой блеска или спектральным характеристикам. Расширение выброшенной при взрыве звёздной оболочки приводит к образованию остатка вспышки сверхновой. Вспышки сверхновых звёзд играют важную роль в формировании химического состава Вселенной, обогащая межзвёздную среду тяжёлыми химическими элементами.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.Галактические объекты ПульсарыПульса́ры, космические источники импульсного электромагнитного излучения. Центральное тело пульсара – нейтронная звезда массой порядка массы Солнца (2 ·1030 кг) и радиусом порядка 10 км. Для пульсаров характерны очень сильные магнитные поля (на поверхности нейтронной звезды порядка 105–1010 Тл) и быстрое вращение (с периодами от 1,4 мс до нескольких секунд). Импульсный характер излучения пульсаров связан с их вращением и тем фактом, что их излучение в основном заключено в узком конусе. Если ось этого конуса наклонена к оси вращения нейтронной звезды, то для наблюдателя, луч зрения которого попадает в пределы этого конуса, возникает эффект маяка: он видит один импульс за период вращения.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 МагнитарыМагнита́ры, подкласс нейтронных звёзд, активность и наблюдаемые проявления которых в основном связаны с выделением энергии их мощного магнитного поля. Иногда к магнитарам также относят и нейтронные звёзды с сильными магнитными полями (более нескольких миллиардов тесла), не проявляющие типичных примеров магнитарной активности. Основные типы наблюдательных проявлений магнитаров – вспышки электромагнитного излучения в жёстком диапазоне спектра (т. е. с энергией фотонов порядка десятков и сотен килоэлектронвольт), а также регулярное тепловое рентгеновское излучение поверхности и нетепловое рентгеновское излучение, связанное с магнитосферными процессами. При вспышках выделение энергии связано с магнитным пересоединением. Избыточное тепловое излучение поверхности связано с диссипацией энергии электрических токов, создающих магнитные поля, в коре нейтронной звезды. 123
