Звезды завораживали людей на протяжении тысячелетий. Древние астрономы группировали звезды в созвездия и использовали их для навигации и отслеживания времен года. Сегодня мы понимаем звезды гораздо лучше благодаря достижениям в астрономии и физике. Мы знаем, что звезды — это массивные сферы плазмы, подвергающиеся ядерному синтезу. Мы также знаем, что существует множество типов звезд с различными свойствами, такими как масса, температура и светимость. Одной из важнейших классификаций звезд является главная последовательность. Главная последовательность представляет собой первичную стадию жизни звезды, когда она превращает водород в гелий в своем ядре. Звезды главной последовательности составляют около 90% звезд в галактике Млечный Путь. Но меняют ли звезды главной последовательности цвет в течение своей жизни? Продолжайте читать, чтобы узнать.
Главная последовательность — это область на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, где находится большинство звезд. Диаграмма HR отображает светимость звезды в зависимости от ее температуры или цвета. Диаграмма была создана независимо Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Норрисом Расселом в начале 1900-х годов. Нанося на диаграмму тысячи звезд, астрономы выявили закономерности и взаимосвязи между светимостью, температурой, массой и классификацией звезд.
Главная последовательность образует изогнутую полосу, проходящую по диагонали диаграммы HR. Она включает звезды, которые в своих ядрах синтезируют водород в гелий. Этот ядерный синтез питает звезду и удерживает ее в состоянии гидростатического равновесия, где тепловое давление уравновешивает силу гравитации. Звезды главной последовательности варьируются от горячих, голубых, массивных звезд до холодных, красных, маломассивных звезд. Наше Солнце является звездой главной последовательности примерно среднего возраста.
| Тип звезды | Масса (солнечные массы) | Температура (Кельвин) | Светимость (солнечные светимости) | Цвет |
|---|---|---|---|---|
| O5V | 43 | 42 000 | 500 000 | Синий |
| B0V | 18 | 30 000 | 25 000 | Бело-голубой |
| A0V | 3,2 | 10 000 | 80 | Белый |
| F0V | 1,7 | 7 300 | 6,7 | Желто-белый |
| G2V (Солнце) | 1,0 | 5 800 | 1,0 | Желтый |
| K0V | 0,79 | 5 200 | 0,40 | Оранжевый |
| M5V | 0,21 | 3200 | 0,0055 | Красный |
В этой таблице показан диапазон типов звезд главной последовательности, масс, температур, светимостей и цветов.
Когда звезда только рождается, она сжимается под действием гравитации, пока ядро не станет достаточно горячим и плотным, чтобы превратить водород в гелий. Как только это происходит, звезда переходит на главную последовательность, где остается большую часть своей жизни. Но меняет ли звезда главной последовательности цвет и температуру в течение своей жизни?
Короткий ответ — да, звезды главной последовательности меняют цвет с возрастом. Однако эти изменения очень постепенны и происходят в течение миллиардов лет. Вот почему:
Поэтому звезды главной последовательности медленно меняют цвет с голубого на белый, затем на желтый и красный по мере старения. Вот примерная временная шкала для таких звезд, как наше Солнце:
| Возраст (лет) | Цвет |
|---|---|
| 0–1 млрд | Белый |
| 1–6 млрд | Желтый |
| 6–10 млрд | Оранжевый |
| 10+ млрд | Красный |
В настоящее время наше Солнце находится в среднем возрасте — около 4,6 млрд лет. В течение следующих 5 миллиардов лет она будет постепенно расширяться и становиться краснее, поскольку ее ядро будет накапливать больше гелиевого пепла.
В конце концов, звезда главной последовательности израсходует все водородное топливо в своем ядре. В этот момент ядерный синтез останавливается, и ядро начинает коллапсировать под действием собственной гравитации. По мере коллапса ядра оно нагревается еще больше и начинает превращать гелий в углерод и кислород.
Слияние гелия заставляет внешние слои звезды резко расширяться и охлаждаться. Это перемещает звезду с главной последовательности в ветвь красных гигантов на диаграмме HR. Изменение происходит очень быстро по сравнению с медленными изменениями на главной последовательности. Всего за несколько миллионов лет радиус звезды может увеличиться более чем в 100 раз от первоначального размера. Температура падает ниже 5000 К, в результате чего звезда становится чрезвычайно большой, раздутой и холодного красного цвета.
Предсказывается, что наше Солнце станет красным гигантом примерно через 5 миллиардов лет, расширяясь до нынешней орбиты Земли. Резкое расширение представляет собой конец фазы главной последовательности, где водород сливается в гелий.
Более массивные звезды O- и B-типа также меняют цвет в течение своей жизни. Однако эффекты более экстремальны, чем у звезд, подобных нашему Солнцу.
Массивные звезды расходуют свое ядерное топливо гораздо быстрее, чем звезды с малой массой. Звезда O-типа может оставаться на главной последовательности только 5-10 миллионов лет, прежде чем ее водород закончится. Эти звезды начинаются с очень горячих, сине-белых цветов из-за их большой массы и светимости.
По мере того, как звезда O-типа стареет на главной последовательности, ее увеличивающееся гелиевое ядро заставляет внешние слои расширяться и охлаждаться. Это делает звезду желтой или оранжевой на более поздних этапах ее жизненного цикла. К тому времени, когда звезда готова покинуть главную последовательность, она значительно остынет от своей начальной температуры.
Например, звезда O5V может начать с 42 000 К, что придает ей голубой вид. Но в течение 10 миллионов лет температура может упасть примерно до 25 000 К, из-за чего звезда будет выглядеть белой. Это представляет собой большое изменение цвета в космических масштабах.
Звезды Вольфа-Райе демонстрируют это изменение экстремальным образом. Эти звезды представляют собой конечную стадию эволюции самых массивных звезд (>25 солнечных масс). Благодаря интенсивным звездным ветрам звезда Вольфа-Райе сбрасывает свой внешний водородный слой, обнажая яркое, горячее гелиевое ядро. Затем ядро сплавляет более тяжелые элементы, пока звезда не закончит свою жизнь взрывом сверхновой. Звезды Вольфа-Райе начинаются синими из-за своей интенсивной светимости и температуры. Но раскрытие ядра делает звезду желтой, как наше Солнце.
Звезды главной последовательности действительно меняют цвет в течение своей жизни, но изменения происходят постепенно. По мере старения звезды главной последовательности накопление гелия в ядре заставляет внешние слои расширяться и охлаждаться. Это делает звезду больше и краснее на протяжении миллиардов лет. Более массивные звезды демонстрируют более экстремальные изменения цвета из-за их более короткого времени жизни на главной последовательности. Но во всех случаях изменения вызваны развивающимся балансом между источником термоядерного синтеза в ядре и гравитационным давлением на звезду.
Понимание того, как и почему меняются звезды, приводит к более глубоким знаниям об эволюции звезд. Это помогает астрономам предсказывать жизненные циклы звезд в широком диапазоне типов и масс, которые населяют нашу динамическую вселенную.