En stjärna är en massiv självlysande himlakropp , bestående av gas och plasma , där termonukleära reaktioner inträffar, har inträffat eller kommer att inträffa . Den stjärna som ligger närmast jorden är solen , andra stjärnor på natthimlen ser ut som punkter med olika ljusstyrka och behåller sin relativa position . Stjärnor skiljer sig i struktur och kemisk sammansättning, och parametrar som radie , massa och ljusstyrka kan skilja sig åt med storleksordningar för olika stjärnor .
Det vanligaste schemat för att klassificera stjärnor - efter spektraltyper - är baserat på deras temperatur och ljusstyrka . Bland stjärnorna urskiljs dessutom variabla stjärnor , som ändrar sin skenbara ljusstyrka av olika anledningar, med sitt eget klassificeringssystem . Stjärnor bildar ofta gravitationsbundna system: binära eller multipelsystem , stjärnhopar och galaxer . Med tiden ändrar stjärnor sina egenskaper, eftersom termonukleär fusion äger rum i deras djup, som ett resultat av vilken den kemiska sammansättningen och massan förändras - detta fenomen kallas stjärnornas utveckling , och beroende på stjärnans initiala massa kan det ske på helt olika sätt .
Utsikten över stjärnhimlen har lockat människor sedan urminnes tider, myter och legender från olika folk var förknippade med synen på konstellationer eller individuella armaturer på den , och det återspeglas fortfarande i kulturen . Sedan de första civilisationernas tid har astronomer sammanställt kataloger över stjärnhimlen , och på 2000-talet finns det många moderna kataloger som innehåller olika information om hundratals miljoner stjärnor .
Det finns ingen allmänt accepterad definition av en stjärna. I de flesta definitioner anses massiva självlysande föremål som består av gas eller plasma [1] som stjärnor , i vilka åtminstone i något skede av evolutionen (se nedan ) sker termonukleär fusion i deras kärnor , vars kraft är jämförbar till sin egen ljusstyrka [2] [3] .
Nästan alla stjärnor observeras från jorden som punktobjekt även när man använder teleskop med hög förstoring - undantaget är bara en liten del av stjärnorna, vars vinkeldimensioner överstiger upplösningen för de största instrumenten, liksom solen [4] ] . Totalt finns det cirka 6 000 stjärnor på himlen som kan ses med blotta ögat under bra förhållanden, och upp till 3 000 stjärnor placerade ovanför horisonten kan observeras samtidigt. Stjärnornas inbördes position (utom solen), till skillnad från månen och andra objekt i solsystemet , förändras mycket långsamt: den största egenrörelsen för en stjärna , som registreras i Barnards stjärna , är cirka 10 " per år, och för de flesta stjärnor överstiger den inte 0, 05′′ per år [5] . För att stjärnors rörelse ska kunna uppmärksammas utan exakta mätningar är det nödvändigt att jämföra stjärnhimlens utseende med ett intervall på tusentals år. I detta avseende, sedan urminnes tider, har stjärnor förenats till konstellationer , och i början av 1900-talet godkände Internationella astronomiska unionen uppdelningen av himlen i 88 stjärnbilder och gränserna för var och en av dem [6] [7] [8] .
Skenbar magnitud är ett mått på mängden ljus som produceras av stjärnor. Detta värde är linjärt relaterat till belysningens logaritm , och ju större belysningen är, desto mindre magnitud. Så till exempel är solens skenbara magnitud −26,72 m , och den ljusaste stjärnan på natthimlen är Sirius med en skenbar magnitud på −1,46 m . Ändå finns det många stjärnor med mycket större ljusstyrka än Sirius, men för jordiska observatörer verkar de mörkare på grund av deras stora avstånd [9] [10] .
Avstånd till stjärnor mäts med olika metoder. Avstånden till de närmaste stjärnorna mäts med den årliga parallaxmetoden . Till exempel är den närmaste stjärnan till jorden efter solen Proxima Centauri , dess parallax är ungefär 0,76′′, därför tas den bort på ett avstånd av 4,2 ljusår . Dess magnitud är dock +11,09 m och den är inte synlig för blotta ögat [11] . För att mäta avståndet till mer avlägsna stjärnor används andra metoder, till exempel den fotometriska metoden: om du vet vad stjärnans absoluta ljusstyrka är, så kan du genom att jämföra den med belysningen bestämma avståndet till stjärnan. En uppsättning metoder för att bestämma avstånd, inklusive till stjärnor, bildar en skala av avstånd inom astronomi [12] .
Stjärnornas emissionsspektra varierar, men oftast är de kontinuerliga spektra med absorptionslinjer . I vissa fall observeras emissionslinjer mot bakgrund av det kontinuerliga spektrumet [13] . För att beskriva stjärnspektra används ofta begreppet en svart kropp som utstrålar elektromagnetiska vågor enligt Plancks lag , även om inte alla stjärnor har spektra som liknar Plancks. Temperaturen på en absolut svart kropp med samma radie och ljusstyrka som stjärnan kallas stjärnans effektiva temperatur, och som regel är det denna temperatur som avses med stjärnans yttemperatur. Vanligtvis ligger stjärnornas effektiva temperaturer i intervallet från 2-3 till 50 tusen Kelvin [6] [14] [15] .
Stjärnornas parametrar varierar över ett mycket brett område. Ofta uttrycks deras egenskaper i soltermer: till exempel är solens massa ( M ⊙ ) 1,99⋅10 30 kg, solens radie ( R ⊙ ) är 6,96⋅10 8 m och solens ljusstyrka ( L ) ⊙ ) är 3, 85⋅10 26 W [6] . Ibland används absolut stjärnmagnitud som ett mått på ljusstyrkan : den är lika med den skenbara stjärnmagnituden för en stjärna, som den skulle ha, på ett avstånd av 10 parsecs från observatören [16] .
Vanligtvis varierar stjärnornas massor från 0,075 till 120 M ⊙ , även om det ibland finns armaturer med en större massa - en stjärna med den maximala kända massan, R136a1 , är 265 gånger mer massiv än solen och under bildningen var dess massa 320 M ⊙ [1] . Det är möjligt att mäta massan av en stjärna med hög noggrannhet endast om den tillhör ett visuellt-binärt system (se nedan ), till vilket avståndet är känt, - då bestäms massan utifrån den universella lagen gravitation [17] . Stjärnornas radier är vanligtvis belägna i intervallet från 10 −2 till 10 3 R ⊙ , men på grund av att de är för långt från jorden är deras vinkelstorlek inte lätt att bestämma: för detta kan interferometri användas , till exempel [4] . Slutligen kan stjärnornas absoluta ljusstyrka variera från 10 −4 till 10 6 L ⊙ [1] [6] [18] . Superjättar har de högsta ljusstyrkorna och radierna [19] : till exempel har stjärnorna UY Scuti och Stephenson 2-18 några av de största kända radierna, som är cirka 2⋅10 3 R ⊙ [20] [21] [22] , och den högsta ljusstyrkan har R136a1, också den mest massiva kända stjärnan [23] .
Stjärnornas kemiska sammansättning varierar också. De består huvudsakligen av väte och helium , och i unga stjärnor utgör väte 72-75 % av massan, och helium - 24-25 %, och andelen helium ökar med åldern [6] .
Alla stjärnor har ett magnetfält . Till exempel, nära solen, är den instabil, har en komplex struktur, och dess intensitet i fläckar kan nå 4000 oersteds . Magnetiska stjärnor har fält upp till 3,4⋅10 4 oersted och Zeeman-effekten orsakad av dem [24] .
Det är känt från observationer att stjärnor som regel är stationära, det vill säga de befinner sig i hydrostatisk och termodynamisk jämvikt . Detta gäller även för variabla stjärnor (se nedan ), eftersom deras variabilitet oftast är fluktuationer i parametrar i förhållande till jämviktspunkten. Dessutom, för överföring av strålning , måste lagen om bevarande av energi uppfyllas , eftersom energi genereras i den centrala delen av stjärnan och överförs till dess yta [1] [25] [26] .
I de flesta stjärnor lyder materia den ideala gasekvationen för tillståndet , och värdena för sådana parametrar som temperatur, densitet och materiens tryck ökar när du närmar dig stjärnans centrum: till exempel i solens mitt, temperaturen når 15,5 miljoner kelvin, och densiteten är 156 g/cm 3 och trycket är 2⋅10 16 Pa [1] [27] .
Intern strukturI stjärnans inre regioner frigörs energi och överförs till ytan. Energi i stjärnor, med undantag för protostjärnor och bruna dvärgar , produceras genom termonukleär fusion (se nedan ), som sker antingen i stjärnans kärna , där temperatur och tryck är maximalt, eller i en lagerkälla runt en inert kärna . En sådan situation uppstår till exempel i subjättar , vars kärnor består av helium, och villkoren för dess förbränning har ännu inte uppnåtts. Vid solen ligger kärnans gräns på ett avstånd av 0,3 R ⊙ från dess centrum [28] .
Det finns två huvudmekanismer för energiöverföring i stjärnor: strålningsöverföring, som uppstår när materien är tillräckligt transparent för att fotoner snabbt ska kunna överföra energi , och konvektion , som uppstår när materien är för ogenomskinlig för strålningsöverföring, vilket orsakar en tillräckligt hög temperatur gradient, och ämnet börjar blandas. Områdena i en stjärna där energi överförs på ett eller annat sätt kallas för strålningsöverföringszonen respektive den konvektiva zonen [29] .
I olika stjärnor är strålningsöverföringszonen och den konvektiva zonen placerade olika. Till exempel , i huvudsekvensstjärnor med en massa större än 1,5 M ⊙ , är kärnan omgiven av en konvektiv zon, medan den strålningstransportzonen är belägen utanför. I massområdet från 1,15 till 1,5 M ⊙ har stjärnor två konvektiva zoner i mitten och på gränsen, som är åtskilda av en strålningstransportzon. I stjärnor med lägre massa finns en konvektiv zon utanför, och en strålningsöverföringszon inuti - solen tillhör också sådana stjärnor, gränsen för dessa regioner ligger på ett avstånd av 0,7 R ⊙ från dess centrum [30] . De mest lågmassastjärnorna är helt konvektiva [31] [32] .
Atmosfärer av stjärnorStjärnatmosfären är den region där direkt observerad strålning bildas [33] .
Många stjärnor har en stjärnvind - ett stationärt utflöde av materia från atmosfären till rymden. Den kraftigaste stjärnvinden observeras i massiva stjärnor; i lågmassastjärnor bär den bort en liten del av massan, men med tiden saktar den avsevärt ner deras rotation runt axeln. Närvaron av en stjärnvind gör att stjärnans atmosfär är instabil [38] .
Det första framgångsrika försöket att klassificera stjärnor gjordes 1863 av den italienske astronomen och prästen Angelo Secchi . Han märkte en stark korrelation mellan stjärnornas synliga färger och absorptionslinjerna i deras spektra, och utifrån detta delade han in stjärnorna i fyra spektralklasser , till vilka en femte senare lades till. Senare, när de sammanställde Henry Drapers katalog , identifierade astronomer vid Harvard Observatory ett stort antal spektra, namngivna med latinska bokstäver i ordningsföljd för försvagning av vätelinjerna i dem . Detta system, med modifieringar, utgjorde grunden för systemet för klassificering av stjärnor som används till denna dag [39] [40] [41] .
Det skulle vara naturligt att klassificera stjärnor efter vilken typ av termonukleära reaktioner som pågår i dem och deras position, vilket i sin tur beror på deras utvecklingsstadium (se nedan ). Men utan närvaron av en lämplig teori är det omöjligt att avgöra vilka reaktioner som äger rum i en stjärna om bara dess yttre egenskaper är kända, till exempel färg och ljusstyrka, därför är det den spektrala klassificeringen som har blivit allmänt accepterad [42 ] .
Systemet för att klassificera stjärnor som fortfarande används idag utvecklades vid 1800- och 1900-talets skifte vid Harvard Observatory och kallades Harvard-systemet. En stjärnas tillhörighet till en eller annan spektralklass bestäms av typen av dess spektrum: positionen för emissionsmaximum och intensiteten hos vissa absorptionslinjer [41] .
När "spektralklass - ljusstyrka"-diagrammet, känt som Hertzsprung - Russell-diagrammet , byggdes, visade det sig att stjärnorna är inhomogent placerade på det och är grupperade i flera regioner, som var och en tilldelades en ljusstyrkaklass. Systemet som använder spektraltypen och luminositetsklassen blev känt som Yerk- systemet eller Morgan - Keenan- systemet, efter namnen på astronomerna som utvecklade det [43] .
SpektralklasserDe huvudsakliga spektrala klasserna av stjärnor i ordning efter sjunkande temperatur är O, B, A, F, G, K, M. Ursprungligen namngavs klasserna alfabetiskt efter försvagningen av vätelinjerna i dem, men sedan slogs några klasser samman, och deras samband med temperaturen, därför började sekvensen, i fallande temperaturordning, se ut så här [41] . Var och en av klasserna är indelad i 10 underklasser från 0 till 9 i sjunkande temperatur, förutom O: den delades ursprungligen in i underklasser från O5 till O9, men sedan introducerades underklasser upp till O2 [44] . Ibland används halvheltalsunderklasser, till exempel B0.5. Högre temperaturklasser och underklasser kallas tidig, låg temperatur-sen [45] [46] . Stjärnorna är extremt ojämnt fördelade mellan klasserna: cirka 73 % av Vintergatans stjärnor tillhör M -klassen, cirka 15 % fler till K-klassen, medan 0,00002 % av stjärnorna i O-klassen [47] .
Förutom huvudspektralklasserna finns det ytterligare sådana. Klasserna C (ibland indelade i R och N) och S är lågtemperaturkol- respektive zirkoniumstjärnor [ 46] [16] . Klasserna L, T, Y är klasserna av bruna dvärgar i fallande temperaturordning, som kommer efter klass M [40] .
Klass | Temperatur ( K ) [48] [49] [50] | Färg | Spektrumfunktioner |
---|---|---|---|
O | > 30 000 | Blå | Det finns linjer av multipeljoniserade atomer, till exempel He II [51] , C III , N III , O III , Si V . Det finns He I-linjer, HI- linjer är svaga. |
B | 10 000—30 000 | vit blå | Intensiteten på He I-linjerna är maximal, Ca II- linjerna visas och O II-, Si II- och Mg II- linjerna är synliga . He II-linjerna saknas. |
A | 7400—10 000 | Vit | Intensiteten på HI-linjerna är maximal, Ca II-linjerna intensifieras och linjerna av neutrala metaller visas. He I-raderna försvinner. |
F | 6000-7400 | gul vit | Linjerna av Ca II och andra metaller, till exempel Fe I , Fe II, Cr II , Ti II , ökar, HI-linjerna försvagas. |
G | 5000-6000 | Gul | Den maximala intensiteten av Ca II-linjerna, HI-linjerna försvagas. |
K | 3800-5000 | Orange | Metalllinjer observeras huvudsakligen, särskilt Ca I. TiO- absorptionsband uppträder , HI-linjer är obetydliga. |
M | 2500-3800 | Röd | Det finns många rader av metaller och molekylära föreningar, särskilt TiO. |
C | 2500-3800 | Röd | Spektrana liknar de för K- och M-stjärnor, men istället för TiO-band observeras starka absorptionsband av kolföreningar . |
S | 2500-3800 | Röd | Spektrana liknar de för klass M-stjärnor, men istället för TiO-banden finns det ZrO-band och andra molekylära absorptionsband. |
L | 1300-2500 | Mörkröd | Alkalimetalllinjerna är uttalade , speciellt Na I och KI , TiO -banden försvinner. |
T | 600-1300 | Mörkröd | CH 4 och H 2 O- band finns närvarande . |
Y | < 600 | Mörkröd | NH 3 linjer visas . |
Ibland används klasserna W också för Wolf-Rayet-stjärnor , P för planetariska nebulosor och Q för nya stjärnor [52] .
Ljusstyrka klasserStjärnor av samma spektraltyp har liknande spektra och temperaturer, men kan ha olika storlek och, som ett resultat, ljusstyrka. Därför, för fullständig klassificering, introduceras ljusstyrkaklasser, som var och en upptar sitt eget område av Hertzsprung-Russell-diagrammet. Ljusstyrkaklasser, från ljusast till svagare [40] [53] :
De allra flesta stjärnor, 90 %, tillhör huvudsekvensen [54] . Solen är en gul huvudsekvensstjärna (eller helt enkelt en gul dvärg ), respektive, dess spektraltyp är G2V [40] .
Spektra för stjärnor av samma spektraltyp, men olika ljusstyrka, skiljer sig också åt. Till exempel, i ljusare stjärnor av spektralklass B–F, är vätelinjerna smalare och djupare än i stjärnor med lägre ljusstyrka. Dessutom är linjerna av joniserade grundämnen starkare i jättestjärnor, och dessa stjärnor i sig är rödare än huvudsekvensstjärnor av samma spektraltyper [55] .
Ytterligare notationerOm en stjärnas spektrum har några egenskaper som skiljer det från andra spektra, läggs en extra bokstav till spektralklassen. Till exempel betyder bokstaven e att det finns emissionslinjer i spektrumet ; m betyder att metalllinjer är starka i spektrumet. Bokstäverna n och s betyder att absorptionslinjerna är breda respektive smala. Notationen neb används om formen på spektrumet indikerar närvaron av en nebulosa runt stjärnan, p för säregna spektra [56] [57] .
Variabler är de stjärnor vars ljusstyrka ändras tillräckligt för att den ska kunna upptäckas med den aktuella tekniken. Om variabiliteten orsakas av fysiska förändringar i stjärnan, så kallas det fysisk, och om belysningen som skapas av stjärnan endast förändras på grund av dess rotation eller täckning av andra objekt, kallas den geometrisk. Fysisk och geometrisk variation kan kombineras. Stjärnans magnitud i detta fall kan ändras både periodiskt och felaktigt [58] [59] [60] . Samtidigt är variabilitet inte en konstant egenskap hos en stjärna, utan uppstår och försvinner i olika stadier av dess utveckling (se nedan ) och kan få en annan karaktär för samma stjärna [61] .
För närvarande är hundratusentals variabla stjärnor kända, inklusive i andra galaxer. Vissa typer av variabla stjärnor, som cepheider eller supernovor , används inom astronomi som standardljus och tillåter mätning av avstånd i rymden [58] [62] .
Klassificeringen av variabla stjärnor är komplex och tar hänsyn till formen på stjärnans ljuskurva , amplituden och frekvensen av dess förändringar och de fysiska processer som orsakar variabilitet. I General Catalogue of Variable Stars , utformad för att klassificera och katalogisera variabler, särskiljs hundratals klasser av variabla stjärnor, men vissa stjärnor hör fortfarande inte till någon av dem [58] [63] . Det finns ett speciellt namnsystem för variabla stjärnor (se nedan ), och själva klasserna av variabler är som regel uppkallade efter stjärnan som blev prototypen för denna klass - till exempel prototypen av variabler för Typen RR Lyra är stjärnan RR Lyra [60] [64] .
Följande huvudtyper av variabla stjärnor kan särskiljas [60] :
En dubbelstjärna är ett system av två stjärnor som kretsar kring ett gemensamt masscentrum. Om ett gravitationsbundet system innehåller flera stjärnor, kallas ett sådant system för en multipelstjärna , och flera stjärnor har som regel en hierarkisk struktur: trippelsystem kan till exempel bestå av en dubbelstjärna och en enkelstjärna ganska långt från Det. Mer än hälften av alla stjärnor tillhör binära och multipelsystem, och rotationsperioderna i dem kan variera från flera minuter till flera miljoner år. Binära stjärnor fungerar som den mest tillförlitliga informationskällan om stjärnornas massor och vissa andra parametrar [70] [71] .
Binära stjärnor klassificeras vanligtvis baserat på metoden med vilken deras binära upptäcktes [70] [71] [72] :
Nära binära system urskiljs också - par av stjärnor, avståndet mellan vilka är jämförbart med deras storlek. I sådana system kan olika fenomen som orsakas av stjärnors interaktion observeras, till exempel flödet av materia från en stjärna till en annan om en eller båda stjärnorna fyller deras Roche-lob [70] [72] [73] .
Ibland finns det par av stjärnor som är tätt placerade i projektionen på den himmelska sfären , men som är belägna på ett stort avstånd från varandra och inte är förbundna med gravitationen. Sådana par kallas optiska binärer [72] .
En stjärnhop är en grupp stjärnor nära placerade i rymden och besläktade genom sitt ursprung från samma molekylära moln . Det är allmänt accepterat att stjärnhopar delas in i två typer - klotformade och öppna [74] , men ibland anses stjärnhopar också vara stjärnhopar . Stjärnhopar är värdefulla för astronomi eftersom stjärnorna i dem ligger på samma avstånd från jorden och bildades nästan samtidigt med nästan samma kemiska sammansättning. Således skiljer de sig endast i den initiala massan, vilket underlättar formuleringen av teorin om stjärnutveckling [75] .
Globulära hopar är täta och massiva hopar som har en sfärisk form och en ökad koncentration av stjärnor i mitten av klustret. De innehåller från 10 tusen till flera miljoner stjärnor, i genomsnitt - cirka 200 tusen, och deras diametrar är 100-300 ljusår . Sådana kluster har en ålder på cirka 10–15 miljarder år, därför tillhör de population II och bildar ett sfäriskt delsystem av galaxen (se nedan ). Stjärnor i klothopar är fattiga på metaller , eftersom de bildades för länge sedan, och har små massor, eftersom massiva stjärnor redan har fullbordat sin utveckling (se nedan ) [76] [75] [77] .
Öppna stjärnhopar är mindre täta än klothopar och innehåller färre stjärnor - från flera tiotal till flera tusen, i genomsnitt 200-300, diametrarna för sådana hopar är upp till 50 ljusår. Till skillnad från klotformiga hopar är öppna hopar inte lika starkt bundna av gravitationen och tenderar att sönderfalla inom en miljard år efter bildning. Sådana hopar tillhör population I och är koncentrerade till den galaktiska skivan , och i själva hoparna finns det många massiva och ljusa stjärnor [78] [75] [77] .
Stjärnassociationer är ännu mer sällsynta grupper av stjärnor med en total massa på mindre än 1000 M ⊙ och en diameter på upp till 700 ljusår [79] . De är mycket svagt bundna av gravitationen, så de sönderfaller inom 10 miljoner år efter bildandet. Det betyder att de är sammansatta av mycket unga stjärnor [80] [75] [81] .
Galaxer är system av stjärnor och interstellär materia , varav den största kan innehålla hundratals miljarder stjärnor och har radier på upp till 30 kiloparsecs . Stjärnor är ojämnt fördelade i galaxer: unga, metallrika population I-stjärnor bildar en platt komponent i galaxen, som observeras som en galaktisk skiva, medan gamla och metallfattiga population II-stjärnor bildar en sfärisk komponent, som är starkt koncentrerad mot galaxens centrum [82] [83] [84 ] .
Fyra huvudtyper av galaxer identifierade av Edwin Hubble 1925 [85] [86] :
Stjärnornas fysiska och observerbara parametrar är inte konstanta, för på grund av de termonukleära reaktionerna som pågår i dem ändras stjärnans sammansättning, massan minskar och energi släpps ut. Förändringen i en stjärnas egenskaper över tiden kallas utvecklingen av en stjärna , denna process sker olika för stjärnor med olika initialmassa [87] . Ofta talar man i sådana fall om "en stjärnas liv", som börjar när kärnreaktioner blir stjärnans enda energikälla och slutar när reaktionerna upphör [88] [89] [90] . Livslängden för en stjärna, beroende på den ursprungliga massan, sträcker sig från flera miljoner till tiotals biljoner år [91] [92] . Under deras livstid kan variationer uppstå och försvinna i stjärnor [61] , och en stjärnas utveckling kan påverkas av att den tillhör ett nära binärt system [93] .
I olika stadier av evolutionen av stjärnor äger olika termonukleära reaktioner rum i dem . Den viktigaste, energetiskt effektiva och långvariga av dem - proton-protoncykeln och CNO-cykeln , där en heliumkärna bildas av fyra protoner - förekommer i kärnorna i huvudsekvensstjärnor [94] [95] .
I tillräckligt massiva stjärnor, i senare skeden av evolutionen, syntetiseras tyngre grundämnen: först kol i trippelheliumprocessen , och i de tyngsta stjärnorna, tyngre grundämnen upp till järn - ytterligare nukleosyntes sker inte, eftersom det är energetiskt ogynnsamt [96 ] [95] . Emellertid kan grundämnen som är tyngre än järn produceras i vad som kallas explosiv nukleosyntes , som uppstår när en stjärna förlorar sin hydrostatiska jämvikt, till exempel vid supernovaexplosioner [97] .
Stjärnor bildas av kalla förtärnade moln av interstellär gas , som börjar krympa på grund av den resulterande gravitationsinstabiliteten . Inledningsvis kan bara moln med stor massa börja kollapsa, men i processen delas de upp i mindre kompressionsområden, som var och en redan blir en separat stjärna. Av denna anledning bildas stjärnor alltid i grupper: som en del av stjärnassociationer eller stjärnhopar [98] . Efter att en hydrostatiskt jämviktskärna bildats i ett moln, börjar den betraktas som en protostjärna . Protostjärnan lyser på grund av kompression, först i det avlägsna infraröda området, värms sedan upp och blir synligt i det optiska området. Detta stadium kan vara från 10 5 år för de största stjärnorna till 10 9 år för de minst massiva [99] [100] [101] . Vid denna tidpunkt bildas också protoplanetära skivor runt stjärnan, som sedan kan utvecklas till planetsystem [102] . Efter det värms stjärnans inre, om dess massa är mer än 0,075 M ⊙ , tillräckligt upp och heliumsyntes från väte börjar i den: vid denna tidpunkt blir stjärnan en fullfjädrad huvudsekvensstjärna. Om massan är mindre än 0,075 M ⊙ , så blir protostjärnan en brun dvärg , där termonukleär fusion kan ske under en tid, men huvuddelen av energin frigörs på grund av kompression [1] [3] .
Efter att syntesen av helium från väte börjar i en stjärna, blir den en huvudsekvensstjärna och tillbringar större delen av sitt liv i detta tillstånd - 90 % av stjärnorna, inklusive solen, tillhör huvudsekvensen [54] .
Huvudsekvensstjärnornas egenskaper beror främst på massa och, i mycket mindre utsträckning, på ålder och initial kemisk sammansättning: ju större massa en stjärna har, desto större är dess temperatur, radie och ljusstyrka, och desto kortare livslängd på huvudstjärnan. sekvens. Så till exempel kommer en stjärna med massan 0,1 M ⊙ att ha en ljusstyrka på 0,0002 L ⊙ , en temperatur på 3000 K och en spektraltyp M6, och en stjärna med massan 18 M ⊙ kommer att ha en ljusstyrka på 30 000 L ⊙ , en temperatur på 33 000 K och spektraltyp O9,5 [92] . De tyngsta stjärnorna har en livslängd i huvudsekvensen på cirka några miljoner år, medan stjärnorna med lägsta massa har en livslängd på cirka 10 biljoner år, vilket överstiger universums ålder [54] [103] . Population II - stjärnor med låg förekomst av tunga grundämnen, som också syntetiserar helium i kärnan, är flera gånger svagare än huvudsekvensstjärnor av samma spektraltyp och kallas subdvärgar [104] .
Huvudsekvenssteget slutar när för lite väte finns kvar i stjärnans kärna och dess förbränning inte kan fortsätta i samma läge. Olika stjärnor beter sig då olika [105] .
I de flesta stjärnorna samlas helium i kärnan, och det finns mindre och mindre väte kvar. Som ett resultat börjar väte att brinna i en lagerkälla runt kärnan, och stjärnan själv passerar först till subjättestadiet och sedan till den röda jättegrenen , kyls men multiplicerar dess storlek och ljusstyrka [105] .
Undantaget är stjärnor med en massa mindre än 0,2 M ⊙ : de är helt konvektiva och helium i dem är fördelat över hela volymen. Enligt teoretiska modeller värms de upp och krymper, förvandlas till blå dvärgar , och sedan till heliumvita dvärgar (se nedan ) [103] [106] .
I stjärnor med större massa börjar heliumförbränning vid ett visst ögonblick . Om stjärnans massa är mindre än 2,3 M ⊙ lyser den explosivt - en heliumblixt inträffar och stjärnan är på den horisontella grenen . Med en större massa antänds helium gradvis, och stjärnan går genom en blå slinga . När kol och syre ackumuleras i kärnan, och det finns lite helium kvar, börjar kärnan att krympa, och stjärnan går över till den asymptotiska jättegrenen - processerna här liknar de som sker i stjärnor på den röda jättegrenen. För stjärnor med massa mindre än 8 M ⊙ , är detta stadium det sista: de tappar sina skal och blir vita dvärgar som består av kol och syre [107] [108] .
I mer massiva stjärnor börjar kärnan att krympa, och stjärnan blir en superjätte . I den börjar termonukleära reaktioner som involverar kol - för stjärnor med en massa på 8-10 M ⊙ som ett resultat av en koldetonation , och gradvis i mer massiva stjärnor. Snart kan reaktioner med tyngre grundämnen, upp till järn, börja och många lager som består av olika grundämnen bildas i stjärnan. Efter det kan stjärnan antingen kasta av sig skalet, bli en vit dvärg, bestående av syre, neon eller magnesium , eller explodera som en supernova, och sedan kommer en neutronstjärna eller ett svart hål att finnas kvar från den [107] [108] .
Det finns tre typer av objekt som en stjärna kan förvandlas till i slutet av sin livstid [109] .
Vita dvärgar är föremål av degenererad materia med en massa i storleksordningen av solen, men 100 gånger mindre radier. Stjärnor med en initial massa mindre än 8–10 M ⊙ förvandlas till vita dvärgar och tappar skalet, som observeras som en planetarisk nebulosa . Vita dvärgar genererar ingen energi, utan de strålar bara ut på grund av den höga temperaturen inuti dem: de varmaste av dem har temperaturer på cirka 70 000 K , men svalnar gradvis och blir svarta dvärgar [107] [109] .
Neutronstjärnor bildas om massan av en stjärnas degenererade kärna överskrider Chandrasekhar-gränsen - 1,46 M ⊙ . I det här fallet sker kollapsen av kärnan med neutronisering av materia, där en supernovaexplosion inträffar . Med en neutronstjärnes massa lika med 2 M ⊙ kommer dess radie att vara cirka 10 km [107] [109] [110] .
Ett svart hål bildas om kärnans massa överskrider Oppenheimer-Volkov-gränsen , lika med 2-2,5 M ⊙ . Den resulterande neutronstjärnan visar sig vara instabil, och kollapsen kommer att fortsätta: ytterligare stabila konfigurationer är okända. Vid någon tidpunkt blir kärnradien mindre än Schwarzschild-radien , vid vilken den andra kosmiska hastigheten blir lika med ljusets hastighet , och ett svart hål med stjärnmassa visas [107] [109] .
Listor över stjärnor som innehåller information om dem, såsom himmelska koordinater , egenrörelser , magnituder eller spektraltyper , kallas stjärnkataloger. Vissa kataloger innehåller information om stjärnor av en viss typ: till exempel endast om binära eller variabler . Strasbourg Centre for Astronomical Data ansvarar för lagring, systematisering och spridning av data om stjärnkataloger . Bland moderna stjärnkataloger kan följande särskiljas [111] [112] [113] :
Från urminnes tider fick stjärnorna sina egna namn (se nedan ), men med utvecklingen av astronomi uppstod ett behov av en strikt nomenklatur. Fram till 2016 fanns det inga officiella egennamn för stjärnor, men för 2020 har 336 egennamn godkänts av International Astronomical Union [116] [117] .
Bayer-notation , introducerad 1603 av Johann Bayer , var den första som användes, med vissa modifikationer, till denna dag. I hans katalog är de ljusaste stjärnorna i varje stjärnbild uppkallade efter en grekisk bokstav och stjärnbildens namn. Vanligtvis, även om inte i alla fall, fick den ljusaste stjärnan i konstellationen bokstaven α, den andra - β och så vidare. Om det fanns fler stjärnor i stjärnbilden än bokstäver i det grekiska alfabetet används bokstäverna i det latinska alfabetet: först små bokstäver från a till z, sedan versaler från A till Ö. Till exempel den ljusaste stjärnan i stjärnbilden Leo - Regulus - har beteckningen α Leo [116] .
Ett annat mycket använt system, Flamsteeds beteckningar, dök upp 1783 och är baserat på John Flamsteeds katalog publicerad 1725, efter hans död. I den tilldelas varje stjärna i konstellationen ett nummer i ordningsföljd efter ökande högeruppstigning . Ett exempel på ett sådant namn är 61 Cygnus [116] .
I alla fall betecknas stjärnorna också med namnet på katalogen där de är markerade och numret i den. Till exempel benämns Betelgeuse i olika kataloger HR 2061, BD +7 1055, HD 39801, SAO 113271 och PPM 149643 [116] .
För binära eller multipla stjärnor , variabler , såväl som nya eller supernovor , används en annan notation [116] :
Sedan urminnes tider har människor uppmärksammat himlen och lagt märke till olika grupper av stjärnor på den. Den äldsta stenkonsten i Plejadernas öppna stjärnhop , upptäckt i Lascaux-grottan , går tillbaka till det 18:e-15:e årtusendet f.Kr. [119] . Några av de stjärnbilder som beskrivs i de sumeriska stjärnkatalogerna har överlevt till denna dag , och av de 48 stjärnbilderna som beskrevs av Ptolemaios på 200-talet e.Kr. t.ex. 47 ingår i listan över 88 konstellationer som godkänts av International Astronomical Union [120] [121] . Vissa ljusa stjärnor fick sina egna namn, som också skiljde sig åt i olika kulturer - de arabiska namnen var de vanligaste [117] .
Stjärnhimlen användes också för tillämpade ändamål. I det forntida Egypten ansågs början av året vara dagen för Sirius första heliakaliska resning [122] . Sjömän från den minoiska civilisationen , som existerade från det tredje årtusendet f.Kr. t.ex. visste hur man använder stjärnorna för navigering [123] .
Astronomi fick betydande utveckling i antikens Grekland . Den tidens mest kända stjärnkatalog sammanställdes av Hipparchus på 200-talet f.Kr. e.: den innehöll 850 stjärnor, indelade i 6 klasser efter ljusstyrka - senare förvandlades denna uppdelning till ett modernt system av stjärnstorlekar [124] . Hipparchus var också den första som på ett tillförlitligt sätt upptäckte en variabel stjärna , nämligen en nova omkring 134 f.Kr. e [125] . Efter det upptäckte astronomer regelbundet nya stjärnor och supernovastjärnor: i Kina under X-XVII århundraden e.Kr. e. 12 novaer och supernovor har upptäckts . Bland dem fanns supernovan från 1054, som födde krabbnebulosan [122] . Varierande stjärnor av andra typer började dock upptäckas mycket senare: den första av dem var Mira , vars föränderlighet upptäcktes 1609 av David Fabricius [62] .
Samtidigt var lite känt om stjärnorna själva: i synnerhet ansågs de vara belägna på en mycket avlägsen sfär av fixstjärnor även efter den kopernikanska revolutionen - detta underlättades av ett stort avstånd till stjärnorna, på grund av vilket det var omöjligt att lägga märke till någon av deras relativa rörelser [126] , och gissningar om att avlägsna stjärnor faktiskt liknar solen , dök bara upp och motiverades oftare filosofiskt. För första gången försökte Christian Huygens uppskatta avståndet till stjärnorna 1695: han fick avståndet till Sirius lika med 0,5 ljusår , medan han uppskattade avståndet fotometriskt. År 1718 upptäckte Edmund Halley de riktiga rörelserna hos Aldebaran , Sirius och Arcturus . Samtidigt försökte astronomer upptäcka stjärnparallaxer , men de saknade noggrannheten i sina mätningar. Ändå ledde dessa försök till andra upptäckter: särskilt 1802-1803 kunde William Herschel bevisa att många dubbelstjärnor är fysiska par och inte optiska dubbelstjärnor. För första gången kunde stjärnparallax 1818-1821 mäta för två stjärnor Vasily Yakovlevich Struve , och för en av dem - Altair - visade sig värdet ligga mycket nära det moderna värdet, även om Struve själv inte var säker på exaktheten i resultatet. År 1837 mätte han också Vegas parallax , och resultaten från andra astronomer följde snart [122] .
Långt ifrån sanningen var idéer om stjärnornas natur - det första steget mot dess studie var uppfinningen av spaltspektrografen och utvecklingen av spektralanalys . Fraunhofer-linjer upptäcktes 1815, även om Isaac Newton studerade solens spektrum så tidigt som 1666. Redan på 1860-talet bestämdes sammansättningen av atmosfärerna för olika stjärnor, inklusive solen, och samtidigt föreslog Gustav Kirchhoff förekomsten av stjärnfotosfärer , där ett kontinuerligt spektrum skulle bildas [39] . En annan fråga som sysselsatte forskarna var källan till stjärnenergi: vid 1800- och 1900-talens skifte var tanken populär att stjärnor lyser eftersom de frigör energi under gravitationssammandragning. Problemet med denna hypotes var att en sådan mekanism enligt beräkningar borde ha räckt för solen i 10 7 år, medan jorden enligt geologisk information har funnits i minst 10 9 år. Efter upptäckten av radioaktivitet försökte James Jeans förklara stjärnornas ljus för henne, men denna idé kunde inte heller förklara ett så långt liv för solen; han ägde också hypotesen att energi frigörs på grund av förintelse . Slutligen, 1920, föreslog Arthur Eddington att energi frigörs när vätekärnor omvandlas till heliumkärnor , och även om han inte visste exakt hur denna omvandling sker, visade sig denna gissning i slutändan vara korrekt - redan i slutet av 1930-talet , proton-proton och CNO-cykler av väte-helium omvandling. Efter att källan till stjärnenergi hade fastställts började teorier om stjärnevolution utvecklas , vilket gjorde det möjligt att förklara den skenbara mångfalden av stjärnor och deras fördelning på Hertzsprung-Russell-diagrammet [122] .
Olika folk identifierade olika asterismer och konstellationer , men i nästan alla kulturer förenades stjärnorna i Ursa Major , Orion och Plejaderna till konstellationer . Ofta var de observerade figurerna på himlen förknippade med vissa bilder, föremål eller djur, som olika folk förknippade med sina myter och legender. Många moderna konstellationer förknippas just med antik grekisk mytologi [127] [128] . Stjärnhimlen och stjärnorna i den uppfattades i många tidiga civilisationer som gudomliga varelser - förmodligen har denna idé sitt ursprung i Mesopotamien och spreds därifrån över hela världen. Där uppstod också astrologi , som fram till modern tid inte var skild från astronomi [129] [130] .
Utsikten över stjärnhimlen återspeglas också i mer moderna kulturverk. Till exempel är nocturne en målarstil som kännetecknas av bilden av nattscener, i synnerhet natthimlen: en av de mest kända målningarna av denna genre är Vincent van Goghs Starry Night . Olika skönlitterära verk är också tillägnade stjärnorna , och science fiction handlar ofta om specifika stjärnor eller stjärnsystem [131] [132] [133] .
Stjärnor ses ofta i en mer symbolisk mening: på olika språk har ordet "stjärna" många bildliga betydelser. En schematisk bild av en stjärna finns på flaggorna i mer än 40 länder, varav många är islamiska : i denna religion är stjärnan och halvmånen en symbol för fred och liv. Stjärnor spelar också en viktig roll i andra religioner: till exempel i kristendomen är berättelsen om Betlehemsstjärnan allmänt känd [131] .
Tematiska platser | ||||
---|---|---|---|---|
Ordböcker och uppslagsverk |
| |||
|
Stjärnor | |
---|---|
Klassificering | |
Substellära objekt | |
Evolution | |
Nukleosyntes | |
Strukturera | |
Egenskaper | |
Relaterade begrepp | |
Stjärnlistor |