Чем массивнее звезда тем больше ее температура
Температура звезд и от чего она зависит
Как известно, температура внутри звезд очень высокая. Ведь благодаря ей и запускаются термоядерные реакции. При сжатии молекулярного облака гравитационными силами происходит нагрев, который при достаточной массе молекул всё увеличивается и увеличивается. Так, начинается синтез гелия из водорода или, проще говоря, рождается звезда.
Несмотря на то, что все облака состоят из молекул водорода, они отличаются друг от друга количеством его частиц. В итоге получается разная масса протозвезд. Хотя процесс формирования светил примерно одинаковый.
Главным образом, температура звезд повышается при их начальном образовании, а затем при реакциях, происходящих в их ядре. В свою очередь, тепло, производимое в центральной части светила, поднимается и в его верхние слои (то есть на поверхность). А так как у разных тел она разная в недрах, соответственно, она отличается и на поверхности.
От чего зависит температура звезды
В действительности, она обуславливается двумя основными факторами.
Во-первых, уровнем производимой ядром энергии. По данным учёных, ядро разогревается до 15 млн градусов. Однако излучается только тепло, полученное в результате термоядерных реакций. А вот энергия от гравитационного сжатия остаётся в самом центре.
Температура поверхности звезд напрямую зависит от силы внутренних процессов, а также какие элементы в них задействованы. Например, если происходит синтез не только гелия из водорода, но и синтез с участием тяжёлых элементов, то и излучающая энергия будет в разы больше. Как следствие, поверхностный нагрев увеличится.
А во-вторых, важное значение имеет площадь поверхности, которая излучает внутреннюю энергию. Дело в том, что звёздные объекты производят и в то же время отдают энергию в космическое пространство. И сколько они её отдадут, зависит от внешней оболочки, то есть от излучаемой поверхности.
Когда у звёзд расширяются внешние границы, увеличивается и ядро. А чем оно плотнее, тем горячее. Но так лишь внутри, а снаружи (в фотосфере) такие звезды имеют низкую температуру. Проще говоря, чем больше площадь, тем больше энергетический расход.
Помимо этого, прослеживается связь размеров, масс, светимостей и температур звёздных объектов. К примеру, чем массивнее звёздное тело, тем выше его светимость, а значит и нагрев. Стоит отметить, что температура звезды определяет её цвет. Взаимосвязь характеристик светил отображена на диаграмме Герцшпрунга-Расела.
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Как видно, спектральные классы отличаются между собой набором характеристик.
Как определить и в чем измеряется температура звезд
Стоит отметить, что для данной характеристики используют эффективную величину нагретости тела. Другими словами, насколько горячий объект, настолько он излучает энергию. В случае со звёздными телами, их накал даёт характеристику светимости.
А вот для определения эффективной температуры звезд применяют закон Стефана-Больцмана. Он гласит, что мощность излучения нагретого тела прямо пропорциональна площади поверхности и температуры четвёртой степени.
P=σST⁴
где σ — это постоянный коэффициент 5,7*10-8,
S — площадь, а P — излучаемая мощность.
На самом деле, определяется температура звезд в Кельвинах (К). Правда, можно перевести в градусы Цельсия (С).
Какие температуры поверхности могут иметь звезды
По оценке учёных, показатели отдельных светил разные. Более холодные обладают теплом 2000-5000 К, средняя температура (у жёлтых и оранжевых) тел составляет 5000-7500 К, а горячие представители достигают значений 7500-80000 К.
Наос (самая горячая звезда)
Какие звезды имеют самую низкую температуру
Наименьшую температуру поверхности имеют звезды красных цветов. Правда, называть их холодными не совсем точно. Потому как их нагретость равняется 2000-3000К.
Звезда Барнарда (одна из самых холодных звёзд)
У какого типа звезд наибольшая температура
Как вы думаете, какая температура на поверхности самых горячих звезд?
Между прочим, наиболее жаркие светила имеют голубой или белый цвет. Хотя самый высокий уровень у синих. Только вдумайтесь, их уровень тепла может достигать 40000К.
Итак, мы выяснили, что температура и размеры звёзд могут быть разными. Вдобавок их характеристики связаны между собой.
Также очевидно, что температура в центре звезды отличается от температуры поверхности, которые они могут иметь. Это лишний раз доказывает, что каждый небесный объект уникален. Даже если одни его свойства схожи с другими телами, обязательно будет отличие в каком-либо другом параметре.
Звёзды: как они рождаются, какими бывают и как гибнут
Если неподготовленный читатель попытается разобраться в вопросе о том, какие бывают звёзды, то его ждёт знакомство с пугающе-сложной классификацией, существующей в современной астрономии. К примеру, ему расскажут о семи основных (O, B, A, F, G, K, M) и нескольких дополнительных классах звёзд. Параллельно ему сообщат о красных, чёрных, белых, жёлтых, оранжевых и коричневых карликах; красных, оранжевых, белых и голубых гигантах, сверхгигантах и субгигантах. Кроме того, он может встретить упоминания о гелиевых углеродных, циркониевых, и бариевых звёздах; о типах звёзд с именами собственными, например, «звезда типа Т Тельца» или «звезда Вольфа-Райе»; наконец, о таких объектах, как нейтронные звёзды, пульсары, чёрные дыры и так далее.
Однако прелесть физики вообще и астрофизики в частности заключается в том, что к формированию всего этого многообразия привели одни и те же процессы, и если их понять, то и «небесный зоопарк» окажется устроен просто и логично.
Начнём сначала: с того, как вообще образуются звёзды.
Местом рождения звёзд являются так называемые межзвёздные газовые облака – огромные (десятки и сотни световых лет в диаметре) области пространства, в которых по тем или иным причинам концентрация межзвёздного газа, на 80% состоящего из водорода, выше, чем в среднем по галактике.
Если быть вполне точным, речь идёт о так называемых молекулярных облаках — наиболее плотных в своём роде.
Изначальная масса вещества в таком облаке может составлять сотни тысяч масс Солнца. По земным меркам космические облака, даже молекулярные, представляют собой почти абсолютный вакуум, однако они достаточно плотны для того, чтобы молекулы и атомы такого облака оказывали существенное гравитационное влияние друг на друга.
Под действием гравитации различные части облака начинают притягиваться друг к другу, медленно дрейфуя к центру масс. Плотность облака в результате начинает увеличиваться: сильнее в центре, слабее по краям.
Обычно центров, вокруг которых концентрируется масса, несколько. По мере сжатия, единое облако распадётся не несколько более мелких (фрагментируется). Каждый из фрагментов может породить звезду, поэтому звёзды обычно рождаются группами.
По универсальному закону термодинамики, при сжатии газы нагреваются (при расширении же, напротив, охлаждаются – это явление в своей работе используют привычные нам холодильники или кондиционеры). Это же происходит и с облаком: при его уплотнении выделяется энергия. Половина его идёт на разгорев облака, половина уносится в окружающий космос с излучением.
Излучение (любое электромагнитное излучение) обладает световым давлением. Это давление действует на все тела, на которые падает излучение. В нашем случае давление изучения стремится раздуть облако. Но пока его сила ещё недостаточна для того, чтобы сопротивляться гравитации.
Уплотнение продолжается, и в центре облака появляется область высокой концентрации газа, которая уже непрозрачна для излучения. Свет перестаёт уносить энергию за пределы этой области, и её разогрев ускоряется.
При этом продолжается процесс уплотнения. В центре облака появляется зародыш звезды: пузырь газа, плотность которого может достигать плотности земной атмосферы, а температура – тысяч градусов. Свечение данного зародыша становится достаточно интенсивным для того, чтобы сдержать процесс гравитационного сжатия. Масса ядра перестаёт расти. Образуется протозвезда – своего рода личинка будущей звезды, окружённая коконом из газопылевого вещества облака, и потому недоступная для наблюдения.
Протозвезда больше не набирает массу, однако под действием собственных гравитационных сил она продолжает уплотняться, а значит, нагреваться. Интенсивность её излучения растёт, и со временем световое давление, которое оно оказывает на оболочку глобулы, превосходит силы гравитации. Оболочка начинает разрушаться, как бы раздуваться излучением, и свет протозвезды становится видимым. «Бабочка» вырывается из кокона, а астрономы говорят о рождении нового светила.
Точнее, это ещё пока не совсем звезда. Внутри неё ещё не идут термоядерные реакции, являющиеся источником энергии для «настоящих» звёзд. Нагрев такой звезды определяется исключительно её продолжающимся гравитационным сжатием. Астрономы именуют эти объекты звёздами типа Т Тельца – по имени первого открытого объекта этого рода.
То, что будет происходить с новорожденной звездой дальше, зависит от её массы.
Если масса звезды составляет менее 7% от массы Солнца, то ничего принципиально интересного с ней больше и не произойдёт. Она будет продолжать уплотняться под действием гравитационных сил, в процесс становясь всё ярче и горячее: поздние звёзды типа Т Тельца могут по яркости не уступать «настоящим» звёздам. Однако этот процесс не может продолжаться вечно: рано или поздно звезда сожмётся до своей предельной плотности, и брать энергию ей больше будет неоткуда. После этого она будет печально дрейфовать в межзвёздном пространстве, отдавая в окружающее пространство накопленную в процессе сжатия энергию. При этом звезда довольно быстро остывает и тускнеет.
Такие недозвёзды астрономы называют коричневыми карликами.
Иная судьба – у более крупных звёзд. В процессе гравитационного сжатия их недра разогреются существенно сильнее, достигнув температур в десятки миллионов градусов Цельсия. Этой температуры уже достаточно, чтобы ядра атомов водорода, из которых состояло то самое первоначальное облако, а теперь состоит звезда, начали сливаться, образуя атомы гелия. Этот процесс именуется термоядерным синтезом, и в процессе каждого акта такого слияния выделяется огромная энергия. Звезда получает новый мощный источник энергии, загораясь уже по-настоящему.
Важно помнить: по-настоящему «светится» лишь внутренняя часть звезды, её ядро. Образующаяся в результате энергия, выделяясь в виде излучения, оказывает огромное давление на внешние слои звезды, уравновешивая гравитационные силы, стремящиеся сжимать её дальше. Равновесие гравитации и давления излучения и определяет устойчивость звезды.
В этом смысле звезда похожа на воздушный шарик, сохраняющий постоянный объём благодаря равновесию двух противонаправленных сил: упругости оболочки (гравитации) и давлению сжатого газа внутри (излучения).
При этом гравитация зависит от массы, а интенсивность излучения – от интенсивности термоядерных реакций. А та, в свою очередь, зависит от температуры. Возникает интересный эффект: если температура внутри звезды по каким-то причинам возрастает, реакция начинает идти более интенсивно; давление излучения возрастает и «раздувает» звезду; а при расширении газы охлаждаются, и в итоге звезда охлаждается, компенсируя увеличение температуры. Этот эффект обеспечивает устойчивость звёзд и на даёт им превратиться в гигантские термоядерные бомбы.
Подавляющее большинство известных нам звёзд устроены именно так: относительно разреженная оболочка и сжатая горячая сердцевина, где идёт процесс синтеза гелия из водорода с выделением огромной энергии – в астрофизике этот процесс принято именовать «горением водорода». Звёзды, источником энергии которых является водородный термоядерный синтез принято называть звёздами главной последовательности.
Почему «последовательности»? Потому что эти звёзды, хотя и устроены по одному и тому же физическому принципу, внешне могут достаточно сильно различаться между собой.
Всё зависит от массы.
Чем меньше масса звезды, тем менее интенсивно в ней идут термоядерные реакции. Соответственно, тем меньшей температурой обладает её поверхность, и тем более холодным светом она светится. Вопреки нашим бытовым представлениям, в которых красные, жёлтые и оранжевые цвета считаются тёплыми, а белые и голубые – холодными, в физике всё наоборот: чем холоднее объект, тем краснее его свет. Именно поэтому самые маленькие звёзды Вселенной называют красными карликами из-за их небольшой массы (8-40% массы Солнца) и холодного излучения. Более массивные звёзды образуют классы оранжевых и жёлтых карликов (спектральные классы К или G). Их масса составляет от 0,4 до 1,2 солнечных. Само Солнце является жёлтым карликом.
Жёлто-белые звёзды спектрального класса F имеют массу в пределах 1,1-1,4 массы Солнца; звёзды спектрального класса A (белые) весят в 1,5-3 раза больше Солнца. Бело-голубые звёзды класса B могут весить как 10-15 Солнц, а голубые гиганты и сверхгиганты (класс О) и вовсе поражают воображение.К примеру, самая крупная известная современной науке звезда R136a1, расположенная в соседней галактике Большое Магелланово Облако, весит примерно в 315 (!) раз больше Солнца.
Чем больше звезда, тем ярче она светит, но и тем быстрее она «сожжёт» всё своё топливо. У Солнца этот процесс, вероятно, займёт около 8 миллиардов лет. Самые крупные голубые гиганты сожгут свой водород уже за 10-20 миллионов лет. А вот крошечные холодные красные карлики, напротив, являются звёздными долгожителями: астрофизики отводят им сроки жизни в десятки и сотни миллиардов лет.
Что же происходит со звездой после того, как её водород «выгорит»? Опять же, всё зависит от размера.
С красным карликом, вероятно, не произойдёт больше ничего интересного. Когда «горение водорода» прекратится, он лишится источника энергии. Равновесие гравитации и излучения будет нарушено в пользу гравитации. Из «воздушного шарика» «выпустят воздух», и он съёжится, уменьшившись в размерах. В процессе звезда, правда, существенно нагреется (благодаря той же самой энергии гравитационного коллапса, которая нагревала её на ранних этапах эволюции), и её свет станет даже более горячим (менее красным, более голубым) чем у Солнца: образуется так называемый белый карлик. Вещество белого карлика до предела сжато его гравитацией, так что, имея массу, сравнимой с массой Солнца, такая «пост-звезда» может быть в сотни раз меньше его и обладать плотностью, которая в миллионы или даже миллиарды раз превосходит плотность воды. Плотная и горячая капля белого карлика затем будет миллионы и миллиарды лет кружить по Вселенной, постепенно остывая за счёт излучения, пока не погаснет совсем, превратившись в чёрный карлик – огарок звезды.
Судьба более крупных звёзд типа Солнца будет, вероятно, более интересной. После исчерпания запасов водорода они также начнут сжиматься и нагреваться, увеличивая температуру своего света (к примеру, жёлто-оранжевое Солнце станет, скорее всего, небольшой желто-белой звездой). Но так как их масса больше, чем у красных карликов, то и выделяющаяся в процессе сжатия энергия будет более значительной. В результате температура в ядрах таких звёзд повысится до сотен миллионов градусов, и в реакцию термоядерного синтеза сможет вступать уже гелий, образовавшийся из водорода на предыдущем этапе жизненного цикла.
Объединяясь друг с другом два ядра атома гелия будут образовывать ядро бериллия, которое затем будет присоединять ещё одно ядро гелия, превращаясь в углерод.
После того, как в ядре звезды начнётся новая реакция, излучение возобновится, и за счёт его давления звезда стремительно увеличится в размерах: к примеру, когда это случится с Солнцем, его размеры вырастут примерно в 200 раз, и его внешняя граница почти достигнет орбиты Земли.
Однако в ходе одного акта синтеза углерода из гелия выделяется куда меньше энергии, чем при «горении» водорода. Поэтому поверхность звезды станет куда более холодной, а свет её «покраснеет». Так из жёлто-оранжевого карлика Солнце станет красным гигантом.
Важный момент: получается так, что звёзды-гиганты бывают принципиально двух различных типов. Это могут быть молодые водородные звёзды, которые велики от рождения, а могут быть звёзды, которые уже перешли на более поздние виды топлива. То, что эти принципиально разные объекты имеют похожие название, порождает путаницу, но выпутаться несложно. Любая молодая большая звезда должна быть горячей, так что если вы видите гигант спектрального класса «краснее» A (белые звёзды), то это, скорее всего старая звезда, разбухшая «не от хорошей жизни». Сверхгиганты и гипергиганты могут быть молодыми лишь в случае, если являются голубыми звёздами самого горячего класса О.
Но вернёмся к жёлтым звёздам. Считается, что гелиевая «вторая молодость» Солнца продлится недолго: уже примерно через 100 миллионов лет запасы этого топлива также закончатся, и реакция термоядерного горения в Солнце прекратится. Под действием собственной гравитации Солнце снова начнёт сжиматься и нагреваться. Однако масса Солнца недостаточна для того, чтобы нагреть его недра до примерно миллиарда градусов, когда в термоядерную реакцию сможет вступать углерод, из которого к тому моменту будет состоять ядро звезды. Сжавшись до предела, Солнце станет углеродным белым карликом, и на этом его содержательная история закончится.
Более крупные звёзды (с массой более 2-2,5 солнечных), впрочем, переживут ещё один, а возможно, и несколько подобных циклов: в результате слияния атомов углерода будут образовываться кислород, тот, в свою очередь, при соответствующей температуре может «загореться», образуя кремний. Кремний, в свою очередь, может участвовать в реакциях синтеза с образованием железа и никеля. На железе цепочка обрывается: при слиянии атомов железа энергия уже не выделяется, а поглощается. Истратив все возможные виды топлива, звезда придёт к неизбежному финалу – образованию белого карлика и дальнейшему постепенному остыванию.
В процессе этих эволюций звезда будет неоднократно менять цвет и размер: после исчерпания запасов топлива в очередном цикле она будет некоторое время уменьшаться и нагреваться, «голубея», а с началом горения следующего вида топлива – расти в размерах и «краснеть». К примеру, звезда Денеб, сегодня являющаяся бело-голубым сверхгигантом, в «водородной» стадии своего жизненного цикла могла быть голубой звездой меньшего размера.
Ещё более крупным звёздам (от 8 масс Солнца), в конце жизни, видимо, уготована более интересная судьба, чем «скучное» превращение в белый карлик.
Вещество белых карликов находится в достаточно специфическом состоянии: оно сжато достаточно плотно для того, чтобы начали проявляться его квантовые свойства. Как известно, звёздное вещество состоит из плазмы – своеобразного «супа» из положительно заряженных атомных ядер и отрицательно заряженных электронов. Ввиду квантовых свойств электрона (кому интересно, речь идёт о так называемом запрете Паули), существует некая максимально возможная концентрация этих электронов в пространстве. Если она достигнута, сжать вещество сильнее не получится: электроны достигли своей предельно плотной упаковки. Такое состояние называется вырожденным. Именно это мешает коричневым карликам под действием гравитации сжаться до запуска «горения водорода», а жёлтым – до горения углерода.
И всё-таки добиться ещё более плотной «упаковки» вещества можно. Для этого нужно просто… куда-то убрать электроны. Куда? Ответ на этот вопрос даёт так называемый процесс бета-захвата электрона атомным ядром с последующим превращением одного из его протонов в нейтрон (этот процесс ещё называют нейтронизацией). Правда, для этого процесса коллапсирующая под действием гравитации звезда должна разогреться до чудовищных температур в сотни миллиардов (10 в 11 степени) градусов. Для этого эта звезда, вероятно, должна иметь массу, в 15-20 масс превосходящую массу Солнца.
Наконец, у звёзд массой в 30 масс Солнца и более финал жизни будет ещё более впечатляющим. Энергия их гравитационного коллапса, похоже, оказывается достаточно велика, чтобы сжать нейтронное вещество ещё сильнее. Как именно это происходит и в каком состоянии оказывается в результате вещество, мы пока достоверно не знаем, но в результате, по всей видимости, образуется чёрная дыра: объект столь плотный, что его гравитационное поле способно удерживать даже свет.
Таким образом, всё многообразие «звёздного зоопарка» укладывается в довольно простую схему эволюции в зависимости от массы протозвезды, с которой всё началось:
· при массе ниже 8% солнечной: звезда типа Т Тельца – коричневый карлик – чёрный карлик.
· при массе 0,5-1,5 массы Солнца: звезда типа Т Тельца – желтый карлик – красный «поздний» гигант – углеродный белый карлик – чёрный карлик.
· при массе 1,5-15 масс Солнца: звезда типа Т Тельца – жёлто-белая или белая звезда – несколько фаз в виде «позднего» гиганта – кислородный или кремниевый белый карлик – чёрный карлик.
Также все известные нам звёзды можно рассортировать по их возрасту:
· протозвёзды и «недозвёзды»: звёзды типа Т Тельца (от красных до жёлто-белых, классы K, M, G, F) и коричневые карлики;
· звёзды главной последовательности: оранжевые и жёлтые карлики, желто-белые и белые звёзды, бело-голубые гиганты, голубые сверхгиганты и гипергиганты;
· старые звезды в «постводородной» стадии: красные желтые, бело-желтые, и белые гиганты и сверхгиганты, белоголубые сверхгиганты и гипергиганты;
· «огарки» звёзд: белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры.
В эту стройную схему не укладываются объекты, рождающиеся в системах двойных звёзд и ряд других частных случаев, а также ряд гипотетических объектов, существование которых до сих пор не подтверждено экспериментально.
О некоторых из них мы поговорим в наших следующих публикациях.
Следует подчеркнуть, что многие звёзды, особенно на поздних стадиях своего развития или в конце жизни сбрасывают свои внешние оболочки в процессах различной степени драматичности. Из этих оболочек впоследствии образуется новое межзвёздное облако, которое, в свою очередь, может дать жизнь новым звёздам. Процесс продолжается циклично, и будет продолжаться, по всей видимости, до тех пор, пока все более лёгкие элементы во Вселенной не будут переработаны в элементы группы железа, после чего звёздная эпоха в истории Вселенной завершится.
Температура звезды
Возможно, вы не знали, что цвет звезды напрямую зависит от температуры небесного тела. Еще более удивительно, что наиболее холодные – красные, а максимально раскаленные – синие. Но цвет играет роль индикатора, а вот на саму температуру влияет масса. Внимательно изучите нижнюю таблицу и отметьте зависимость цвета звезды от температуры.
Если брать наиболее распространенный вид звезд, то это красные карлики. Их обычная масса достигает 7.5% солнечной (50% – максимум). Из-за этого они расходуют водородный запас очень медленно. Например, красный карлик при массе в 10% от солнечной способен просуществовать 10 триллионов лет. Согласитесь, это приличное число по сравнению с солнечными 12 миллиардами. Поверхностная температура повышается до 3500 Кельвинов.
Зависимость цвета звезды от ее температуры
Солнце – желтый карлик с поверхностной температурой 5800 Кельвинов. Из-за этого большая часть света высвобождается в желтом/белом свете. Пребывает в главной последовательности 4.5 миллиардов лет и пробудет в этой стадии еще примерно 7 миллиардов лет.
График зависимости цвета звезды от температуры ее поверхности
Максимально горячие звезды – синие. Их температурные показатели начинаются с отметки в 10000 К и могут достигать 40000 К. На поверхности накапливается такое огромное количество энергии, что их можно отнести к ультрафиолетовым звездам, чей свет не улавливается без использования техники. Выходит, что вы для определения температуры звезд можете использовать ее цвет, а затем уже ориентироваться по массе и прочим характеристикам.