Чёрный карлик

Знаки ордена

Эскизы знаков ордена, победившие в конкурсе 1936 года, были разработаны Паулем Лухтейном (эст. Paul Luhtein). Знаки ордена Белой звезды всех степеней имеют одинаковый внешний вид. После восстановления ордена в 1994 году знаки ордена сохранили свой внешний вид, кроме небольших изменений у звезды и медали. Цвет орденской ленты — красный (206MC по международной системе цветов PANTONE).

Знаки особой степени «цепь»

Крест на шейной цепи (в особо-торжественных случаях) или крест на широкой ленте через правое плечо, и звезда на левой стороне груди.

Цепь — серебряная позолоченная, шириной 30 мм (до 1940 года — 28 мм). Состоит из звеньев в виде стилизованных цветков розы и лилии и центрального звена (диаметром 38 мм) в виде государственного герба Эстонии (в окружённом дубовым венком золотом щите три лазоревых леопарда). Звенья соединены между собой цепочками из небольших колечек. К центральному звену подвешивается крест ордена.

Крест и звезда такие же, как у 1-й степени, но звезда вся позолоченная. До 1940 года вручалась лента от степени «специальная большая лента», с 1995 года — лента от 1-й степени.

Знаки особой степени «специальная большая лента»

Крест на широкой ленте через правое плечо и звезда на левой стороне груди. Крест и звезда такие же, как у 1-й степени, но звезда вся позолоченная.

Лента — шёлковая муаровая красная с золотистыми полосками по краям. Ширина ленты — 105 мм, ширина золотистых полосок — 5 мм.

Знаки 1-й степени

Крест на широкой ленте через правое плечо и звезда на левой стороне груди.

Крест — серебряный позолоченный шестиконечный, с раздвоенными концами, покрытый белой эмалью с обеих сторон. В центре каждого раздвоения на концах креста — короткие двуграные остроконечные штралы. Между лучами креста — двуграные остроконечные штралы с перекрестьями на концах. В центре лицевой стороны креста — наложенная на розетку шестиконечная звезда белой эмали. В центре оборотной стороны — круглый, с позолоченным ободком, медальон белой эмали, на котором золотом нанесена дата учреждения ордена «19 7X 36». Диаметр креста — 65 мм.

Звезда — серебряная шестиконечная. Самые длинные и самые короткие лучи имеют пирамидальную огранку, остальные лучи — гладкие остроконечные. На звезду наложен шестиконечный с развоенными концами крест белой эмали. До 1940 года в центре креста располагалась наложенная на розетку шестиконечная звезда белой эмали, после восстановления в 1994 году — позолоченный государственный герб Эстонии (в окружённом дубовым венком золотом щите три лазоревых леопарда) диаметром 38 мм. Диаметр звезды — 83 мм.

Лента — шёлковая муаровая красная. Ширина ленты для мужчин — 105 мм, для женщин — 64 мм.

Знаки 2-й степени

Крест на ленте на шее и звезда на левой стороне груди. Дамы носят крест на ленте в форме плоского банта на левой стороне груди. Крест и звезда такие же, как у 1-й степени. Ширина ленты — 41 мм.

Знаки 3-й степени

Крест на ленте на шее. Дамы носят крест на ленте в форме плоского банта на левой стороне груди. Крест и лента такие же, как у 2-й степени.

Знаки 4-й степени

Крест на ленте на левой стороне груди. Крест такой же, как у 3-й степени, но диаметром 47 мм. Ширина ленты — 35 мм. На ленту крепится круглая розетка, диаметром 22 мм, из такой же ленты.

Знаки 5-й степени

Крест на ленте на левой стороне груди. Крест и лента такие же, как у 4-й степени, но без розетки на ленте.

Медаль ордена

Медаль круглая диаметром 31 мм. На лицевой стороне рельефное изображение орденского креста, до 1940 года — без эмали, с 1994 года — с белой эмалью. На оборотной стороне — рельефная дата учреждения ордена. Ширина ленты — 30 мм.

До 1940 года медаль подразделялась на три степени — золотую, серебряную и бронзовую. В 1994 году медаль была восстановлена в одной степени, изначально бронзовой, в 1995 году изменённой на серебряную.

Миниатюры ордена

Миниатюра ордена представляет собой уменьшенную копию знаков 5-й степени. Диаметр креста — 17 мм, ширина ленты — 15 мм, общая высота миниатюры — 50 мм. Миниатюра медали ордена имеет такие же размеры.

Для повседневного ношения на гражданской одежде предусмотрены розетки из ленты ордена, а для ношения на мундирах — орденские планки.

Эволюция белых карликов

Вне главной последовательности происходит процесс угасания звезды. Под воздействием сил гравитации нагретый газ красных гигантов и сверхгигантов разлетается по Вселенной, образуя молодую планетарную туманность. Через сотни тысяч лет туманность рассеивается, а на ее месте остается вырожденное ядро красного гиганта белого цвета. Температуры такого объекта достаточно высоки от 90000 К, оценивая по линии поглощения спектра и до 130000 К, когда оценка осуществляется в пределах рентгеновского спектра. Однако ввиду небольших размеров, остывание небесного светила происходит очень медленно.

Планетарная туманность

Та картина звездного неба, которую мы наблюдаем, имеет возраст в десятки-сотни миллиардов лет. Там, где мы видим белые карлики, в пространстве уже возможно существует другое небесное тело. Звезда перешла в класс черного карлика, конечный этап эволюции. В действительности на месте звезды остается сгусток материи, температура которого равняется температуре окружающего пространства. Главная особенность этого объекта — полное отсутствие видимого света. Заметить такую звезду в обычный оптический телескоп достаточно трудно ввиду слабой светимости. Основным критерием обнаружения белых карликов является наличие мощного ультрафиолетового излучения и рентгеновских лучей.

Все известные белые карлики в зависимости от своего спектра делятся на две группы:

• объекты водородные, спектрального класса DA, в спектре которых отсутствуют линии гелия;
• гелиевые карлики, спектральный класс DB. Основные линии в спектре приходятся на гелий.

Этап эволюции, в результате которой появляется белый карлик, является последним для немассивных звезд, к которым относится и наша звезда Солнце. На данном этапе звезда обладает следующими характеристиками. Несмотря на столь маленькие и компактные размеры звезды, ее звездное вещество весит ровно столько, сколько требуется для ее существования. Другими словами, белые карлики, которые имеют радиусы в 100 раз меньше радиуса солнечного диска, имеют массу равную массе Солнца или даже весят больше, чем наша звезда.

Этого говорит о том, что плотность белого карлика в миллионы раз выше плотности обычных звезд, находящихся в пределах главной последовательности. К примеру, плотность нашей звезды 1,41 г/см³, тогда как плотность у белых карликов может достигать колоссальных значений 105-110 г/см3.

Сириус B

По яркости света Сириус А в 22 раза превышает яркость нашего Солнца, а вот ее сестра Сириус В светит тусклым светом, заметно уступая по яркость своей ослепительной соседке. Обнаружить присутствие белого карлика удалось благодаря снимкам Сириуса, сделанным рентгеновским телескопом Чандра. Белые карлики не обладают ярко выраженным световым спектром, поэтому принято считать такие звезды достаточно холодными темными космическими объектами. В инфракрасном и в рентгеновском диапазоне Сириус В светит значительно ярче, продолжая излучать огромное количество тепловой энергии. В отличие от обычных звезд, где источником рентгеновских волн служит корона, источником излучения у белых карликов является фотосфера.

Находясь вне главной последовательности по распространенности эти звезды не самые распространенные объекты во Вселенной. В нашей галактике на долю белых карликов приходится всего 3-10% небесных светил. Для этой части звездного населения нашей галактики неопределенность оценки затрудняет слабость излучения в видимой области поляры. Другими словами, свет белых карликов не в состоянии преодолеть большие скопления космического газа, из которых состоят рукава нашей галактики.

Звездное кладбище в нашей галактике

Красные звезды – звезды красного цвета

Если Вам хотя бы раз в жизни доводилось видеть в объективе своего телескопа красные звезды на небе, которые горели на черном фоне, то воспоминание данного момента поможет более четко представить то, о чем будет написано в этой статье. Если же Вашему взору ни разу не представлялись подобные звезды, в следующий раз обязательно попробуйте их отыскать.

Если взяться составлять список наиболее ярких красных звезд небосвода, которые можно с легкостью найти даже при помощи любительского телескопа, то можно обнаружить, что все они являются углеродными. Первые красные звезды были открыты еще в 1868 году. Температура таких красных гигантов низкая, кроме того, их внешние слои заполнены огромным количеством углерода. Если ранее подобные звезды составляли два спектральных класса – R и N, то сейчас ученые определили их в один общий класс – С. У каждого спектрального класса существуют подклассы – от 9 до 0. При этом класс С0 обозначает, что звезда имеет большую температуру, но менее красная, чем звезды класса С9. Также важным является то, что все звезды, в составе которых преобладает углерод, по своей сути переменные: долгопериодические, полуправильные или же неправильные.

Кроме того, в такой список попали и две звезды, именуемые красными полуправильными переменными, наиболее известная из которых – m Цефея. Ее необычным красным цветом заинтересовался еще Вильям Гершель, который окрестил ее «гранатовой». Для таких звезд характерно неправильное изменение светимости, которое может длиться от пары десятков до нескольких сотен дней. Такие переменные звезды относятся к классу М (звезды холодные, температура поверхности которых от 2400 до 3800 К).

Учитывая тот факт, что все звезды из рейтинга – переменные, необходимо внести определенную ясность в обозначения. Общепринято, что красные звезды имеют название, которое состоит из двух составных частей – буквы латинского алфавита и имени созвездия переменной (к примеру, Т Зайца). Первой переменной, которую открыли в данном созвездии, присваивается буква R и так далее, до буквы Z. Если же таких переменных много, для них предусматривается двойная комбинация латинских букв – от RR до ZZ. Такой способ позволяет «назвать» 334 объекта. Кроме того, можно звезды обозначать и при помощи буквы V в сочетании с порядковым номером (V228 Лебедя). Под обозначение переменных отведена первая колонка рейтинга.

Две следующих колонки в таблице обозначают месторасположение звезд в период 2000.0 года. В результате повышенной популярности атласа «Uranometria 2000.0» среди любителей астрономии, последняя колонка рейтинга отображает номер поисковой карты для каждой звезды, которая есть в рейтинге. При этом первая цифра является отображением номера тома, а вторая – порядковый номер карты.

Также в рейтинге отображаются максимальные и минимальные значения блеска звездных величин. Стоит помнить, что большая насыщенность красного цвета наблюдается у звезд, яркость которых минимальна. Для звезд, период переменности которых известен, он отображается в виде количества суток, а вот объекты, которые правильного периода не имеют, отображаются в виде Irr.

Для поиска углеродной звезды не нужна большая сноровка, достаточно, чтобы возможностей Вашего телескопа хватило, чтобы ее увидеть

Даже, если ее размеры небольшие, ее ярко выраженный красный цвет должен привлечь Ваше внимание. Поэтому не стоит расстраиваться, если не получается сразу их обнаружить

Достаточно воспользоваться атласом, чтобы найти близкорасположенную яркую звезду, и затем уже, двигаться от нее к красной.

Разные наблюдатели по-разному видят углеродные звезды. Некоторым они напоминают рубины или же горящий вдалеке уголек. Другие же видят в таких звездах малиновые или же кроваво-красные оттенки. Для начала в рейтинге есть список из шести наиболее ярких красных звезд, найдя и которые, Вы сможете вдоволь насладиться их красотой.

Что у них внутри

Что же происходит в недрах протозвезды, если гравитационный коллапс не завершился термоядерным поджогом водорода, а электроны объединились вединую квантовую систему, так называемый вырожденный ферми-газ? Доля электронов в этом состоянии увеличивается постепенно, а не подскакивает за единый миг от нуля до 100%. Однако для простоты будем считать, что этот процесс уже завершен.

Принцип Паули утверждает, что два электрона, входящие в одну и ту же систему, не могут пребывать в одинаковом квантовом состоянии. В ферми-газе состояние электрона определяется его импульсом, положением и спином, который принимает всего два значения. Это означает, что в одном и том же месте может находиться не более пары электронов с одинаковыми импульсами (и, естественно, противоположными спинами). А поскольку в ходе гравитационного коллапса электроны пакуются во все уменьшающийся объем, они занимают состояния с возрастающими импульсами и, соответственно, энергиями. Значит, по мере сжатия протозвезды растет внутренняя энергия электронного газа. Эта энергия определяется чисто квантовыми эффектами и не связана с тепловым движением, поэтому в первом приближении не зависит от температуры (в отличие от энергии классического идеального газа, законы которого изучают в школьном курсе физики). Более того, при достаточно высокой степени сжатия энергия ферми-газа многократно превосходит тепловую энергию хаотического движения электронов и атомных ядер.

Увеличение энергии электронного газа повышает и его давление, которое также не зависит от температуры и растет куда сильнее давления теплового. Именно оно противостоит тяготению вещества протозвезды и прекращает ее гравитационный коллапс. Если это произошло до достижения температуры поджога водорода, коричневый карлик остывает сразу же после непродолжительного по космическим масштабам выгорания дейтерия. Если прото-звезда пребывает в пограничной зоне и имеет массу 0,07−0,075 солнечной, она еще миллиарды лет сжигает водород, но на ее финал это не влияет. В конце концов квантовое давление вырожденного электронного газа столь снижает температуру звездного ядра, что горение водорода останавливается. И хотя его запасов хватило бы на десятки миллиардов лет, поджечь их коричневый карлик уже больше не сможет. Этим-то он и отличается от самого легкого красного карлика, выключающего ядерную топку, лишь когда весь водород превратился в гелий.

Все известные звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рассела распределены не равномерно, а объединяются в несколько спектральных классов с учетом светимости (Йеркская классификация, или МКК, по фамилиям разработавших ее астрономов из Йеркской обсерватории — Уильяма Моргана, Филиппа Кинана и Эдит Келлман). Современная классификация выделяет на диаграмме Герцшпрунга-Рассела восемь таких основных групп. Класс 0 — это гипергиганты, массивные и очень яркие звезды, превышающие Солнце по массе в 100−200 раз, а по светимости — в миллионы и десятки миллионов. Класс Ia и Ib — это сверхгиганты, в десятки раз массивнее Солнца и в десятки тысяч раз превосходящие его по светимости. Класс II — яркие гиганты, занимающие промежуточное положение между сверхгигантами и гигантами, которые относятся к классу III. Класс V — это т.н. главная последовательность (карлики), на которой лежит большинство звезд, в том числе и наше Солнце. Когда звезда главной последовательности исчерпает свой запас водорода и в ее ядре начнется горение гелия, она станет субгигантом, которые относятся к классу IV. Чуть ниже главной последовательности лежит класс VI — субкарлики. А к классу VII относятся компактные белые карлики, конечная стадия эволюции звезд, не превышающих по массе предел Чандрасекара.

Профессор Барроуз отмечает и еще одно различие звезды и коричневого карлика. Обычная звезда не только не остывает, теряя лучистую энергию, но, как это ни парадоксально, нагревается. Это происходит потому, что звезда сжимает и разогревает свое ядро, а это сильно увеличивает темпы термоядерного горения (так, за время существования нашего Солнца его светимость возросла по крайней мере на четверть). Иное дело коричневый карлик, сжатию которого препятствует квантовое давление электронного газа. Вследствие излучения с поверхности он остывает, подобно камню или куску металла, хотя и состоит из горячей плазмы, как нормальная звезда.

История открытия

Видимое движение Сириуса по небесной сфере

В 1844 году немецкий астроном и математик Фридрих Бессель при наблюдении Сириуса обнаружил небольшое отклонение звезды от прямолинейного движения, и сделал предположение о наличии у Сириуса невидимой массивной звезды-спутника.

Его предположение было подтверждено уже в 1862 году, когда американский астроном и телескопостроитель Альван Грэхэм Кларк, занимаясь юстировкой самого крупного в то время рефрактора, обнаружил возле Сириуса неяркую звезду, которую впоследствии окрестили Сириус Б.

Белый карлик Сириус Б имеет низкую светимость, а гравитационное поле воздействует на своего яркого компаньона довольно заметно, что свидетельствует о том, что у этой звезды крайне малый радиус при значительной массе. Так впервые был открыт вид объектов, названный белыми карликами. Вторым подобным объектом была звезда Маанена, находящаяся в созвездии Рыб.

Жизнь рядом с белым карликом

Как уже упоминалось выше, белые карлики — это остатки небольших звезд, массы которых было недостаточно, чтобы превратиться в нейтронную звезду или черную дыру. Известно, что самым ближайшим белым карликом к нашей Солнечной системе является звезда Сириус В, которая находится от нас на расстоянии 8,6 световых лет. Несмотря на то, что в окрестностях Сириуса В не было найдено каких-либо планетоподобных объектов, ученые считают, что жизнь рядом с обнажившимся ядром красного гиганта вполне может появиться ввиду гораздо большей продолжительности жизни такого небольшого объекта даже по сравнению с нашим Солнцем. Исследователи считают, что потенциально обитаемая планета, освещаемая светом белого карлика, должна находится к своему светилу на расстоянии в 100 раз меньшем, чем Земля к Солнцу. Но как может возникнуть обитаемый мир на столь небольшом расстоянии, если бурное прошлое красного гиганта, которым еще совсем недавно мог обладать кажущийся безобидным белый карлик, должно было поглотить большинство своих же планет? Дело в том, что при уничтожении окружавших ту или иную звезду объектов, их газопылевые остатки могут со временем образовать так называемые планеты “второго поколения”, которые способны мигрировать к белому карлику уже после его появления. Известно, что большинство обнаруженных белых карликов содержит большое количество тяжелых материалов, что может указывать и на наличие скалистых планет, вращающихся вокруг своей миниатюрной звезды.

На планетах рядом с белыми карликами может возникнуть жизнь

Впервые вероятное наличие экзопланеты, вращающейся вокруг звезды — белого карлика, было подтверждено в 2018 году, когда на орбите карликовой звезды J122859.93+104032.9 был найден уникальный объект, впоследствии признанный ядром бывшей планеты. От полного распада его смог защитить особенный состав, который включает в себя большое количество железа и никеля. Изучить найденную “планету” в скором времени сможет телескоп “Джеймса Уэбба”, который сможет оценить возможность существования хотя бы простейшей жизни на объектах, вращающихся вокруг белых карликов. Несмотря на то, что миры такого типа будут постоянно подвергаться опасности получить мощную дозу рентгеновского или ультрафиолетового излучения, исследователи считают, что вероятность нахождения землеподобной планеты рядом с карликовыми звездами можно оценить как 1:500, что, кстати говоря, представляет из себя очень даже неплохой результат.

В то время как весь научный мир ждет запуска телескопа “Джеймса Уэбба”, читатели Hi-News могут всегда оставаться в курсе последних научных открытий, обсуждая их вместе с единомышленниками в нашем чате в Telegram. Приглашаю вас присоединиться к их числу!

Типичные красные карлики

• Проксима Центавра — (M5.5 Ve) — расстояние 1,31 пк; светимость — 0,000 072 солнечной;
• Звезда Барнарда — (M5V) — расстояние 1,83 пк; светимость — 0,000 450 солнечной;
• Вольф 359 — (dM6e) — расстояние 2,34 пк; светимость — 0,000 016 солнечной;
• Росс 154 — (dM4e) — расстояние 2,93 пк; светимость — 0,000 380 солнечной;
• Росс 248 — (dM6e) — расстояние 3,16 пк; светимость — 0,000 110 солнечной;
• Росс 128 — (dM5) — расстояние 3,34 пк; светимость — 0,000 080 солнечной;
• Глизе 581 — (M3V) — расстояние 6,27 пк; светимость — 0,013 солнечной;
• TRAPPIST-1 — (M8V) — расстояние 12,10 пк; светимость — 0,000 525 солнечной.

Вырождение газа

Масса этого ядра сравнима с массой Солнца, а вот размер на два порядка меньше, нежели у нашего светила. Отсюда вывод: плотность белых карликов огромна. Она может составлять от сотен килограммов до тысяч тонн на кубический сантиметр. Что представляет собой вещество в таком состоянии: твердое тело или, может быть, жидкость? Нет, твердые тела и жидкости не могут существовать при таких плотностях, намного превышающих наиболее компактную упаковку атомов в веществе. Это особое состояние вещества.

Вследствие гигантских давлений электронные оболочки атомов в этом газе разрушены. Вещество являет собой чудовищно сжатую плазму, поведение которой возможно описать только с применением квантовой механики. Электроны не могут иметь одни и те же квантовые состояния («запрет Паули»), в силу чего скорости их принимают самые разнообразные значения. В обычном газе температура связана со скоростью частиц. В данном же случае, какую бы температуру ни имело вещество, скорости электронов с ней никак не связаны и могут достигать релятивистских значений. Такой электронный газ называется вырожденным.

Биография

Чёрный Карлик — младший член Чёрного Ордена Таноса, где он — центр власти армии Безумного Титана.

Когда Танос нацелился на Землю в качестве следующей планеты, которую он снесет во время Бесконечности, Чёрный Карлик прибыл в Ваканду. К своему удивлению, Чёрный Карлик нашел большое сопротивление в этой стране и был вынужден отступить. За свой провал, Танос исключил Чёрного Карлика из Чёрного Ордена.

Танос дал Чёрному Карлику еще один шанс проявить себя, послав его защитить Пик и сохранить его от небольших разрушений после борьбы Мстителей со Строителями. Во время стычки со Мстителями, Чёрный Карлик был убит Ронаном Обвинителем.

Во время сюжетной лини «Не сдаваться» Чёрный Карлик был воскрешен Челленджером, который собирает Чёрный Орден, чтобы пойти на конкурс против Смертельного Легиона Грандмастера.

Ответы на вопросы

1. Чем отличается белый карлик от нейтронной звезды? Вся эволюция звезды основывается на первоначальной ее массе, от этого параметра и будет зависть ее светимость, продолжительность жизни и во что она превратится в конце. Для звезды массой 0,5-1,44 солнечной, жизнь закончится тем, что звезда расширится и превратится в красного гиганта, который сбросив свои внешние оболочки образует планетарную туманность оставит после себя лишь одно ядро, состоящее из вырожденного газа. Это упрощенный механизм того, как образуется белый карлик. Если масса звезды больше 1,44 массы Солнца (так называемый предел Чандрасекара, при котором звезда может существовать как белый карлик. Если масса будет превышать его, то она станет нейтронной звездой.), то звезда израсходовав весь водород в ядре начинает синтез более тяжелых элементов, вплоть до железа. Дальнейший синтез элементов, которые тяжелее железа, невозможен т.к. требует больше энергии чем выделяется в процессе синтеза и ядро звезды коллапсирует в нейтронную звезду. Электроны срываются с орбит и падают в ядро, там сливаются с протонами и в итоге образуются нейтроны. Нейтронное вещество весит в сотни и миллионы раз больше чем любое другое.
2. Отличие белого карлика и пульсара. Все те же самые отличия что и в случае с нейтронной звездой, только стоит учитывать, что пульсар (а это и есть нейтронная звезда) еще и очень быстро вращается, десятки раз в секунду, а период вращения белого карлика составляет, на примере звезды 40 Eri B, 5 часов 17 минут. Разница ощутима!
3. Из-за чего светятся белые карлики? Так термоядерные реакции уже не происходят все имеющееся излучение это тепловая энергия, так почему они светятся? По сути он медленно остывает, как раскаленное железо, которое сперва ярко белое, а затем краснеет. Вырожденный газ очень хорошо проводит тепло из центра и он остывает на 1% за сотни миллионов лет. Со временем остывание замедляется и он может просуществовать триллионы лет.
4. Во что превращаются белые карлики? Возраст Вселенной слишком мал, для того чтобы могли образоваться, так называемые, черные карлики, конечной стадия эволюции. Так что видимых подтверждений у нас пока нет. На основе расчетов его остывания мы знаем лишь одно, что их продолжительность жизни, имеет поистине огромную, превышающую возраст Вселенной (13,7 млрд. лет) и теоретически составляющую триллионы лет.
5. Существует ли белый карлик с сильным магнитным полем как у нейтронной звезды? Некоторые из них обладают мощными магнитными полями, гораздо сильнее, чем любые созданные нами на Земле. Например, сила магнитного поля на поверхности Земли составляет всего от 30 до 60 миллионных долей тесла, в то время как напряженность магнитного поля белого карлика может достигать 100 000 тесла.

   Но нейтронная звезда, обладает поистине сильным магнитным полем – 10*11 Тл и называется магнетаром! На поверхности некоторых магнетаров могут образовываться толчки, которые формируют колебания в звезде. Эти колебания часто приводят к огромным выбросам гамма-излучения магнетаром. Так, например, магнетар SGR 1900+14, который находится на расстоянии на 20 000 световых лет, в созвездии Орла, взорвался 27 августа 1998 г. Мощная вспышка гамма излучения была настолько сильной, что заставила выключить аппаратуру космического аппарата NEAR Shoemaker в целях ее сохранения.

Научно-популярный фильм о героях нашей статьи

Виды звезд в наблюдаемой Вселенной

Во Вселенной существует множество различных звезд. Большие и маленькие, горячие и холодные, заряженные и не заряженные. В этой статье мы назовем основные виды звезд, а также дадим подробную характеристику Жёлтым и Белым карликам.

1. Жёлтый карлик. Жёлтый карлик – тип небольших звёзд главной последовательности, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца и температуру поверхности 5000–6000 K. Подробнее об этом типе звезд нем смотрите ниже.
2. Красный гигант. Красный гигант – это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Образование таких звезд возможно как на стадии звездообразования, так и на поздних стадиях их существования. Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.
3. Белый карлик. Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды с массой, не превышающей 1,4 солнечной массы, после того, как она проходит стадию красного гиганта. Подробнее об этом типе звезд нем смотрите ниже.
4. Красный карлик. Красные карлики – самые распространённые объекты звёздного типа во Вселенной. Оценка их численности варьируется в диапазоне от 70 до 90% от числа всех звёзд в галактике. Они довольно сильно отличаются от других звезд.
5. Коричневый карлик. Коричневый карлик – субзвездные объекты (с массами в диапазоне примерно от 0,01 до 0,08 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.
6. Субкоричневые карлики. Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики – холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Масса их меньше примерно одной сотой массы Солнца или, соответственно, 12,57 массы Юпитера, нижний предел не определён. Их в большей мере принято считать планетами, хотя к окончательному заключению о том, что считать планетой, а что – субкоричневым карликом научное сообщество пока не пришло.
7. Черный карлик. Черные карлики – остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.
8. Двойная звезда. Двойная звезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс.
9. Новая звезда. Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10 000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызывая вспышку светимости.
10. Сверхновая звезда. Сверхновая звезда – это звезда, заканчивающая свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.
11. Нейтронная звезда. Нейтронные звезды (НЗ) – это звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10-20 км в диаметре. Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц – нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. В нашей Галактике, по оценкам ученых, могут существовать от 100 млн до 1 млрд нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд.
12. Пульсары. Пульсары – космические источники электромагнитных излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов). Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения. Когда Земля попадает в конус, образуемый этим излучением, то можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Некоторые нейтронные звёзды совершают до 600 оборотов в секунду.
13. Цефеиды. Цефеиды – класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период-светимость, названный в честь звезды Дельта Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда. Приведенный перечень основных видов (типов) звезд с их краткой характеристикой, разумеется, не исчерпывает всего возможного многообразия звезд во Вселенной.