Звезды и планеты – в чем разница между ними?

Звезда Альтаир

Помните, как в рассказе Чехова «Каштанка» хозяин собачки говорит ей: «Супротив человека ты все равно, что плотник супротив столяра»? Вот так и звезды в отношении планет.

Звезды

Звездой в астрономии называется небесное тело, в котором идут термоядерные реакции. Это массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Они образуются из газово-пылевой среды (в основном из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. В недрах звезд огромная температура – миллионы кельвинов, происходят термоядерные реакции превращения водорода в гелий (°С = K−273,15 ). На их поверхности — тысячи кельвинов. Звёзды называют главными телами Вселенной, потому что в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Наше Солнце — типичная звезда спектрального класса G с температурой 5000—6000 К. Спектра́льные кла́ссы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы. Всего классов 7: O, B, A, F,G, K, M. Внутри класса звёзды делятся на подклассы от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 K.
Ближайшей к Солнцу звездой является Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 светового года (3,9•1013 км) от центра Солнечной системы.
Когда мы смотрим в звездное небо, то при ясной погоде невооружённым глазом на небе мы можем увидеть около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии. Все видимые с Земли звёзды (включая видимые в самые мощные телескопы) находятся в местной группе галактик.

Местная группа галактик

Ме́стная гру́ппа гала́ктик — гравитационно-связанная группа галактик, включающая галактики Млечный Путь, галактику Андромеды (M31) и галактику Треугольника (М33) – она показана на картинке выше.
Мы не будем вдаваться в подробные характеристики классификации звезд, скажем лишь, что всё многообразие видов звёзд — это только отражение количественных характеристик звёзд (такие как масса и химический состав) и эволюционного этапа, на котором в данный момент находится звезда.

Звезды в Большом Магеллановом Облаке

Звезды главной последовательности

Это самый многочисленный класс звезд. К нему принадлежит и наше Солнце. Это место в диаграмме, на котором звезда находится большую часть своей жизни. Потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакции. Существуют и другие виды звезд.

Коричневые карлики

Это тип звёзд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Их существование предсказали в середине XX в., основываясь на представлениях о процессах, происходящих во время формирования звезд, а в 2004 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звёзд подобного типа. Их спектральный класс М — T.

Белые карлики

Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но с радиусами в ~100 и, соответственно, светимостями в ~10 000 раз меньшими солнечной. Они лишены собственных источников термоядерной энергии. Белые карлики начинают свою эволюцию как обнажившиеся вырожденные ядра красных гигантов, сбросивших свою оболочку — то есть в качестве центральных звёзд молодых планетарных туманностей. Температуры фотосфер ядер молодых планетарных туманностей чрезвычайно высоки. Крупные звёзды (в 7-10 раз тяжелее Солнца) в какой-то момент «сжигают» водород, гелий и углерод и превращаются в белые карлики с богатым кислородом ядром. Температура поверхности молодых белых карликов — изотропных ядер звёзд после сброса оболочек, очень высока — более 2•105 К, однако достаточно быстро падает за счёт нейтринного охлаждения и излучения с поверхности.

Красные гиганты

Кра́сные гига́нты и сверхгига́нты — звёзды поздних спектральных классов с высокой светимостью и протяжёнными оболочками. Звёзды в процессе своей эволюции могут достигать поздних спектральных классов и высоких светимостей на двух этапах своего развития: на стадии звёздообразования и поздних стадиях эволюции. Стадия, на которой молодые звёзды наблюдаются как красные гиганты, зависит от их массы — этот этап длится от ~ 103 до ~ 108 лет. В это время излучение звезды происходит за счёт гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии. По мере сжатия температура поверхности таких звёзд растёт, но, вследствие уменьшения размеров и площади излучающей поверхности, падает светимость. В конечном итоге в их ядрах начинается реакция термоядерного синтеза гелия из водорода, и молодая звезда выходит на главную последовательность. На поздних стадиях эволюции звёзд, после выгорания водорода в их недрах, звёзды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов. И «молодые», и «старые» красные гиганты имеют схожие характеристики, объясняющиеся сходством их внутреннего строения — все они имеют горячее плотное ядро и очень разреженную и протяжённую оболочку.

Солнце как красный гигант

В настоящее время Солнце является звездой среднего возраста, возраст его оценивается приблизительно в 4,57 миллиарда лет. Солнце будет оставаться на Главной последовательности ещё приблизительно 5 миллиардов лет, постепенно увеличивая свою яркость на 10% каждый миллиард лет, после чего водород в ядре будет исчерпан. После этого температура и плотность в солнечном ядре повысятся настолько, что начнётся горение гелия, и гелий начнёт превращаться в углерод. Размеры Солнца вырастут примерно в 200 раз, то есть почти до современной земной орбиты. Меркурий и Венера будут им поглощены и полностью испарятся. Земля, если не разделит их судьбу, будет разогрета настолько, что шансов на сохранение жизни не будет никаких. Океаны же испарятся задолго до перехода Солнца на стадию красного гиганта, приблизительно через 1,1 миллиарда лет.
На стадии красного гиганта Солнце будет находиться приблизительно 100 миллионов лет, после чего превратится в планетарную туманность, и далее станет белым карликом.

Звезда Сириус

Переменные звезды

Переме́нная звезда́ — звезда, блеск которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов. Строго говоря, блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Для отнесения звезды к разряду переменных достаточно, чтобы блеск звезды хотя бы однажды претерпел изменение.
Переменные звёзды сильно отличаются друг от друга. Изменения блеска могут носить периодический характер. Основными наблюдательными характеристиками являются период, амплитуда изменений блеска, форма кривой блеска и кривой лучевых скоростей.
Примечание: не путать переменность звёзд с их мерцанием, которое происходит из-за колебаний воздуха земной атмосферы. При наблюдении из космоса звёзды не мерцают.

Звезды Вольфа-Райе

Звёзды Вольфа-Райе — класс звёзд, для которых характерны очень высокая температура и светимость; звёзды Вольфа-Райе отличаются от других горячих звёзд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота.

Звёзды типа T Тельца (T Tauri, T Tauri stars, TTS)

Звёзды типа T Тельца (T Tauri, T Tauri stars, TTS) — класс переменных звёзд, названный по имени своего прототипа Т Тельца. Обычно их можно обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их переменности. Основным источником их энергии является гравитационное сжатие. В спектре звёзд типа T Тельца присутствует литий, который отсутствует в спектрах Солнца и других звёзд главной последовательности, так как он разрушается при температуре выше 2,500,000 K.

Новые звезды

Новыми называются звезды, светимость которых внезапно увеличивается в ~103—106 раз. Все новые звёзды являются тесными двойными системами, состоящими из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности, либо достигшей в ходе эволюции стадии красного гиганта. В таких системах происходит перетекание вещества внешних слоев звезды-компаньона на белый карлик. Состав падающего на белый карлик газа типичен для внешних слоёв красных гигантов и звёзд главной последовательности — более 90 % водорода. По мере накопления в поверхностном слое водорода и повышения температуры в обогащённом водородом слое начинают идти термоядерные реакции, этому способствует и проникновение в вырожденный поверхностный слой углерода из нижележащих слоёв белого карлика. Вскоре после вспышки начинается новый цикл и накопления водородного слоя, и через некоторое время вспышка повторяется. Интервал между вспышками составляет от десятков лет у повторных новых до тысяч лет у классических новых звёзд.
Новые звезды используют как индикаторы расстояния. Определение расстояний галактик и скоплений галактик при помощи новых дают такую же точность, как и при использовании цефеид.

Сверхновые звезды

Сверхновая в галактике. Фото

Сверхно́вые звёзды – это звёзды, блеск которых при вспышке увеличивается на десятки звёздных величин в течение нескольких суток. В максимуме блеска сверхновая сравнима по яркости со всей галактикой, в которой она вспыхнула, и даже может превосходить её. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле ни те, ни другие физически новыми не являются: вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, это явление и создавало эффект появления новой звезды.

Остаток сверхновой Кеплера

Другие разновидности звезд

Гиперновая – это очень большая сверхновая. Яркие голубые переменные - очень яркие голубые пульсирующие гипергиганты. Ультраяркие рентгеновские источники – небесное тело с сильным излучением в рентгеновском диапазоне. Нейтронные звезды - астрономический объект, являющийся одним из конечных продуктов эволюции звёзд, состоящий из нейтронной сердцевины и сравнительно тонкой (∼1 км) коры вырожденного вещества, содержащей тяжёлые атомные ядра. Масса нейтронной звезды практически такая же, как и у Солнца, но радиус составляет около 10 км. Поэтому средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра. Считается, что нейтронные звезды рождаются во время вспышек сверхновых.

Звездные системы

Звёздные системы могут быть одиночными и кратными: двойными, тройными и тд. В случае, если в систему входит более десяти звёзд, то принято её называть звёздным скоплением. Двойные (кратные) звёзды очень распространены. По некоторым оценкам, более 70 % звёзд в галактике кратные.

Двойные звезды

Двойная звезда

Двойная звезда, или двойная система — две гравитационно-связанные звезды, обращающиеся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. C помощью двойных звёзд существует возможность узнать массы звёзд и построить различные зависимости. Все кандидаты в черные дыры находятся в двойных системах.

Звездные скопления

Звёздное скопление — группа звёзд, имеющих общее происхождение, положение в пространстве и направление движения. Члены таких групп связаны между собой взаимным тяготением. Большинство из известных скоплений находится в нашей Галактике.

Шаровые скопления

Шаровое скопление — скопление звёзд, имеющее сферическую или слегка сплюснутую форму. Их диаметр колеблется от 20 до 100 парсек . Это одни из старейших объектов во Вселенной. Типичный возраст шаровых скоплений — более 10 млрд. лет. Шаровые скопления отличаются высокой концентрацией звезд. В Млечном Пути насчитывают более 150 шаровых скоплений, большинство из которых концентрируются к центру галактики.

Рассеянные скопления

Рассеянное скопление — второй класс звёздных скоплений. Это звёздная система, компоненты которой располагаются на достаточно большом расстоянии друг от друга. Этим она отличается от шаровых скоплений, где концентрация звёзд сравнительно велика. По этой причине рассеянные скопления очень трудно обнаруживать и изучать. Если звёзды, находящиеся от наблюдателя на одинаковом расстоянии, движутся в одном и том же направлении, есть основания предполагать, что они входят в рассеянное скопление.
Наиболее известные представители этого класса скоплений — Плеяды и Гиады, находящиеся в созвездии Тельца.

Звездные ассоциации

Звёздные ассоциации — разреженное скопление молодых звёзд высокой светимости, отличающееся от других типов скоплений своим размером. Ассоциации, также как и рассеянные скопления, неустойчивы. Они медленно расширяются и их компоненты отдаляются друг от друга.

Галактики

Галактика — это крупное скопление звёзд, межзвездного газа и пыли, тёмной материи (форма материи, которая не испускает электромагнитного излучения и не взаимодействует с ним. Это свойство данной формы вещества делает невозможным её прямое наблюдение. Однако возможно обнаружить присутствие тёмной материи по создаваемым ею гравитационным эффектам).

Как рождаются звезды?

Сначала это холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При этом энергия гравитации переходит в тепло. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов Кельвинов, начинаются реакции нуклеосинтеза (процесс образования ядер химических элементов тяжелее водорода), и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.
В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а внутренние, наоборот, сжимаются. И до поры до времени яркость звезды тоже понижается. Температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом. В таком состоянии звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.
Наиболее массивные звёзды живут сравнительно недолго — несколько миллионов лет. Факт существования таких звёзд означает, что процессы звёздообразования не завершились миллиарды лет назад, а имеют место и в настоящую эпоху.
Звёзды, масса которых многократно превышает массу Солнца, большую часть жизни обладают огромными размерами, высокой светимостью и температурой. Из-за высокой температуры они имеют голубоватый цвет, и поэтому их называют голубыми сверхгигантами. Больше всего голубых сверхгигантов наблюдается в области Млечного Пути, т. е. вблизи плоскости Галактики, там, где концентрация газопылевого межзвёздного вещества особенно высока.
вблизи плоскости Галактики молодые звёзды распределены неравномерно. Они почти никогда не встречаются поодиночке. Чаще всего эти звёзды образуют рассеянные скопления и более разреженные звёздные группировки больших размеров, названные звёздными ассоциациями, которые насчитывают десятки, а иногда и сотни голубых сверхгигантов. Самые молодые из звёздных скоплений и ассоциаций имеют возраст менее 10 млн лет. Почти во всех случаях эти молодые образования наблюдаются в областях повышенной плотности межзвёздного газа. Это указывает на то, что процесс звёздообразования связан с межзвёздным газом.
Примером области звёздообразования является гигантский газовый комплекс в созвездии Ориона. Он занимает на небе практически всю площадь этого созвездия и включает в себя большую массу нейтрального и молекулярного газа, пыли и целый ряд светлых газовых туманностей. Образование звёзд в нем продолжается и в настоящее время.

Планеты

Планета (в переводе с древнегреческого «странник») — это небесное тело, вращающееся по орбите вокруг звезды или её остатков, достаточно массивное, чтобы стать округлым под действием собственной гравитации, но недостаточно массивное для начала термоядерной реакции, и сумевшее очистить окрестности своей орбиты от планетезималей ( небесное тело на орбите вокруг протозвезды, образующееся в результате постепенного приращения более мелких тел, состоящих из частиц пыли протопланетного диска. Непрерывно притягивая к себе новый материал и накапливая массу, планетезимали формируют более крупное тело, пока под действием силы тяжести отдельные слагающие его фрагменты начинают уплотняться). О планетах нашей Солнечной системы на нашем сайте достаточно статей в разделе «О планетах Солнечной системы»: http://ency.info/index.php/earth/glubini-vselennoy/15-o-planetah.

Планеты и карликовые планеты Солнечной системы

Но и вне Солнечной системы существуют планеты, их называют экзопланетами. Экзоплане́та, или внесолнечная планета — планета, обращающаяся вокруг звезды за пределами Солнечной системы. Планеты чрезвычайно малы и тусклы по сравнению со звёздами, а сами звёзды находятся далеко от Солнца (ближайшая — на расстоянии 4,22 световых года). Поэтому долгое время задача обнаружения планет возле других звёзд была неразрешимой, первые экзопланеты были обнаружены в конце 1980-х годов. Сейчас такие планеты стали открывать благодаря усовершенствованным научным методам. В настоящее время достоверно подтверждено существование 843 экзопланет в 665 планетных системах, из которых в 126 имеется более одной планеты. Общее количество экзопланет в галактике Млечный Путь по новым данным от 100 миллиардов, из которых ~ от 5 до 20 миллиардов возможно являются «землеподобными». Около 34 процентов солнцеподобных звёзд имеют в обитаемой зоне планеты, сравнимые с Землёй.
Планемо — это небесное тело, чья масса позволяет ему попадать в диапазон определения планеты, то есть его масса больше, чем у малых тел, но недостаточна для начала термоядерной реакции по образу и подобию коричневого карлика или звезды.

Итак, все планеты вращаются вокруг звёзд. В Солнечной системе все планеты обращаются по своим орбитам в том направлении, в каком вращается Солнце (против часовой стрелки, если смотреть со стороны северного полюса Солнца).
Помимо того, что планеты обращаются по своей орбите вокруг звезды, они ещё и вращаются вокруг своей оси. Период вращения планеты вокруг оси известен как сутки. Большинство планет Солнечной системы вращаются вокруг своей оси в том же направлении, в каком обращаются вокруг Солнца, против часовой стрелки, если смотреть со стороны северного полюса Солнца, кроме Венеры, которая вращается по часовой стрелке, и Урана, экстремальный осевой наклон которого порождает споры, какой полюс считать южным и какой северным, и вращается ли он против часовой или по часовой стрелке. Однако, какого бы мнения ни придерживались стороны, вращение Урана ретроградное относительно его орбиты.
Один из критериев, который позволяет определить небесное тело как классическую планету, — чистые от иных объектов орбитальные окрестности. Планета, которая очистила свои окрестности, накопила достаточную массу, чтобы собрать или, наоборот, разогнать все планетезимали на своей орбите. То есть, планета обращается по орбите вокруг своего светила в изоляции (если не считать её спутников и троянцев), в противоположность тому, чтобы делить свою орбиту с множеством объектов подобных размеров. Этот критерий статуса планеты был предложен МАС в августе 2006 года. Этот критерий лишает такие тела Солнечной системы, как Плутон, Эрида и Церера статуса классической планеты, относя их к карликовым планетам. Несмотря на то, что этот критерий относится пока только к планетам Солнечной системы, некоторое количество молодых звёздных систем, находящихся на стадии протопланетарного диска, имеют признаки «чистых орбит» у протопланет.