какие космические тела самые яркие черные дыры звезды красные карлики звезды белые гиганты
Какие космические тела самые яркие черные дыры звезды красные карлики звезды белые гиганты
Звезды бывают самые разные: маленькие и большие, яркие и не очень, старые и молодые, горячие и «холодные», белые, голубые, желтые, красные и т. д.
Разобраться в классификации звезд позволяет диаграмма Герцшпрунга – Рассела.
Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Звезды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела
Большая часть звезд находится на так называемой главной последовательности. Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет
90% времени эволюции большинства звезд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр.
Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития, звезды подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты.
Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К ним относится и наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды, как Солнце, называют желтыми карликами.
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.
Время жизни жёлтого карлика составляет в среднем 10 миллиардов лет.
После того, как сгорает весь запас водорода, звезда во много раз увеличивается в размере и превращается в красный гигант. Примером такого типа звёзд может служить Альдебаран.
Красный гигант выбрасывает внешние слои газа, образуя тем самым планетарные туманности, а ядро коллапсирует в маленький, плотный белый карлик.
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.
На ранней стадии звезда излучает за счет гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии, до того момента пока сжатие не будет остановлено начавшейся термоядерной реакцией.
На поздних стадиях эволюции звезд, после выгорания водорода в их недрах, звезды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга – Рассела: этот этап длится примерно 10% от времени «активной» жизни звезд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звездных недрах идут реакции нуклеосинтеза.
Звезда гигант имеет сравнительно низкую температуру поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий 800 солнечных и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами.
Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.
Звезды карлики являются противоположностью гигантов и могут быть следующие.
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.
Из-за отсутствия водорода термоядерная реакция в ядре таких звезд не происходит.
Белые карлики – очень плотные. По размеру они не больше Земли, но массу их можно сравнить с массой Солнца.
Это невероятно горячие звёзды, их температура достигает 100 000 градусов и более. Они сияют за счёт своей оставшейся энергии, но со временем она заканчивается, и ядро остывает, превращаясь в чёрного карлика.
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.
Масса красных карликов не превышает трети солнечной массы (нижний предел массы — 0,08 солнечной, далее идут коричневые карлики), температура поверхности достигает 3500 К. Красные карлики имеют спектральный класс M или поздний K. Звезды этого типа испускают очень мало света, иногда в 10 000 раз меньше Солнца.
Учитывая их низкое излучение, ни один из красных карликов не виден с Земли невооружённым глазом. Даже ближайший к Солнцу красный карлик Проксима Центавра (самая близкая к Солнцу звезда в тройной системе) и ближайший одиночный красный карлик, звезда Барнарда, имеют видимую звёздную величину 11,09 и 9,53 соответственно. При этом невооружённым взглядом можно наблюдать звезду со звёздной величиной до 7,72.
Из-за низкой скорости сгорания водорода красные карлики имеют очень большую продолжительность жизни – от десятков миллиардов до десятков триллионов лет (красный карлик с массой в 0,1 массы Солнца будет гореть 10 триллионов лет).
В красных карликах невозможны термоядерные реакции с участием гелия, поэтому они не могут превратиться в красные гиганты. Со временем они постепенно сжимаются и всё больше нагреваются, пока не израсходуют весь запас водородного топлива.
Постепенно, согласно теоретическим представлениям, они превращаются в голубые карлики – гипотетический класс звёзд, пока ни один из красных карликов ещё не успел превратиться в голубого карлика, а затем – в белые карлики с гелиевым ядром.
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.
Минимальная температура звёзд главной последовательности составляет порядка 4000 К, температура коричневых карликов лежит в промежутке от 300 до 3000 К. Коричневые карлики на протяжении своей жизни постоянно остывают, при этом чем крупнее карлик, тем медленнее он остывает.
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.
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.
Двойная звезда
Двойная звезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс.
Иногда встречаются системы из трех и более звезд, в таком общем случае система называется кратной звездой.
В тех случаях, когда такая звездная система не слишком далеко удалена от Земли, в телескоп удается различить отдельные звезды. Если же расстояние значительное, то понять, что перед астрономами двойная звезда удается только по косвенным признакам – колебаниям блеска, вызываемым периодическими затмениями одной звезды другою и некоторым другим.
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.
Сверхновая звезда
Нейтронная звезда
Нейтронные звезды (НЗ) – это звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, типичный радиус нейтронной звезды составляет, предположительно, порядка 10—20 километров.
Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц – нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. Плотность таких звезд чрезвычайно высока, она соизмерима, а по некоторым оценкам, может в несколько раз превышать среднюю плотность атомного ядра. Один кубический сантиметр вещества НЗ будет весить сотни миллионов тонн. Сила тяжести на поверхности нейтронной звезды примерно в 100 млрд раз выше, чем на Земле.
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.
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.
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.
ЕЩЁ МАТЕРИАЛЫ ПО ТЕМЕ:
1″ :pagination=»pagination» :callback=»loadData» :options=»paginationOptions»>
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.