Связанные понятия
Эволюция звезды в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.
Формирование звезды — процесс, в котором молекулярные облака увеличивают свою плотность, коллапсируют в плазменный шар, превращающийся в звезду.
Звёзды Во́льфа — Райе́ — 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 в разных степенях ионизации (N — N, C — C, O — O). Название класса звёзд связано с именами французских астрономов Шарля Вольфа и Жоржа Райе, впервые обративших внимание на особенности в их спектрах в 1867 году.
Кра́сный гига́нт — звезда поздних спектральных классов с высокой светимостью и протяжёнными оболочками. Примерами красных гигантов являются Арктур, Альдебаран, Гакрукс и Мира.
В списке приведены самые массивные звёзды, известные на сей день. Список упорядочен в порядке убывания массы звезды. За единицу измерения взята масса Солнца.
Подробнее: Список наиболее массивных звёзд
В астрономии
общей оболочкой системы (англ. common envelope, CE) называется газовая оболочка, содержащая двойную звезду. Газ вращается со скоростью, отличной от скорости вращения погружённой в него двойной звезды. Подобная система называется находящейся на стадии наличия общей оболочки.
Сверхновая II типа (англ. Type II supernova) — тип сверхновой звезды с коллапсирующим ядром, в которой в результате быстрого сжатия и последующего мощного взрыва массивной звезды происходит резкий (в 108 — 1010 раз) рост светимости звезды. Чтобы такой взрыв стал возможен, масса звезды должна превышать массу Солнца (Mʘ) по крайней мере в 8 раз, но не более чем в 40-50 раз. Классификация сверхновых основана на различии в их спектрах, и сверхновые типа II можно определить по характерной спектральной...
Асимптотическая ветвь гигантов — регион диаграммы Герцшпрунга-Расселла, заполненный эволюционирующими звёздами малой и средней массы. Это период звёздной эволюции, через который проходят все средне- и маломассивные звезды (0,6-10 солнечных масс) в конце своей жизни.
Планета́рная тума́нность — астрономический объект, состоящий из ионизированной газовой оболочки и центральной звезды, белого карлика. Планетарные туманности образуются при сбросе внешних слоёв (оболочек) красных гигантов и сверхгигантов с массой от 0,8 до 8 солнечных на завершающей стадии их эволюции. Планетарная туманность — быстропротекающее (по астрономическим меркам) явление, длящееся всего несколько десятков тысяч лет, при продолжительности жизни звезды-предка в несколько миллиардов лет. В настоящее...
Тесные двойные системы — разновидность двойных систем, в которых на тех или иных этапах своей эволюции входящие в неё компоненты могут обмениваться массой. Расстояние между звездами в тесной двойной системе сравнимо с размерами самих звёзд. Поэтому в таких системах возникают более сложные эффекты, чем просто притяжение: приливное искажение формы, прогрев излучением более яркого компаньона и т. д. Обмен веществом вносит существенные коррективы в ход звездной эволюции, поэтому компоненты тесных двойных...
Подробнее: Тесная двойная система
Объе́кт То́рна — Жи́тков (англ. Thorne — Żytkow object — TŻO; в русскоязычной литературе иногда обозначается как объект Ландау — Торна — Житков в честь Льва Ландау) — гипотетический звёздный объект: красный гигант (10—15M☉) или сверхгигант (с радиусом в несколько а. е., низкой температурой и светимостью 105L☉) с нейтронной звездой (масса более 1,4M☉) в качестве ядра — возможный результат слияния компонентов массивной двойной системы на стадии с общей оболочкой.
Звезда ́ — массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза. Ближайшей к Земле звездой является Солнце — типичный представитель спектрального класса G.
Динамическая сегрегация масс — процесс, в результате которого более тяжёлые компоненты гравитационно связанной системы, такой как звёздное скопление или скопление галактик, скапливаются в центральной области системы, а более лёгкие удаляются от центра.
Бе́лые ка́рлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать как белый карлик), лишённые собственных источников термоядерной энергии.
Подробнее: Белый карлик
Сверхновая звезда или вспышка сверхновой — явление, в ходе которого звезда резко увеличивает свою яркость на 4—8 порядков (на 10-20 звёздных величин) с последующим сравнительно медленным затуханием вспышки. Является результатом катаклизмического процесса, возникающего в конце эволюции некоторых звёзд и сопровождающегося выделением огромного количества энергии.
Чёрные дыры звёздных масс образуются как конечный этап жизни звезды: после полного выгорания термоядерного топлива и прекращения реакции звезда теоретически должна начать остывать, что приведёт к уменьшению внутреннего давления и сжатию звезды под действием гравитации. Сжатие может остановиться на определённом этапе, а может перейти в стремительный гравитационный коллапс.
Подробнее: Чёрная дыра звёздной массы
Небулярная гипотеза — наиболее широко принимаемая научной общественностью космогоническая теория, объясняющая формирование и эволюцию Солнечной системы. Теория предполагает, что Солнечная система сформировалась из туманности. Автором гипотезы выступил Иммануил Кант, опубликовав её в своей работе Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels («Всеобщая естественная история и теория неба»), опубликованной в 1755. Изначально применимая лишь к Солнечной системе, эта гипотеза формирования планетарных...
Но́вые звёзды, в астрономической литературе обычно просто «новые» (лат. nova , novae ) — звёзды, светимость которых внезапно увеличивается в ~103—106 раз (в среднем увеличение светимости — в ~104, блеска — на ~12 звёздных величин).
Подробнее: Новая звезда
Протопланетарная туманность — это астрономический объект, который недолго существует между тем, как среднемассивная звезда (1-8 солнечных масс) покинула асимптотическую ветвь гигантов (АВГ) и последующей фазой планетарной туманности (ПТ). Протопланетарная туманность светит в основном в инфракрасном диапазоне и является подтипом отражательных туманностей.
Объекты Хербига — Аро (англ. Herbig–Haro object) — это небольшие участки туманностей, связанные с молодыми звёздами. Они образуются, когда газ, выброшенный этими звёздами, вступает во взаимодействие с близлежащими облаками газа и пыли на скоростях в несколько сотен километров в секунду. Объекты Хербига — Аро характерны для областей звездообразования; иногда они наблюдаются возле одиночных звёзд — вытянутыми вдоль оси вращения последних.
Физика звезд — раздел астрофизики, изучающий физическую сторону звёзд (масса, плотность и так далее). Понимание процессов рождения и смерти звёзд требует приложения почти всех подразделов современной физики.
Гиперновая — взрыв сверхмассивной звезды (с массой более 20 масс Солнца) после коллапса её ядра. Коллапс ядра происходит после того, как в нём истощается топливо для поддержания термоядерных реакций. То есть это очень большая (сверхмощная) сверхновая. С начала 1990-х годов были замечены столь мощные взрывы звёзд, что сила каждого взрыва превышала мощность взрыва обычной сверхновой примерно в 10 раз, а энергия взрыва превышала 1045 джоулей. К тому же многие из этих взрывов сопровождались длинными...
Мириды — класс пульсирующих переменных звёзд, названный по имени звезды Мира из созвездия Кита. К этому классу относятся звезды поздних спектральных классов с изменениями блеска более чем на 2,5 звёздной величины в видимом диапазоне. Период их пульсации может составлять от 80 до 1000 дней. Мириды — гиганты, находящиеся на конечных этапах звёздной эволюции, которые в течение нескольких миллионов лет сбрасывают свою внешнюю оболочку и превращаются в белых карликов.
Подробнее: Мирида
Карликовые новые или звезды типа U Близнецов (U Gem, UG) являются одним из видов катаклизмических переменных звёзд — тесной двойной звёздной системой, в которой один из компонентов — белый карлик, на который аккрецируется вещество со спутника. Они похожи на классические новые звёзды в том плане, что белый карлик участвует в периодических вспышках, но механизмы вспышек разные: в классических новых звёздах вспышка — результат термоядерной реакции и детонации аккрецировавшего водорода, в то время как...
Подробнее: Карликовая новая
Звёздный ветер — процесс истечения вещества из звёзд в межзвёздное пространство.
Красное скопление представляет собой скопление красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Рассела при температуре около 5000 К и абсолютной величине (MV) +0,5, то есть они горячее, чем большинство звёзд, красных гигантов, с той же светимостью. Оно видно как более плотная область красной гигантской ветви или выпуклость в сторону более высоких температур.
Сверхпузырь — это область межзвёздного пространства, наполненная раскалённым газом, имеющая пониженную плотность по сравнению с окружающей средой и достигающая в поперечнике нескольких сотен световых лет. В отличие от пузырей звёздного ветра, создаваемых одиночными звёздами, сверхпузыри образуются вокруг OB-ассоциаций, располагающихся внутри молекулярных облаков. Звёздный ветер от OB-звёзд и энергия от взрывов сверхновых разогревают вещество сверхпузырей до температур порядка 106 K. Старые сверхпузыри...
Гиперкомпактная звёздная система (англ. hypercompact stellar system, HCSS) — плотное звёздное скопление вокруг сверхмассивной чёрной дыры (СМЧД), выброшенной из центра галактики. Звёзды, находящиеся близко к чёрной дыре во время её выбрасывания из галактики, продолжают оставаться гравитационно связанными с чёрной дырой, образуя гиперкомпактную звёздную систему.
Симбиотические звёзды — небольшой класс двойных звезд, имеющих сложные спектры, где наряду с полосами поглощения TiO имеются эмиссионные линии. В их спектрах были обнаружены линии, характерные для туманностей (ОIII, NeIII и т. п.), линии однократно ионизованных металлов, а также запрещённые линии высокой ионизации (например: FeVIII). Все известные к настоящему моменту времени симбиотические звёзды являются переменными с периодами в несколько сотен дней.
Звёзды типа AM Гончих Псов (англ. AM Canum Venaticorum star(s) или AM CVn star(s)) — это очень редкий тип катаклизмических переменных звёзд, названных по имени их прототипа — звезды AM Гончих Псов. В этих горячих двойных переменных белый карлик аккрецирует бедное водородом вещество с компактной звезды-компаньона.
Рассеянное звёздное скопление (англ. open cluster) представляет собой группу звёзд (числом вплоть до нескольких тысяч), образованных из одного гигантского молекулярного облака и имеющих примерно одинаковый возраст. В нашей Галактике открыто более чем 1100 рассеянных скоплений, но предполагается, что их гораздо больше. Звёзды в таких скоплениях связаны друг с другом относительно слабыми гравитационными силами, поэтому по мере обращения вокруг галактического центра скопления могут быть разрушены из-за...
Звезда с дефицитом водорода представляет собой тип звезды, которая не имеет в своей атмосфере водорода или его там малое количество. Это достаточно редкий тип светил, так как большинство звёзд во Вселенной состоит преимущественно из водорода, который участвует в звёздном нуклеосинтезе. Дефицит водорода в подобных звёздах обусловлен их старением или особенностью внутреннего строения.
Предел Шёнберга — Чандрасекара — максимальная масса для изотермического ядра звезды, в котором не протекают ядерные реакции и которое может поддерживать окружающую оболочку. Представляется в виде отношения массы ядра к полной массе ядра и оболочки. Оценки предела зависят от используемых моделей и предполагаемого химического состава ядра и внешних слоёв, обычно значения предела составляют от 0,10 до 0,15 (от 10% до 15% полной массы звезды). Представляет собой максимальное значение, до которого может...
Корональный выброс массы — выброс вещества из солнечной короны. Наблюдение корональных выбросов массы с поверхности Земли затруднено. По-видимому, первое наблюдение корональных выбросов в видимом диапазоне длин волн было выполнено в начале 1970-х годов с помощью коронографа, установленного на седьмой орбитальной солнечной обсерватории. Станция SMM продолжила изучение этого явления в 1980 году.
Столкновение звёзд — процесс, при котором две звезды приближаются друг к другу и под действием силы тяжести сливаются в один объект большего размера. По расчетам астрономов, такие события происходят в шаровых скоплениях нашей Галактики примерно раз в 10 тыс. лет. Только недавно учёные смогли наблюдать столкновение звёзд. Серия звёздных столкновений внутри плотного скопления за короткий период времени может привести к возникновению черной дыры.
Звёзды Хербига (Ae/Be) — молодые (возраст до 10 млн лет), ещё не вышедшие на главную последовательность звёзды спектрального класса A или B. Они имеют массу, превышающую солнечную от 2 до 8 раз. Наблюдаются в регионах звёздообразования, окружены газопылевыми облаками и имеют температуру поверхности от 3500 до 6000 K. Спектры этих звезд отличаются сильными эмиссионными линиями. В оптическом диапазоне они, в основном, состоят из линий бальмеровской серии водорода и ионизованного кальция. Звёзды данного...
Пекуля́рные звёзды (от английского слова peculiar — необычный, особенный), отличаются от обычных звёзд того же спектрального класса некоторыми существенными особенностями в спектрах, а иногда и другими свойствами (например, сильных и переменных магнитных полей). Причины — аномалии химического состава, наличие сильного магнитного поля и т. д.
Подробнее: Пекулярная звезда
Квазизвезда — гипотетический тип чрезвычайно массивных звёзд, которые могли существовать на очень раннем этапе развития Вселенной. В отличие от современных звёзд, которые светятся за счёт термоядерного синтеза в их ядрах, квазизвёзды получают энергию от излучения, генерируемого материей, попадающей в чёрную дыру .
Планéта-океа́н — разновидность планет, состоящих преимущественно изо льда, скалистых пород и металлов (приблизительно в равных пропорциях по массе для упрощения модели). В зависимости от расстояния до родительской звезды могут быть целиком покрыты океаном жидкой воды глубиной до 100 км (точное значение зависит от радиуса планеты), на большей глубине давление становится столь велико, что вода не может более существовать в жидком состоянии и затвердевает, образуя такие модификации льда, как Лёд V...
Подробнее: Планета-океан
Углеродная звезда — это более поздний вид обычных звёзд красных гигантов (или изредка красных карликов), в атмосфере которых содержится больше углерода, чем кислорода; два компонента смешиваются в верхних слоях звезды, образуя монооксид углерода, который связывает весь кислород в атмосфере, оставляя атомы углерода свободными для образования других углеродных соединений, дающих звезде «черноватую» атмосферу и ярко-красный вид при наблюдении извне.
Это статья про ядра планет. Про земное ядро см. Внутреннее ядро, Внешнее ядро, Ядро Земли.
Подробнее: Ядро планеты
Двойная звезда , или двойная система, — система из двух гравитационно связанных звёзд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. Двойные звёзды — весьма распространённые объекты. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам.
Кори́чневые ка́рлики, или бу́рые ка́рлики («субзвёзды», или «химические звёзды»), — субзвёздные объекты (с массами в диапазоне от 0,012 до 0,0767 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера). Как и в звёздах, в них идут термоядерные реакции ядерного синтеза на ядрах лёгких элементов (дейтерия, лития, бериллия, бора), но, в отличие от звёзд главной последовательности, вклад в тепловыделение таких звёзд ядерной реакции слияния ядер водорода (протонов) незначителен, и после исчерпания...
Подробнее: Коричневый карлик
Кварковая новая — взрыв огромной силы, которым сопровождается превращение нейтронной звезды в кварковую звезду. Аналогично тому, как рождение нейтронной звезды сопровождается взрывом сверхновой, наблюдение кварковой новой говорит о появлении кварковой звезды. Концепция кварковых новых была разработана доктором Р. Оуйедом из университета Калгари, Канада и докторами Дж. Дэй и M. Дэй из университета Калькутты, Индия.
Симбиотические переменные типа Z Андромеды (Z And, ZAND) — тип симбиотических звёзд (которые, в свою очередь, являются одним из видов катаклизмических переменных), состоящих из тесной двойной системы, в которой горячая звезда ионизирует часть протяженной газовой оболочки, и холодного спутника позднего спектрального класса (M, R, N, или S). Комбинированный спектр системы показывает суперпозицию спектральных линий поглощения и излучения вместе с нерегулярной изменчивостью (до 4m звёздных величин в...
Прео́нные звёзды — гипотетические космические объекты, состоящие из преонов, предполагаемых элементарных частиц, входящих в состав кварков. Плотность такого объекта должна быть ещё выше, чем у кварковой звезды, и достигать 1020 г/см³. При этом масса не может превышать ~10−2 масс Солнца, а диаметр ~102 м. По другим источникам, плотность составляет по крайней мере 1023 г/см³, максимальная масса достигает ~ 102 M⊕, а максимальный радиус не более ~ 1 м. Возможно, такие объекты могут входить в состав...
Подробнее: Преонная звезда
Источник сверхмягкого рентгеновского излучения (SuperSoft X-ray Sources (SSS или SSXS)) является астрономическим источником, который излучает энергию в диапазоне мягких рентгеновских лучей. Эти рентгеновские источники были исследованы в начале 90-х годов спутником "ROSAT". Они имеют очень мягкие спектры (90% фотонов имеют энергии меньше 0.5кэВ) и высокие светимости L=1038эрг/с. Эти источники были интерпретированы как тесные двойные системы с белым карликом и вторичной звездой спектрального класса...