Бели джуджета: охлаждащи звезди във Вселената. Звезди - джуджета Какви звезди се наричат джуджета

Във Вселената има много различни звезди. Големи и малки, топли и студени, заредени и незаредени. В тази статия ще посочим основните типове звезди, а също така ще дадем подробно описание на жълтите и белите джуджета.

Жълто джудже. Жълтото джудже е вид малка звезда от главната последователност с маса от 0,8 до 1,2 слънчеви маси и повърхностна температура от 5000–6000 K. Вижте по-долу за повече информация относно този тип звезди.
Червен гигант. Червеният гигант е голяма звезда с червеникав или оранжев цвят. Образуването на такива звезди е възможно както на етапа на звездообразуване, така и на по-късните етапи от тяхното съществуване. Най-големите от гигантите се превръщат в червени свръхгиганти. Звезда, наречена Бетелгейзе в съзвездието Орион, е най-яркият пример за червен свръхгигант.
Бяло джудже. Бялото джудже е това, което остава от обикновена звезда с маса по-малка от 1,4 слънчеви маси, след като премине през етапа на червения гигант. Вижте по-долу за повече информация относно този тип звезди.
Червено джудже. Червените джуджета са най-често срещаните обекти от звезден тип във Вселената. Оценките за техния брой варират от 70 до 90% от броя на всички звезди в галактиката. Те са доста различни от другите звезди.
Кафяво джудже. Кафяво джудже - субзвездни обекти (с маси в диапазона от около 0,01 до 0,08 слънчеви маси или съответно от 12,57 до 80,35 маси на Юпитер и диаметър, приблизително равен на диаметъра на Юпитер), в чиито дълбини, за разлика от основната последователност звезди, няма реакция на термоядрен синтез с превръщане на водород в хелий.
Субкафяви джуджета. Субкафявите джуджета или кафявите субджуджета са хладни образувания, които падат под границата на масата на кафявите джуджета. Тяхната маса е по-малка от приблизително една стотна от масата на Слънцето или съответно 12,57 пъти масата на Юпитер; долната граница не е определена. Те обикновено се считат за планети, въпреки че научната общност все още не е стигнала до окончателно заключение какво се счита за планета и какво е субкафяво джудже.
Черно джудже. Черните джуджета са бели джуджета, които са се охладили и в резултат на това не излъчват във видимия диапазон. Представлява последния етап от еволюцията на белите джуджета. Масите на черните джуджета, както и масите на белите джуджета, са ограничени над 1,4 слънчеви маси.
Двойна звезда. Двойната звезда е две гравитационно свързани звезди, обикалящи около общ център на масата.
Нова звезда. Звезди, чиято яркост внезапно нараства 10 000 пъти. Новата е двоична система, състояща се от бяло джудже и придружаваща звезда, разположени в главната последователност. В такива системи газът от звездата постепенно тече към бялото джудже и периодично експлодира там, причинявайки изблик на яркост.
Супернова. Свръхновата е звезда, която завършва своята еволюция в катастрофален експлозивен процес. Изригването в този случай може да бъде с няколко порядъка по-голямо, отколкото в случай на нова. Такава мощна експлозия е следствие от процесите, протичащи в звездата на последния етап от еволюцията.
Неутронна звезда. Неутронните звезди (NS) са звездни образувания с маса от около 1,5 слънчеви и размери, значително по-малки от белите джуджета, около 10-20 km в диаметър. Те се състоят главно от неутрални субатомни частици - неутрони, плътно компресирани от гравитационните сили. В нашата Галактика, според учените, може да има от 100 милиона до 1 милиард неутронни звезди, тоест някъде около една на хиляда обикновени звезди.
Пулсари. Пулсарите са космически източници на електромагнитно лъчение, идващи към Земята под формата на периодични изблици (импулси). Според доминиращия астрофизичен модел пулсарите са въртящи се неутронни звезди с магнитно поле, което е наклонено спрямо оста на въртене. Когато Земята попадне в конуса, образуван от това лъчение, е възможно да се открие импулс на лъчение, повтарящ се на интервали, равни на периода на въртене на звездата. Някои неутронни звезди се въртят до 600 пъти в секунда.
Цефеиди. Цефеидите са клас пулсиращи променливи звезди с доста точна връзка период-светимост, кръстени на звездата Делта Цефей. Една от най-известните цефеиди е Поларис. Даденият списък на основните видове (видове) звезди с техните кратки характеристики, разбира се, не изчерпва цялото възможно разнообразие от звезди във Вселената.

Жълто джудже

Тъй като са на различни етапи от еволюционното си развитие, звездите се делят на нормални звезди, звезди джуджета и звезди гиганти. Нормалните звезди са звезди от главната последователност. Това, например, включва нашето Слънце. Понякога се наричат такива нормални звезди жълти джуджета.

Характеристика

Днес ще поговорим накратко за жълтите джуджета, които също се наричат жълти звезди. Жълтите джуджета обикновено са звезди със средна маса, яркост и повърхностна температура. Те са звезди от главната последователност, разположени приблизително в средата на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел и следващи по-хладни, по-малко масивни червени джуджета.

Според спектралната класификация на Morgan-Keenan, жълтите джуджета съответстват основно на клас на светимост G, но в преходни вариации понякога съответстват на клас K (оранжеви джуджета) или клас F в случай на жълто-бели джуджета.

Масата на жълтите джуджета често варира от 0,8 до 1,2 слънчеви маси. Освен това температурата на повърхността им в по-голямата си част е от 5 до 6 хиляди градуса по Келвин.

Най-яркият и известен представител на жълтите джуджета е нашето Слънце.

В допълнение към Слънцето, сред жълтите джуджета, които са най-близо до Земята, заслужава да се отбележи:

Два компонента в тройната система Алфа Кентавър, сред които Алфа Кентавър А е подобен по спектър на светимост на Слънцето, а Алфа Кентавър Б е типично оранжево джудже от клас К. Разстоянието до двата компонента е малко над 4 светлинни години.
Оранжевото джудже е звездата Ран, известна още като Епсилон Еридани, с клас на яркост К. Астрономите изчислиха разстоянието до Ран на около 10 и половина светлинни години.
Двойната звезда 61 Cygni, разположена на малко повече от 11 светлинни години от Земята. И двата компонента на 61 Cygni са типични оранжеви джуджета с клас на яркост K.
Подобната на Слънцето звезда Тау Кит, приблизително на 12 светлинни години от Земята, има спектър на светимост G и интересна планетарна система, състояща се от поне 5 екзопланети.

образование

Еволюцията на жълтите джуджета е много интересна. Продължителността на живота на жълтото джудже е приблизително 10 милиарда години.

Подобно на повечето звезди, в техните дълбини протичат интензивни термоядрени реакции, при които главно водородът изгаря в хелий. След началото на реакции, включващи хелий в ядрото на звездата, водородните реакции се придвижват все повече към повърхността. Това става отправната точка в трансформацията на жълто джудже в червен гигант. Резултатът от такава трансформация може да бъде червеният гигант Алдебаран.

С течение на времето повърхността на звездата постепенно ще се охлади и външните слоеве ще започнат да се разширяват. В последните етапи на еволюцията червеният гигант изхвърля черупката си, което образува планетарна мъглявина, а ядрото му ще се превърне в бяло джудже, което допълнително ще се свие и охлади.

Подобно бъдеще очаква нашето Слънце, което сега е в средния етап на своето развитие. След около 4 милиарда години той ще започне превръщането си в червен гигант, чиято фотосфера при разширяване може да поеме не само Земята и Марс, но дори и Юпитер.

Продължителността на живота на жълтото джудже е средно 10 милиарда години. След изгарянето на целия запас от водород звездата се увеличава многократно и се превръща в червен гигант. повечето планетарни мъглявини и ядрото се свива в малко, плътно бяло джудже.

Бели джуджета

Белите джуджета са звезди с голяма маса (от порядъка на Слънцето) и малък радиус (радиуса на Земята), който е по-малък от границата на Чандрасекар за избраната маса, и са продукт на еволюцията на червените гиганти . Процесът на производство на термоядрена енергия в тях е спрян, което води до специалните свойства на тези звезди. Според различни оценки в нашата Галактика техният брой варира от 3 до 10% от общото звездно население.

История на откритието

През 1844 г. немският астроном и математик Фридрих Бесел, докато наблюдава Сириус, открива леко отклонение на звездата от праволинейно движение и прави предположението, че Сириус има невидима масивна звезда-компаньон.

Неговото предположение се потвърждава още през 1862 г., когато американският астроном и строител на телескопи Алван Греъм Кларк, докато настройва най-големия рефрактор по онова време, открива слаба звезда близо до Сириус, която по-късно е наречена Сириус Б.

Бялото джудже Сириус B има ниска светимост и гравитационното поле засяга неговия ярък спътник доста забележимо, което показва, че тази звезда има изключително малък радиус и значителна маса. Така за първи път е открит вид обект, наречен бели джуджета. Вторият подобен обект беше звездата Маанен, разположена в съзвездието Риби.

Как се образуват белите джуджета?

След като целият водород в старееща звезда изгори, ядрото й се свива и загрява, което допринася за разширяването на външните й слоеве. Ефективната температура на звездата пада и тя се превръща в червен гигант. Разредената обвивка на звездата, много слабо свързана с ядрото, се разсейва в пространството с течение на времето, тече към съседни планети, а на мястото на червения гигант остава много компактна звезда, наречена бяло джудже.

Дълго време оставаше загадка защо белите джуджета, чиято температура надвишава температурата на Слънцето, са малки спрямо размера на Слънцето, докато не стана ясно, че плътността на материята в тях е изключително висока (в рамките на 10 5 - 10 9 g/cm 3). Няма стандартна връзка маса-светимост за белите джуджета, което ги отличава от другите звезди. Огромно количество материя е „опаковано“ в изключително малък обем, поради което плътността на бялото джудже е почти 100 пъти по-голяма от плътността на водата.

В резултат на йонизацията електроните започват да се движат свободно спрямо ядрата и материята вътре в бялото джудже придобива физически свойства, които са характерни за металите. В такава материя енергията се пренася към повърхността на звездата от електрони, чиято скорост се увеличава, докато се компресират: някои от тях се движат със скорост, съответстваща на температура от един милион градуса. Температурата на повърхността и вътре в бялото джудже може да се различава рязко, което не води до промяна в диаметъра на звездата. Тук можем да направим съпоставка с гюлето - като изстине не намалява обема си.

Бялото джудже избледнява изключително бавно: в продължение на стотици милиони години интензивността на радиацията пада само с 1%. Но в крайна сметка ще трябва да изчезне, превръщайки се в черно джудже, което може да отнеме трилиони години. Белите джуджета могат да се нарекат уникални обекти на Вселената. Все още никой не е успял да възпроизведе условията, в които те съществуват в земните лаборатории.

Рентгеново излъчване от бели джуджета

Повърхностната температура на младите бели джуджета, изотропните ядра на звездите след изхвърлянето на черупките им, е много висока - повече от 2·10 5 K, но спада доста бързо поради радиация от повърхността. Такива много млади бели джуджета се наблюдават в рентгеновия диапазон (например наблюдения на бялото джудже HZ 43 от спътника ROSAT). В рентгеновия диапазон светимостта на белите джуджета надвишава светимостта на звездите от главната последователност: снимките на Сириус, направени от рентгеновия телескоп Chandra, могат да служат като илюстрация - на тях бялото джудже Сириус B изглежда по-ярко от Сириус A на спектрален клас A1, който е ~10 000 пъти по-ярък в оптичния диапазон, по-ярък от Сириус B.

Температурата на повърхността на най-горещите бели джуджета е 7 10 4 K, най-студените са под 4 10 3 K.

Особеност на излъчването на белите джуджета в рентгеновия диапазон е фактът, че основният източник на рентгеново лъчение за тях е фотосферата, което рязко ги отличава от „нормалните“ звезди: последните имат рентгенова корона нагрята до няколко милиона келвина, а температурата на фотосферата е твърде ниска за излъчване на рентгенови лъчи.

При липса на акреция източникът на светимост за белите джуджета е съхранената топлинна енергия на йони в тяхното ядро, така че тяхната яркост зависи от възрастта. Количествена теория за охлаждането на белите джуджета е разработена в края на 40-те години на миналия век от професор Самуел Каплан.

Сравнително ярките и масивни светила се виждат доста лесно с невъоръжено око, но в Галактиката има много повече звезди джуджета, които се виждат само чрез мощни телескопи, дори ако се намират близо до Слънчевата система. Сред тях има както скромни дълголетни червени джуджета, кафяви джуджета, които не са достигнали пълен звезден статус, така и пенсионирани бели джуджета, постепенно превръщащи се в черни. Снимка над SPL/EAST NEWS

Съдбата на една звезда зависи изцяло от нейния размер, или по-точно от нейната маса. За да си представим по-добре масата на една звезда, можем да дадем следния пример. Ако поставите 333 хиляди земни кълба на едната везна, а Слънцето на другата, те ще се балансират взаимно. В света на звездите нашето Слънце е средно. Тя е 100 пъти по-малка от най-големите звезди и 20 пъти по-голяма от най-леките. Изглежда, че диапазонът е малък: приблизително същият като от кит (15 тона) до котка (4 килограма). Но звездите не са бозайници; техните физически свойства зависят много по-силно от масата. Просто сравнете температурата: за кит и котка тя е почти една и съща, но за звездите се различава десетократно: от 2000 Келвина за джуджетата до 50 000 за масивните звезди. Още по-силно – мощността на излъчването им се различава милиарди пъти. Ето защо ние лесно забелязваме далечни звезди-гиганти в небето, но не виждаме джуджета дори в близост до Слънцето.

Но когато бяха извършени внимателни изчисления, се оказа, че разпространението на гиганти и джуджета в Галактиката е много подобно на ситуацията с китовете и котките на Земята. В биосферата има правило: колкото по-малък е организмът, толкова повече индивиди има в природата. Оказва се, че това важи и за звездите, но аналогията не е толкова лесна за обяснение. В живата природа има хранителни вериги: големите изяждат малките. Ако в гората имаше повече лисици отколкото зайци, какво щяха да ядат тези лисици? Звездите обаче по принцип не се изяждат. Тогава защо има по-малко гигантски звезди от джуджетата? Астрономите вече знаят половината отговор на този въпрос.

Факт е, че животът на масивна звезда е хиляди пъти по-кратък от този на звезда джудже. За да запазят собственото си тяло от гравитационен колапс, тежките звезди трябва да се нагреят до висока температура - стотици милиони градуси в центъра. В тях много интензивно протичат термоядрени реакции, което води до огромна радиационна мощност и бързо изгаряне на „горивото“. Една масивна звезда губи цялата си енергия за няколко милиона години, докато пестеливите джуджета, бавно тлеещи, удължават термоядрената си възраст за десетки или повече милиарди години. Така че, без значение кога е родено джуджето, то все още е живо, защото възрастта на Галактиката е само около 13 милиарда години. Но масивните звезди, родени преди повече от 10 милиона години, отдавна са умрели.

Това обаче е само половината от отговора на въпроса защо гигантите са толкова редки в космоса. А другата половина е, че масивните звезди се раждат много по-рядко от джуджетата. На всеки сто новородени звезди като нашето Слънце се появява само една звезда с маса 10 пъти по-голяма от тази на Слънцето. Астрофизиците все още не са открили причината за този „екологичен модел“.

Изродени звезди

Обикновено по време на образуването на звезда нейното гравитационно свиване продължава, докато плътността и температурата в центъра достигнат стойностите, необходими за задействане на термоядрени реакции, а след това, поради освобождаването на ядрена енергия, налягането на газа балансира своето собствено гравитационно привличане. Масивните звезди имат по-високи температури и реакциите започват при относително ниска плътност на материята, но колкото по-ниска е масата, толкова по-висока се оказва „плътността на запалване“. Например в центъра на Слънцето плазмата е компресирана до 150 грама на кубичен сантиметър. Въпреки това, при плътност стотици пъти по-голяма, материята започва да се съпротивлява на налягането независимо от повишаването на температурата и в резултат на това компресията на звездата спира преди изходът на енергия в термоядрените реакции да стане значителен. Причината за спиране на компресията е квантово-механичен ефект, който физиците наричат налягане на изроден електронен газ.

Факт е, че електроните са вид частици, които се подчиняват на така наречения „принцип на Паули“, установен от физика Волфганг Паули през 1925 г. Този принцип гласи, че идентични частици, като например електрони, не могат да бъдат в едно и също състояние по едно и също време. Ето защо електроните в атома се движат в различни орбити. Във вътрешността на звездата няма атоми: при висока плътност те се смачкват и има едно „електронно море“. За него принципът на Паули звучи така: разположените наблизо електрони не могат да имат еднаква скорост. Ако един електрон е в покой, друг трябва да се движи, а третият трябва да се движи още по-бързо и т.н. Физиците наричат това състояние на електронния газ израждане.

Дори ако една малка звезда е изгорила цялото си термоядрено гориво и е загубила своя източник на енергия, нейното свиване може да бъде спряно от налягането на изродения електронен газ. Колкото и да се охлажда дадено вещество, при висока плътност движението на електроните няма да спре, което означава, че налягането на веществото ще устои на компресия независимо от температурата: колкото по-висока е плътността, толкова по-високо е налягането. Свиването на умираща звезда с маса, равна на Слънцето, ще спре, когато тя се свие приблизително до размера на Земята, тоест 100 пъти, и плътността на нейното вещество стане милион пъти по-висока от плътността на водата. Така се образуват белите джуджета. Звезда с по-ниска маса спира да се свива при по-ниска плътност, защото нейната гравитационна сила не е толкова силна. Много малка неуспешна звезда може да се изроди и да спре да се свива дори преди температурата в нейните дълбини да се повиши до прага на „термоядрено запалване“. Такова тяло никога няма да стане истинска звезда.

Липсваща връзка

Доскоро имаше голяма дупка в класификацията на астрономическите обекти: най-малките известни звезди бяха 10 пъти по-леки от Слънцето, а най-масивната планета, Юпитер, беше 1000 пъти по-лека. Има ли междинни обекти в природата - не звезди или планети с маса от 1/1000 до 1/10 слънчева? Как трябва да изглежда тази „липсваща връзка“? Може ли да се открие? Тези въпроси отдавна тревожат астрономите, но отговорът започва да се появява едва в средата на 90-те години, когато програмите за търсене на планети извън Слънчевата система дават първите си плодове. Гигантски планети са открити в орбита около няколко подобни на Слънцето звезди, като всички те са по-масивни от Юпитер. Масовата разлика между звездите и планетите започна да намалява. Но възможна ли е връзка и къде да начертаем границата между звезда и планета?

Доскоро изглеждаше, че това е съвсем просто: звездата свети със собствена светлина, а планетата с отразена светлина. Следователно категорията на планетите включва онези обекти, в чиито дълбини не са настъпили реакции на термоядрен синтез през цялото им съществуване. Ако на някакъв етап от еволюцията тяхната мощност е била сравнима с тяхната светимост (тоест термоядрените реакции са служили като основен източник на енергия), тогава такъв обект заслужава да бъде наречен звезда. Но се оказа, че може да има междинни обекти, в които протичат термоядрени реакции, но никога не служат като основен източник на енергия. Открити са през 1996 г., но много преди това са били наричани кафяви джуджета. Откриването на тези странни обекти е предшествано от тридесетгодишно търсене, което започва със забележителна теоретична прогноза.

През 1963 г. младият американски астрофизик от индийски произход Шив Кумар изчислява модели на звезди с най-ниска маса и открива, че ако масата на космическо тяло надвишава 7,5% от Слънцето, тогава температурата в ядрото му достига няколко милиона градуса и в него започват термоядрени реакции на превръщане на водород в хелий. При по-малка маса компресията спира преди температурата в центъра да достигне стойността, необходима за протичане на реакцията на синтез на хелий. Оттогава тази стойност на критичната маса се нарича „граница на водородно запалване“ или граница на Кумара. Колкото една звезда е по-близо до тази граница, толкова по-бавни ядрени реакции протичат в нея. Например, с маса от 8% от Слънцето, една звезда ще „тлее“ около 6 трилиона години - 400 пъти повече от сегашната възраст на Вселената! Така че, без значение в коя епоха са родени такива звезди, всички те са все още в ранна детска възраст.

Въпреки това, в живота на по-малко масивни обекти има кратък епизод, когато те приличат на нормална звезда. Говорим за тела с маси от 1% до 7% от масата на Слънцето, тоест от 13 до 75 маси на Юпитер. По време на периода на формиране, компресиране под въздействието на гравитацията, те се нагряват и започват да светят с инфрачервена и дори леко червена видима светлина. Температурата на повърхността им може да се повиши до 2500 Келвина, а в дълбините им надхвърля 1 милион Келвина. Това е достатъчно, за да започне реакцията на термоядрен синтез на хелий, но не от обикновен водород, а от много рядък тежък изотоп - деутерий, и то не обикновен хелий, а лекият изотоп хелий-3. Тъй като в космическата материя има много малко деутерий, целият бързо изгаря, без да осигурява значителна енергия. Това е същото като да хвърлите лист хартия в изстиващ огън: той ще изгори мигновено, но няма да осигури никаква топлина. „Мъртвородената“ звезда не може повече да се нагрява - компресията й спира под въздействието на вътрешното налягане на изродения газ. Лишен от източници на топлина, впоследствие само се охлажда, като обикновена планета. Следователно тези провалени звезди могат да бъдат забелязани само през кратката им младост, докато са топли. Не им е писано да достигнат стационарен режим на термоядрено горене.

Най-близки съседи

От няколко хиляди звезди, видими в небето с невъоръжено око, само няколкостотин са достойни за собствените си имена. Изглежда, че няма какво да се каже за слаби светила, едва видими дори през телескоп. Но не! В книгите по астрономия често се споменават такива обекти като Проксима Кентавър, Летящата звезда на Барнард, звездите на Каптейн, Пржибилски, ван Маанен, Лойтен... Те обикновено са кръстени на астрономите, които са ги изучавали. Тези имена се утвърдиха в науката по същия начин, както петриевото блюдо или рентгеновите лъчи – спонтанно, без никакви формални решения, просто като форма на признание за заслугите на учените. И това, което е любопитно е, че почти всички звезди, носещи имена на учени, се оказаха незабележими, много малки и тъмни.

Защо астрономите са толкова привлечени от тези малки звезди? Първо, защото нашето Слънце е едно от тях. Въз основа на съвкупността от свойствата му може да се класифицира като голямо джудже. Следователно, изучавайки живота на малките звезди, ние се опитваме да разберем неговото минало и бъдеще. Освен това звездите джуджета са нашите най-близки съседи. И това не е изненадващо, тъй като в Галактиката има повече бебета. Проксима в съзвездието Кентавър се намира на четири светлинни години от нас - по-близо от всички останали звезди, както показва името й (лат. proxima - „най-близко“). Но въпреки близостта си, той се вижда само през телескоп. И това не е изненадващо, защото оптичната му светимост е 18 хиляди пъти по-малка от тази на слънцето. По размер той е само 1,5 пъти по-голям от Юпитер, а температурата на повърхността му е около 3000 K - половината от тази на Слънцето. Проксима е 7 пъти по-лека от Слънцето и е много близо до границата на Кумара – долната граница на звездните маси. Той едва успява да поддържа термоядрени реакции в дълбините си.

Малко по-далече от Проксима, но в гравитационна връзка с нея е двойната звезда Алфа Кентавър. И двата му компонента са почти точни копия на нашето Слънце. Вярно, те са с около 200 милиона години по-стари, което означава, че изучавайки ги, ние предсказваме бъдещето на Слънцето милиони години напред.

По-далечното бъдеще на Слънцето е представено например от звездата на ван Маанен - това е най-близкото до нас единично бяло джудже, остатък от звезда, която някога е била подобна на Слънцето. След 6-7 милиарда години нашата звезда е обречена на същата съдба: след като изхвърли външните си слоеве, свива се до размера на земното кълбо, превръщайки се в супер плътна охлаждаща „пепел“ на звезда - първо бяла от висока температура, след това постепенно зачервяване и накрая почти невидимо студено черно джудже. Друга „наименувана“ звезда, която се появява в астрономическите статии като „обект Сакурай“, разказва как ще се случи тази трансформация. Японският астрономически ентусиаст Юкио Сакурай го открива на 20 февруари 1996 г., когато яркостта му внезапно се увеличава. Първоначално изглеждаше, че това е обикновено младо бяло джудже, но за шест месеца то се изду стотици пъти, демонстрирайки „смъртните конвулсии“ на звезда, изгаряща последните капки от ядреното си гориво. Астрономите наричат това изблик на хелий. Ако вярвате на изчисленията, тогава още няколко такива изблици и джуджето трябва да се успокои завинаги.

Откриване на "мъртвородени" звезди

Физиците са сигурни, че това, което не е забранено от законите за опазване, е разрешено. Астрономите добавят към това: природата е по-богата от нашето въображение. Ако Шив Кумар е успял да измисли кафяви джуджета, тогава изглежда, че природата няма да има затруднения да ги създаде. Безрезултатното търсене на тези мрачни светила продължи три десетилетия. Все повече и повече изследователи се включват в работата. Дори теоретикът Кумар се вкопчи в телескопа с надеждата да намери откритите от него обекти на хартия. Идеята му беше проста: откриването на едно кафяво джудже е много трудно, тъй като е необходимо не само да се открие неговото излъчване, но и да се докаже, че не е далечна гигантска звезда със студена (по звездни стандарти) атмосфера или дори галактика заобиколен от прах на ръба на Вселената. Най-трудното нещо в астрономията е да се определи разстоянието до даден обект. Следователно трябва да търсите джуджета близо до нормални звезди, разстоянията до които вече са известни. Но ярката звезда ще заслепи телескопа и няма да ви позволи да видите слабото джудже. Следователно трябва да ги търсите близо до други джуджета! Например с червени - звезди с изключително ниска маса или бели - охлаждащи остатъци от нормални звезди. През 80-те години на миналия век търсенията на Кумар и други астрономи не дадоха резултати. Въпреки че е имало съобщения за откриването на кафяви джуджета повече от веднъж, подробното изследване показва всеки път, че това са малки звезди. Идеята за търсенето обаче беше правилна и десетилетие по-късно проработи.

През 90-те години астрономите се сдобиха с нови чувствителни радиационни детектори - CCD матрици и големи телескопи с диаметър до 10 метра с адаптивна оптика, които компенсират изкривяванията, внесени от атмосферата, и им позволяват да получават изображения от земната повърхност почти толкова ясни, колкото от космоса. Това веднага даде плод: бяха открити изключително тъмни червени джуджета, буквално граничещи с кафяви.

А първото кафяво джудже е открито през 1995 г. от група астрономи, ръководени от Рафаел Реболо от Института по астрофизика на Канарските острови. С помощта на телескоп на остров Ла Палма те откриха обект в звездния куп Плеяди, който нарекоха Тейде Плеяди 1, заимствайки името от вулкана Пико де Тейде на остров Тенерифе. Вярно, някои съмнения относно природата на този обект останаха и докато испанските астрономи доказваха, че това наистина е кафяво джудже, техните американски колеги обявиха откритието си през същата година. Екип, ръководен от Тадаши Накаджима от телескопите на обсерваторията Паломар, откри на разстояние 19 светлинни години от Земята в съзвездието Заек, до много малката и студена звезда Gliese 229, нейния още по-малък и по-студен спътник Gliese 229B. Температурата на повърхността му е само 1000 K, а мощността на излъчване е 160 хиляди пъти по-ниска от тази на слънцето.

Незвездната природа на Gliese 229B беше окончателно потвърдена през 1997 г. чрез така наречения литиев тест. В нормалните звезди малки количества литий, запазени от раждането на Вселената, бързо изгарят в термоядрени реакции. Кафявите джуджета обаче не са достатъчно горещи за това. Когато литият беше открит в атмосферата на Gliese 229B, той стана първото "определено" кафяво джудже. Той е почти със същия размер като Юпитер, а масата му се оценява на 3-6% от масата на Слънцето. Той обикаля около по-масивния си спътник Gliese 229A в орбита от около 40 AU (като Плутон около Слънцето).

Бързо стана ясно, че дори най-големите телескопи не са подходящи за търсене на „провалени звезди“. Първите единични кафяви джуджета са открити с помощта на обикновен телескоп по време на систематични изследвания на небето. Например, обектът Kelu-1 в съзвездието Хидра беше открит като част от дългосрочна програма за търсене на звезди джуджета в близост до Слънцето, която започна в Европейската южна обсерватория в Чили през 1987 г. Използвайки 1-метровия телескоп Schmidt, астрономът от Университета на Чили Мария Тереза Руис редовно снима определени части от небето в продължение на много години и след това сравнява изображения, направени на интервали от години. Сред стотици хиляди слаби звезди тя търси онези, които са забележимо изместени спрямо другите - това е безпогрешен знак за близки светила. По този начин Мария Руис вече е открила десетки бели джуджета, а през 1997 г. най-накрая се натъква на едно кафяво. Видът му се определя от спектъра, който съдържа линиите на литий и метан. Мария Руис го нарече Келу-1: на езика на народа мапуче, който някога е обитавал централно Чили, „келу“ означава червено. Намира се на около 30 светлинни години от Слънцето и не е свързан с нито една звезда.

Всички тези открития, направени през 1995-1997 г., станаха прототипи на нов клас астрономически обекти, които заеха място между звездите и планетите. Както обикновено се случва в астрономията, първите открития веднага бяха последвани от нови. През последните години много джуджета бяха открити по време на рутинни инфрачервени проучвания на небето 2MASS и DENIS.

Как да те наричаме сега?

Кумар нарече неуспешните звезди, открити „на върха на писалката му“, „черни джуджета“, но тъй като те не можаха да бъдат открити дълго време, новият термин беше забравен (сега в научно-популярната литература така се наричат охладените бели джуджета ). В средата на 70-те години, когато астрономите започнаха да търсят невидима скрита маса (сега наричана тъмна материя), която се проявява само чрез гравитацията, подозрението падна върху слабите обекти джуджета, предсказани от Кумар. Започнаха да идват нови идеи за именуването им. Като се има предвид, че те все още не са напълно черни, Крис Дейвидсън от Университета на Минесота предложи термина "инфрачервени джуджета", други астрономи се опитаха да ги нарекат "малинови джуджета", но през 1975 г. студентката Джил Тартър от Университета на Бъркли измисли термин кафяво джудже и той пусна корени. На руски беше преведено като „кафяво джудже“, по-късно се появи вариантът „кафяво джудже“, въпреки че в действителност тези обекти имат инфрачервен цвят и може би би било по-точно кафявото да се преведе като „тъмно“ или „мътно“. Но е твърде късно: в нашата научна литература те се наричат „кафяви джуджета“, а в популярната наука има и „кафяви“.

Звезден прах

Скоро след откриването си кафявите джуджета принудиха астрономите да направят корекции в спектралната класификация на звездите, установена преди десетилетия. Оптичният спектър на звездата е нейното лице или по-скоро нейният паспорт. Позицията и интензитетът на линиите в спектъра показват основно температурата на повърхността, както и други параметри, по-специално химичен състав, плътност на газа в атмосферата, сила на магнитното поле и т.н. Преди около 100 години астрономите разработиха класификация на звездните спектри, обозначавайки всяка класна буква от латинската азбука. Редът им беше преразглеждан многократно, пренареждане, премахване и добавяне на букви, докато се появи общоприета схема, която служи на астрономите безупречно в продължение на много десетилетия. В традиционната форма последователността от спектрални класове изглежда така: O-B-A-F-G-K-M. Повърхностната температура на звездите от клас O до клас M намалява от 100 000 до 2000 K. Английските студенти по астрономия дори излязоха с мнемонично правило за запомняне на реда на буквите: „О! Be A Fine Girl, Kiss Me! И в началото на века тази класическа серия трябваше да бъде удължена с две букви наведнъж. Оказа се, че прахът играе много важна роля при формирането на спектрите на изключително студени звезди и подзвезди.

На повърхността на повечето звезди, поради високата температура, не могат да съществуват молекули. Въпреки това, най-студените звезди от клас M (с температури под 3000 K) показват силни ивици на поглъщане на титанови и ванадиеви оксиди (TiO, VO) в техните спектри. Естествено, тези молекулярни линии се очаква да бъдат още по-силни в още по-хладните кафяви джуджета. През същата 1997 г. близо до бялото джудже GD 165 беше открит кафяв спътник GD 165B с температура на повърхността 1900 K и светимост 0,01% слънчева. Тя удиви изследователите от факта, че за разлика от други хладни звезди, тя няма ленти на поглъщане на TiO и VO, за което беше наречена „странна звезда“. Спектрите на други кафяви джуджета с температури под 2000 K се оказаха същите. Както показаха изчисленията, молекулите TiO и VO в техните атмосфери се кондензират в твърди частици - прахови зърна и вече не се проявяват в спектъра, както е типично. за газовите молекули.

За да отчете тази характеристика, Дейви Къркпатрик от Калифорнийския технологичен институт предложи през следващата година да се разшири традиционната спектрална класификация чрез добавяне на клас L за инфрачервени звезди с ниска маса, с температура на повърхността 1500-2000 К. Повечето обекти от клас L трябва да са кафяви джуджета, въпреки че много стари звезди с ниска маса също могат да се охладят под 2000 K.

Продължавайки своите изследвания на L-джуджетата, астрономите откриха още по-екзотични обекти. Техните спектри показват силни ивици на поглъщане на вода, метан и молекулярен водород, поради което се наричат „метанови джуджета“. Прототипът на този клас се счита за първото открито кафяво джудже Gliese 229B. През 2000 г. Джеймс Либерт и колеги от университета в Аризона идентифицират Т-джуджетата с температури от 1500-1000 K и дори малко по-ниски като отделна група. Кафявите джуджета поставят много трудни и много интересни въпроси пред астрономите. Колкото по-студена е атмосферата на една звезда, толкова по-трудно е да я изследват както за наблюдателите, така и за теоретиците. Наличието на прах прави тази задача още по-трудна: кондензацията на прахови частици не само променя състава на свободните химични елементи в атмосферата, но също така влияе на топлообмена и формата на спектъра. По-специално, теоретичните модели, отчитащи праха, предвиждат парников ефект в горните слоеве на атмосферата, което се потвърждава от наблюдения. Освен това изчисленията показват, че след кондензацията прашинките започват да потъват. Възможно е гъсти облаци прах да се образуват на различни нива в атмосферата. Метеорологията на кафявите джуджета може да е не по-малко разнообразна от тази на гигантските планети. Но ако атмосферите на Юпитер и Сатурн могат да бъдат изследвани отблизо, тогава метановите циклони и прашните бури на кафявите джуджета ще трябва да бъдат дешифрирани само от техните спектри.

Тайните на "метисите"

Въпросите за произхода и изобилието на кафявите джуджета все още остават отворени. Първите изчисления на техния брой в млади звездни купове като Плеядите показват, че в сравнение с нормалните звезди, общата маса на кафявите джуджета очевидно не е толкова голяма, че да им се „припише“ цялата скрита маса на Галактиката. Но това заключение все още трябва да бъде проверено.

Общоприетата теория за произхода на звездите не дава отговор на въпроса как се образуват кафявите джуджета. Обекти с такава ниска маса могат да се образуват като гигантски планети в околозвездни дискове. Но са открити доста единични кафяви джуджета и е трудно да си представим, че всички те са били изгубени скоро след раждането си от по-масивните си спътници. Освен това съвсем наскоро беше открита планета в орбита около едно от кафявите джуджета, което означава, че тя не е била подложена на силно гравитационно влияние от своите съседи, в противен случай джуджето би я загубило.

Много специален път за раждането на кафяви джуджета наскоро се появи при изследването на две близки двойни системи - LL Andromeda и EF Eridani. При тях по-масивен спътник, бяло джудже, с гравитацията си изтегля материята от по-малко масивен спътник, така наречената звезда-донор. Изчисленията показват, че първоначално в тези системи спътниците-донори са били обикновени звезди, но за няколко милиарда години тяхната маса е паднала под пределната стойност и термоядрените реакции в тях са изчезнали. Сега, на външен вид, това са типични кафяви джуджета. Температурата на звездата-донор в системата LL Andromeda е около 1300 K, а в системата EF Eridani е около 1650 K. Тяхната маса е само няколко десетки пъти по-голяма от Юпитер и в спектрите им се виждат метанови линии. Доколко тяхната вътрешна структура и химичен състав са сходни с тези на „истинските“ кафяви джуджета все още не е известно. По този начин нормална звезда с ниска маса, загубила значителна част от материята си, може да се превърне в кафяво джудже.

Астрономите бяха прави, когато твърдяха, че природата е по-изобретателна от нашето въображение. Кафявите джуджета, тези „нито звезди, нито планети“, вече са започнали да поднасят изненади. Както се оказа наскоро, въпреки студения си характер, някои от тях са източници на радио и дори рентгеново (!) лъчение. Така че в бъдеще този нов тип космически обект ни обещава много интересни открития.

С изключение на Луната и всички планети, всеки привидно неподвижен обект в небето е звезда – термоядрен източник на енергия, а видовете звезди варират от джуджета до свръхгиганти.

Нашата е звезда, но изглежда толкова ярка и голяма, защото е толкова близо до нас. Повечето звезди изглеждат като светещи точки дори в мощни телескопи и въпреки това знаем нещо за тях. Знаем, че те се предлагат в различни размери и че поне половината от тях се състоят от две или повече звезди, свързани от гравитацията.

Какво е звезда?

Звезди- Това са огромни газови топки от водород и хелий със следи от други химични елементи. Гравитацията привлича веществото навътре, а налягането на горещия газ го изтласква навън, установявайки равновесие. Източникът на енергията на една звезда се намира в нейното ядро, където милиони тонове водород се сливат всяка секунда, за да образуват хелий. И въпреки че този процес протича непрекъснато в дълбините на Слънцето в продължение на почти 5 милиарда години, само много малка част от всички запаси от водород е изразходвана.

Видове звезди

Звезди от главната последователност. В началото на 20в. Холандецът Ейнар Херцспрунг и Хенри Норис Ръсел от САЩ построиха диаграма на Херцспрунг-Ръсел (HR), по чиито оси се нанася светимостта на звездата в зависимост от температурата на нейната повърхност, което позволява да се определи разстоянието до звезди.

Повечето звезди, включително Слънцето, попадат в лента, която пресича диагонално HR диаграмата, наречена главна последователност. Тези звезди често се наричат джуджета, въпреки че някои от тях са 20 пъти по-големи от Слънцето и блестят 20 хиляди пъти по-ярко.

Червени джуджета

В хладния, неясен край на основната последователност са червените джуджета, най-често срещаният тип звезди. Тъй като са по-малки от Слънцето, те пестеливо използват запасите си от гориво, за да удължат съществуването си с десетки милиарди години. Ако всички червени джуджета можеха да се видят, небето буквално щеше да е осеяно с тях. Червените джуджета обаче светят толкова слабо, че можем да наблюдаваме само най-близките, като Проксима Кентавър.

Бели джуджета

Дори по-малки по размер от червените джуджета са белите джуджета. Обикновено диаметърът им е приблизително равен на този на Земята, но масата им може да бъде равна на масата на Слънцето. Обем материя бяло джудже, равен на обема на тази книга, би имал маса от около 10 хиляди тона! Тяхната позиция на HR диаграмата показва, че те са много различни от червените джуджета. Техният ядрен източник е изчерпан.

Червени гиганти

След звездите от главната последователност най-разпространени са червените гиганти. Те имат приблизително същата повърхностна температура като червените джуджета, но са много по-ярки и по-големи, така че са разположени над главната последователност на HR диаграмата. Масата на тези гиганти обикновено е приблизително равна на слънцето, но ако някой от тях заеме мястото на нашата звезда, вътрешните планети на слънчевата система ще се окажат в нейната атмосфера.

Свръхгиганти

В горната част на GR диаграмата са редки свръхгиганти. Бетелгейзе, в рамото на Орион, е с диаметър почти 1 милиард километра. Друг ярък обект в Орион е Ригел, една от най-ярките звезди, видими с просто око. Той е почти десет пъти по-малък от Бетелгейзе и в същото време почти 100 пъти по-голям от размера на Слънцето.

Всяка звезда има своя собствена съдба и своя собствена продължителност на живота. Идва момент, когато започва да избледнява.

Белите джуджета са необичайни звезди. Те се състоят от вещество, чиято плътност е изключително висока. В теорията за еволюцията на звездите те се считат за последния етап от еволюцията на звезди с ниска и средна маса, сравнима с масата на Слънцето. Според различни оценки в нашата Галактика има 3-4% такива звезди.

Как се образуват белите джуджета?

(Картината показва сравнение на размерите на две бели джуджета с планетата Земя)

Температурата на белите джуджета остава почти постоянна, въпреки липсата на термоядрени реакции вътре в тях. Какво обяснява това? Поради силна компресия, електронните обвивки на атомите започват да проникват един в друг. Това продължава, докато разстоянието между ядрата стане минимално, равно на радиуса на най-малката електронна обвивка. В резултат на йонизацията електроните започват да се движат свободно спрямо ядрата и материята вътре в бялото джудже придобива физически свойства, които са характерни за металите. В такава материя енергията се пренася към повърхността на звездата от електрони, чиято скорост се увеличава, докато се компресират: някои от тях се движат със скорост, съответстваща на температура от един милион градуса. Температурата на повърхността и вътре в бялото джудже може да се различава рязко, което не води до промяна в диаметъра на звездата. Тук можем да направим съпоставка с гюлето - като изстине не намалява обема си.

(На снимката звездата на ван Маанен е мътно бяло джудже, разположено в съзвездието Риби)

Звездите могат да бъдат много различни: малки и големи, ярки и не много ярки, стари и млади, горещи и „студени“, бели, сини, жълти, червени и др.

Диаграмата на Hertzsprung-Russell ви позволява да разберете класификацията на звездите.

Той показва връзката между абсолютната звездна величина, светимостта, спектралния тип и повърхностната температура на звездата. Звездите в тази диаграма не са разположени произволно, а образуват ясно видими области.

Голяма част от звездите са на т.нар основна последователност. Съществуването на основната последователност се дължи на факта, че етапът на изгаряне на водород съставлява ~90% от еволюционното време на повечето звезди: изгарянето на водород в централните области на звездата води до образуването на изотермично хелиево ядро, преходът към етапа на червения гигант и напускането на звездата от основната последователност. Сравнително кратката еволюция на червените гиганти води, в зависимост от тяхната маса, до образуването на бели джуджета, неутронни звезди или черни дупки.

Тъй като са на различни етапи от еволюционното си развитие, звездите се делят на нормални звезди, звезди джуджета и звезди гиганти.

Нормалните звезди са звезди от главната последователност. Те включват нашето Слънце. Понякога нормалните звезди като Слънцето се наричат жълти джуджета.

Жълто джудже

Жълтото джудже е вид малка звезда от главната последователност с маса между 0,8 и 1,2 слънчеви маси и повърхностна температура 5000–6000 K.

Продължителността на живота на жълтото джудже е средно 10 милиарда години.

След изгарянето на целия запас от водород звездата се увеличава многократно и се превръща в червен гигант. Пример за този тип звезда е Алдебаран.

Червеният гигант изхвърля външните си слоеве газ, за да образува планетарни мъглявини, докато ядрото се свива в малко, плътно бяло джудже.

Червеният гигант е голяма звезда с червеникав или оранжев цвят. Образуването на такива звезди е възможно както на етапа на звездообразуване, така и на по-късните етапи от тяхното съществуване.

На ранен етап звездата излъчва благодарение на гравитационната енергия, освободена по време на компресията, докато компресията не бъде спряна от започналата термоядрена реакция.

В по-късните етапи от еволюцията на звездите, след изгарянето на водород в техните ядра, звездите напускат главната последователност и се преместват в областта на червените гиганти и свръхгигантите на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел: този етап продължава приблизително 10% от време на „активния“ живот на звездите, т.е. етапите на тяхната еволюция, по време на които протичат реакции на нуклеосинтеза в звездния интериор.

Гигантската звезда има сравнително ниска повърхностна температура, около 5000 градуса. Огромен радиус, достигащ 800 слънчеви и поради толкова големи размери, огромна светимост. Максималната радиация се получава в червената и инфрачервената област на спектъра, поради което се наричат червени гиганти.

Най-големите от гигантите се превръщат в червени свръхгиганти. Звезда, наречена Бетелгейзе в съзвездието Орион, е най-яркият пример за червен свръхгигант.

Звездите джуджета са противоположни на гигантите и може би са следващите.

Бялото джудже е това, което остава от обикновена звезда с маса по-малка от 1,4 слънчеви маси, след като премине през етапа на червения гигант.

Поради липсата на водород в ядрото на такива звезди не протичат термоядрени реакции.

Белите джуджета са много плътни. Те не са по-големи от Земята, но масата им може да се сравни с масата на Слънцето.

Това са невероятно горещи звезди, температурите им достигат 100 000 градуса или повече. Те светят, използвайки останалата им енергия, но с течение на времето тя се изчерпва и ядрото се охлажда, превръщайки се в черно джудже.

Червените джуджета са най-често срещаните обекти от звезден тип във Вселената. Оценките за техния брой варират от 70 до 90% от броя на всички звезди в галактиката. Те са доста различни от другите звезди.

Масата на червените джуджета не надвишава една трета от слънчевата маса (долната граница на масата е 0,08 слънчева, следвана от кафявите джуджета), температурата на повърхността достига 3500 K. Червените джуджета имат спектрален клас M или късен K. Звезди от този тип излъчват много малко светлина, понякога 10 000 пъти по-малка от Слънцето.

Като се има предвид ниското им излъчване, нито едно от червените джуджета не се вижда от Земята с просто око. Дори най-близкото червено джудже до Слънцето, Проксима Кентавър (най-близката до Слънцето звезда в тройната система) и най-близкото единично червено джудже, звездата на Барнард, имат видими величини съответно 11,09 и 9,53. В този случай с просто око може да се наблюдава звезда с величина до 7,72.

Поради ниската скорост на изгаряне на водород червените джуджета имат много дълъг живот, вариращ от десетки милиарди до десетки трилиони години (червено джудже с маса от 0,1 слънчеви маси ще гори 10 трилиона години).

При червените джуджета термоядрените реакции с участието на хелий са невъзможни, така че те не могат да се превърнат в червени гиганти. С течение на времето те постепенно се свиват и загряват все повече и повече, докато изразходват целия запас от водородно гориво.

Постепенно, според теоретичните концепции, те се превръщат в сини джуджета - хипотетичен клас звезди, докато нито едно от червените джуджета все още не е успяло да се превърне в синьо джудже, а след това в бели джуджета с хелиево ядро.

Кафяво джудже - субзвездни обекти (с маси в диапазона от около 0,01 до 0,08 слънчеви маси или съответно от 12,57 до 80,35 маси на Юпитер и диаметър, приблизително равен на диаметъра на Юпитер), в чиито дълбини, за разлика от основната последователност звезди, няма реакция на термоядрен синтез с превръщане на водород в хелий.

Минималната температура на звездите от главната последователност е около 4000 K, температурата на кафявите джуджета е в диапазона от 300 до 3000 K. Кафявите джуджета постоянно се охлаждат през целия си живот и колкото по-голямо е джуджето, толкова по-бавно се охлажда.

Субкафяви джуджета

Субкафявите джуджета или кафявите субджуджета са хладни образувания, които падат под границата на масата на кафявите джуджета. Тяхната маса е по-малка от приблизително една стотна от масата на Слънцето или съответно 12,57 пъти масата на Юпитер; долната граница не е определена. Те обикновено се считат за планети, въпреки че научната общност все още не е стигнала до окончателно заключение какво се счита за планета и какво е субкафяво джудже.

Черно джудже

Черните джуджета са бели джуджета, които са се охладили и в резултат на това не излъчват във видимия диапазон. Представлява последния етап от еволюцията на белите джуджета. Масите на черните джуджета, както и масите на белите джуджета, са ограничени над 1,4 слънчеви маси.

Двойната звезда е две гравитационно свързани звезди, обикалящи около общ център на масата.

Понякога има системи от три или повече звезди, в този общ случай системата се нарича множествена звезда.

В случаите, когато такава звездна система не е твърде далеч от Земята, отделните звезди могат да бъдат разграничени чрез телескоп. Ако разстоянието е значително, тогава е възможно да се разбере, че астрономите могат да видят двойна звезда само чрез косвени признаци - колебания в яркостта, причинени от периодични затъмнения на една звезда от друга и някои други.

Нова звезда

Звезди, чиято яркост внезапно нараства 10 000 пъти. Новата е двоична система, състояща се от бяло джудже и придружаваща звезда, разположени в главната последователност. В такива системи газът от звездата постепенно тече към бялото джудже и периодично експлодира там, причинявайки изблик на яркост.

Супернова

Свръхновата е звезда, която завършва своята еволюция в катастрофален експлозивен процес. Изригването в този случай може да бъде с няколко порядъка по-голямо, отколкото в случай на нова. Такава мощна експлозия е следствие от процесите, протичащи в звездата на последния етап от еволюцията.

Неутронна звезда

Неутронните звезди (NS) са звездни образувания с маси от порядъка на 1,5 слънчеви и размери, значително по-малки от белите джуджета; типичният радиус на неутронна звезда е вероятно от порядъка на 10-20 километра.

Те се състоят главно от неутрални субатомни частици - неутрони, плътно компресирани от гравитационните сили. Плътността на такива звезди е изключително висока, тя е сравнима и според някои оценки може да бъде няколко пъти по-висока от средната плътност на атомното ядро. Един кубичен сантиметър NS вещество ще тежи стотици милиони тонове. Гравитацията на повърхността на неутронна звезда е около 100 милиарда пъти по-висока от тази на Земята.

В нашата Галактика, според учените, може да има от 100 милиона до 1 милиард неутронни звезди, тоест някъде около една на хиляда обикновени звезди.

Пулсари

Пулсарите са космически източници на електромагнитно лъчение, идващи към Земята под формата на периодични изблици (импулси).

Според доминиращия астрофизичен модел пулсарите са въртящи се неутронни звезди с магнитно поле, което е наклонено спрямо оста на въртене. Когато Земята попадне в конуса, образуван от това лъчение, е възможно да се открие импулс на лъчение, повтарящ се на интервали, равни на периода на въртене на звездата. Някои неутронни звезди се въртят до 600 пъти в секунда.

Цефеиди

Цефеидите са клас пулсиращи променливи звезди с доста точна връзка период-светимост, кръстени на звездата Делта Цефей. Една от най-известните цефеиди е Поларис.

Даденият списък на основните видове (видове) звезди с техните кратки характеристики, разбира се, не изчерпва цялото възможно разнообразие от звезди във Вселената.