Компактная звезда

  • Компактная звезда — звезда, плотность которой многократно превышает плотность обычной звезды. К компактным звёздам относятся:

    * белые карлики;

    * нейтронные звёзды;

    * чёрные дыры;

    экзотические звёзды (гипотетические).Внутри компактных звёзд прекратилась ядерная реакция, из-за чего они сжимаются под действием гравитации. Белые карлики и нейтронные звёзды образуются, когда величина давления вырожденного газа позволяет скомпенсировать гравитационные силы. У чёрных дыр гравитация настолько велика, что сжимает вещество до бесконечности.

    Компактные звёзды также могут именоваться компактными остатками, так как образуются в конце жизненного цикла звезды.

Источник: Википедия

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.
Нейтро́нная звезда́ — космическое тело, являющееся одним из возможных результатов эволюции звёзд, состоящее, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но типичный радиус нейтронной звезды составляет лишь 10—20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем...
Гига́нт — тип звёзд со значительно бо́льшим радиусом и высокой светимостью, чем у звёзд главной последовательности, имеющих такую же температуру поверхности. Обычно звёзды-гиганты имеют радиусы от 10 до 100 солнечных радиусов и светимости от 10 до 1000 светимостей Солнца. Звёзды со светимостью большей, чем у гигантов, называются сверхгиганты и гипергиганты. Горячие и яркие звёзды главной последовательности также могут быть отнесены к белым гигантам. Помимо этого, из-за своего большого радиуса и высокой...

Подробнее: Звезда-гигант
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
Экзотическая звезда — гипотетический компактный астрономический объект, состоящий не только из электронов, протонов, нейтронов и мюонов, как обычные и нейтронные звёзды, а из других видов материи. Гравитационному коллапсу такой звезды препятствует давление вырожденного газа или другие квантовые эффекты. К экзотическим звёздам относят кварковые (в том числе странные) звёзды (состоящие из кварковой материи), а также звёзды, состоящие из гипотетических частиц, существование которых не доказано (например...
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.
Кра́сный гига́нт — звезда поздних спектральных классов с высокой светимостью и протяжёнными оболочками. Примерами красных гигантов являются Арктур, Альдебаран, Гакрукс и Мира.
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...
Звезда́ — 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.
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.
Молекулярное облако, иногда называемое также звёздная колыбель (в случае, если в нём рождаются звёзды), — тип межзвёздного облака, чья плотность и размер позволяют в нём образовываться молекулам, обычно водорода (H2).
Тёмная звезда́ (англ. Dark star) — это теоретически предсказанный тип звёзд, которые могли существовать на раннем этапе формирования Вселенной, ещё до того как могли сформироваться «традиционные» звёзды. Как и современные, тёмные звёзды могли состоять из нормальной материи, но высокая плотность тёмной материи могла генерировать тепло вследствие реакций аннигиляции между частицами тёмной материи. Это тепло могло предотвратить сжатие таких звёзд до относительно компактных размеров современных звёзд...
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...
Рентге́новские двойны́е звёзды — класс двойных звёзд, ярких в рентгеновском диапазоне спектра излучения. Рентгеновское излучение создается веществом, падающим с одной звезды, называемой донором, на вторую, называемую аккретором и очень компактную, являющуюся нейтронной звездой или чёрной дырой. При падении вещества высвобождается гравитационная потенциальная энергия, эквивалентная нескольким десятым долям массы покоя, в форме рентгеновского излучения. Время жизни и темп переноса массы в рентгеновских...

Подробнее: Рентгеновская двойная 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...
Тума́нность — участок межзвёздной среды, выделяющийся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба. Ранее туманностями называли всякий неподвижный на небе протяжённый объект. В 1920-е годы выяснилось, что среди туманностей много галактик (например, Туманность Андромеды). После этого термин «туманность» стал пониматься более узко, в указанном выше смысле.Туманности состоят из пыли, газа и плазмы.
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...
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.
Звёздное магнитное поле — магнитное поле, создаваемое движением проводящей плазмы внутри звёзд главной последовательности. Это движение создаётся путём конвекции, которая является одной из форм переноса энергии из центра звезды к её поверхности с помощью физического перемещения материала. Локальные магнитные поля воздействуют на плазму, в результате чего намагниченные области поднимаются по отношению к остальной части поверхности, и могут достичь даже фотосферы звезды. Этот процесс создаёт звёздные...
Аккрецио́нный диск (от лат. accrētiō «приращение», «увеличение») — структура, возникающая в результате падения диффузного материала, обладающего вращательным моментом, на массивное центральное тело (аккреция). Аккреционные диски возникают вокруг звёзд в тесных двойных системах, во вращающихся галактиках и в протопланетных образованиях. Они также играют ключевую роль в механизме гамма-всплесков, сопровождающих слияние нейтронных звёзд и коллапс ядер сверхновых и гиперновых звёзд. Сжатие вещества...
Теория волн плотности (теория Линя и Шу волн плотности) — теория, предложенная Ц. Линем и Ф. Шу в середине 1960-х гг для объяснения спиральной структуры спиральных галактик. Данная теория представляет идею долгоживущих квазистационарных волн плотности, представляющих участки диска галактики, обладающие повышенной плотностью (на 10-20% большей). Также данная теория была успешно применена к системе колец Сатурна.
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
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.
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.
Потеря массы звездой (англ. Stellar mass loss) — явление, наблюдаемое у некоторых массивных звёзд. Происходит в случае, когда некоторый механизм приводит к выбросу значительного количества вещества звезды. Также звезда может терять массу при постепенном перетекании вещества на второй компонент в двойной системе или в окружающее пространство.
Барстер (англ. burster — бёрстер, от англ. burst — вспышка) — вспыхивающие галактические рентгеновские источники, представляющие собой аккрецирующие нейтронные звёзды с орбитальными периодами от нескольких часов до нескольких дней. Вспышки барстеров были открыты при помощи наблюдений спутника ANS. Возможно, что аналогичные вспышки были открыты ранее на спутнике Космос-428, однако из-за спорных результатов этого спутника (в том числе из-за того, что формально утверждалось, что вспышки на Космосе...
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
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
Блица́р (англ. Blitzar) — гипотетический тип космических объектов, предложенный как одно из объяснений происхождения быстрых радиоимпульсов.
Точка поворота для звезды — это точка на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, где звезда покидает главную последовательность после исчерпания основных запасов своего топлива.
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
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.
Вершина ветви красных гигантов (англ. Tip of the red-giant branch, TRGB) — индикатор расстояния, связанный со светимостью ярчайших звёзд ветви красных гигантов галактики. Он использовался совместно с наблюдениями на телескопе «Хаббл» для определения относительных движений в Местной группе галактик в пределах Местного сверхскопления.
Вращение звезды — это вращательное движение звезды вокруг своей оси. Скорость вращения может быть измерена по смещению линий в её спектре или по времени движения активных элементов («звёздных пятен») на поверхности. Вращение звезды создаёт экваториальную выпуклость за счёт центробежных сил. Так как звёзды не являются твёрдыми телами, у них также может существовать дифференциальное вращение; другими словами, экватор звезды может вращаться с другой угловой скоростью, чем области в высоких широтах...
Субкарлики, ранее отмечавшиеся sd (например, sdM5e) — звёзды, класс светимости которых присваивается VI, согласно Йеркской классификации. Это звёзды со светимостью на 1,5-2 звёздных величины тусклее звёзд главной последовательности того же спектрального класса. На диаграмме Герцшпрунга — Рессела субкарлики расположены ниже главной последовательности.
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...
Гравитацио́нный колла́пс — катастрофически быстрое сжатие массивных тел под действием гравитационных сил. Гравитационным коллапсом может заканчиваться эволюция звёзд с массой свыше трёх солнечных масс. После исчерпания в таких звёздах материала для термоядерных реакций они теряют свою механическую устойчивость и начинают с увеличивающейся скоростью сжиматься к центру. Если растущее внутреннее давление останавливает гравитационное сжатие, то центральная область звезды становится сверхплотной нейтронной...
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...
Компактная галактика — далёкая галактика, которая на звёздном небе похожа на обычные звёзды. Этот объект с высокой яркостью поверхности, который имеет большое красное смещение, что свидетельствует о значительном расстоянии до него. Крупнейшие галактики из-за своей яркости могут превышать в сотни раз яркость сверхгигантских галактик, имея голубой цвет. В большинстве из них обнаружено радиоизлучение не теплового происхождения. Согласно теории астронома И. Шкловского, такое излучение возникает впоследствии...
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...
Испаряющаяся газовая глобула (англ. evaporating gas globule, EGG) — область водорода размером около 100 астрономических единиц. Закрываемый такой областью газ защищён от воздействия ионизирующего ультрафиолетового излучения. Плотные области газа, закрываемые глобулой, могут образовывать звёзды. Испаряющиеся газовые глобулы впервые были надёжно идентифицированы на изображениях, полученных телескопом «Хаббл» в 1995 году.
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
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...
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 .
Звёзды различных масс и возрастов обладают различной внутренней структурой. Модели строения звезды подробно описывают внутреннюю структуру звезды и предоставляют подробные сведения о светимости, цвете и дальнейшей эволюции звезды.

Подробнее: Строение звёзд
Сфера Стрёмгрена (англ. Strömgren sphere) — сферическая оболочка ионизованного водорода вокруг молодой звезды спектрального класса O или B. Теоретическое обоснование такой структуры было дано Бенгтом Стрёмгреном в 1937 году. Туманность Розетка является одним из самых известных примеров эмиссионных туманностей такого типа в областях H II.
Жизнеприго́дность систе́мы нейтро́нной звезды́ — пригодность небесного тела, такого, как пульсарная планета, в системе нейтронной звезды для возникновения и поддержания жизни за пределами Земли.
Субгига́нт — бывшая звезда главной последовательности, подобная Солнцу или несколько более массивная, чем Солнце, в ядре которой иссякло водородное топливо и началось горение водорода в оболочке ядра, однако ещё не началось горение гелия.
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
а б в г д е ё ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ э ю я