Звезда — массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним давлением (гидростатическим равновесием), в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза. Звёзды образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности — тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Наиболее многочисленный класс звёзд составляют звёзды главной последовательности, к такому типу звёзд принадлежит и наше Солнце. Оказалось, что всё многообразие видов звёзд — это не более чем отражение количественных характеристик звёзд (такие как масса и химический состав) и эволюционного этапа, на котором в данный момент находится звезда. В каталогах и на письме класс звёзд пишется в одно слово. При этом сначала идёт буквенное обозначение основного спектрального класса (если класс точно не определён, пишется буквенный диапазон, к примеру, O—B), далее арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс, потом римскими цифрами идёт класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга — Рассела), а затем идёт дополнительная информация. К примеру, Солнце имеет класс G2V. Потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакций. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелее гелия (металличностью). Коричневые карлики — это тип звёзд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение.
Общая информация[]
Звёздные системы могут быть одиночными и кратными: двойными, тройными и большей кратности. В случае если в систему входит более десяти звёзд, то принято её называть звёздным скоплением. Двойные (кратные) звёзды очень распространены. Двойная звезда, или двойная система — две гравитационно-связанные звезды, обращающиеся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. Нейтронная звезда — астрономический объект, являющийся одним из конечных продуктов эволюции звёзд, состоящий, 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 составляет лишь 10—20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8•1017 кг/м³). Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью вращения, до тысячи оборотов в секунду, что обусловлено сохранением момента импульса при их сжатии до текущего состояния. У звёзд более массивных, чем предшественники нейтронных звёзд, ядра испытывают полный гравитационный коллапс. По мере сжатия такого объекта сила тяжести на его поверхности возрастает настолько, что никакие частицы и даже свет не могут её покинуть, — объект становится невидимым. В его окрестностях существенно изменяются свойства пространства-времени, что описывается общей теорией относительности. Такие объекты называют чёрными дырами. Сверхно́вые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Гиперновая — коллапс исключительно тяжёлой звезды после того, как в ней больше не осталось источников для поддержания термоядерных реакций; другими словами, это очень большая сверхновая.
Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов Кельвинов, начинаются реакции нуклеосинтеза, и под нарастающим давлением газов сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.
В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а внутренние, наоборот, сжимаются. И до поры до времени яркость звезды тоже снижается. Температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.
Некоторая часть звёзд (но не все) имеют неподалёку в пределах гравитационного захвата (который зависит от массы звезды) один или несколько спутников-планет, которые движутся вокруг звезды по более или менее правильной орбите. В случае двойных или кратных звёзд зачастую планеты движутся не вокруг конкретной звезды, а вокруг некоей точки, являющейся центром масс этих звёзд.
Типы звёзд[]
Звёзды главной последовательности (O, B, A, F, G, K, M)[]
К звёздам главной последовательности относятся типы: O, B, A, F, G, K, M. Звёзды главной последовательности в игре Elite: Dangerous являются заправочными звёздами.
С соотношением ~ 77 %[1] всех звёзд этой категории, можно считать Очень распространёнными.[2]
| Тип звезды | Описание | Цена |
|---|---|---|
 Звезда класса О (бело-голубая) |
«Звёзды спектрального класса O — наиболее яркие и массивные звёзды главной последовательности. Их масса варьируется от 15 до 90 солнечных масс, а температура поверхности достигает 52 000 K, из-за чего они кажутся голубыми. Живут эти звёзды крайне недолго — 1—10 млн лет, после чего превращаются в сверхновые.» «Звезда яркостью класса I, II, III или IV в соответствии со спектральной классификацией Йеркса.» |
1 617 + бонус |
 Звезда класса В (бело-голубая) |
«Спектральный класс В составляют очень яркие бело-голубые звёзды. Их масса обычно варьирует от 2 до 16 солнечных масс, а температура поверхности достигает 30 000 К. Их срок жизни короче, чем у большинства звёзд главной последовательности.» «Звезда яркостью класса I, II, III или IV в соответствии со спектральной классификацией Йеркса.» |
1 280 + бонус |
 Звезда класса А (бело-голубая) |
«К спектральному классу А относятся горячие белые или голубовато-белые звёзды главной последовательности. Их масса варьирует от 1,4 до 2,1 солнечной массы, а температура поверхности достигает 10 000 К.» «Звезда яркостью класса I, II, III или IV в соответствии со спектральной классификацией Йеркса.» |
1 230 + бонус |
 Звезда класса F (белая) |
«К спектральному классу F относятся белые звёзды главной последовательности. Их масса варьирует от 1 до 1,4 солнечной массы, а температура поверхности достигает 7 600 К.» «Звезда яркостью класса I, II, III или IV в соответствии со спектральной классификацией Йеркса.» |
1 223 + бонус |
 Звезда класса G (жёлто-белая) |
«К спектральному классу G относятся бело-жёлтые звёзды главной последовательности. Их масса варьирует от 0,8 до 1,2 солнечной массы, а температура поверхности достигает 6 000 К.» «Звезда яркостью класса I, II, III или IV в соответствии со спектральной классификацией Йеркса.» |
1 216 + бонус |
 Звезда класса К (жёлто-оранжевая) |
«Обитатели спектрального класса К — это жёлто-оранжевые звёзды главной последовательности с долгой, и как правило, стабильной жизнью. Их масса варьирует от 0,6 до 0,9 солнечной массы, а температура поверхности достигает 5 000 К.» «Звезда яркостью класса I, II, III или IV в соответствии со спектральной классификацией Йеркса.» |
1 212 + бонус |
 Звезда класса М (красный карлик) |
«К спектральному классу M относятся красные звёзды, которые составляют основную часть главной последовательности. Их масса варьирует от 0,075 до 0,50 солнечной массы, а температура поверхности составляет менее 4 000 K.» «Звезда яркостью класса I, II, III или IV в соответствии со спектральной классификацией Йеркса.» |
1 206 + бонус |
Гиганты и сверхгиганты[]
| Тип звезды | Описание | Цена |
|---|---|---|
Звезда класса О (голубой сверхгигант) |
«Звёзды спектрального класса O — наиболее яркие и массивные звёзды главной последовательности. Их масса варьируется от 15 до 90 солнечных масс, а температура поверхности достигает 52 000 K, из-за чего они кажутся голубыми. Живут эти звёзды крайне недолго — 1—10 млн лет, после чего превращаются в сверхновые.» Гигант класса O: «Звезда яркостью класса II или III в соответствии со спектральной классификацией Йеркса.» |
??? + бонус |
Звезда класса В (бело-голубой сверхгигант) |
«Спектральный класс В составляют очень яркие бело-голубые звёзды. Их масса обычно варьирует от 2 до 16 солнечных масс, а температура поверхности достигает 30 000 К. Их срок жизни короче, чем у большинства звёзд главной последовательности.» Гигант класса O: «Звезда яркостью класса II или III в соответствии со спектральной классификацией Йеркса.» |
??? + бонус |
Звезда класса A (бело-голубой сверхгигант) |
«К спектральному классу А относятся горячие белые или голубовато-белые звёзды главной последовательности. Их масса варьирует от 1,4 до 2,1 солнечной массы, а температура поверхности достигает 10 000 К.» Гигант класса A: «Звезда яркостью класса II или III в соответствии со спектральной классификацией Йеркса.» |
1 218 + бонус |
Звезда класса F (белый сверхгигант) |
«К спектральному классу F относятся белые звёзды главной последовательности. Их масса варьирует от 1 до 1,4 солнечной массы, а температура поверхности достигает 7 600 К.» Гигант класса F: «Звезда яркостью класса II или III в соответствии со спектральной классификацией Йеркса.» |
1 218 + бонус |
Звезда класса G (бело-жёлтый сверхгигант) |
«К спектральному классу G относятся бело-жёлтые звёзды главной последовательности. Их масса варьирует от 0,8 до 1,2 солнечной массы, а температура поверхности достигает 6 000 К.» Гигант класса G: «Звезда яркостью класса II или III в соответствии со спектральной классификацией Йеркса.» |
1 218 + бонус |
Звезда класса К (оранжевый гигант) |
«Обитатели спектрального класса К — это жёлто-оранжевые звёзды главной последовательности с долгой, и как правило, стабильной жизнью. Их масса варьирует от 0,6 до 0,9 солнечной массы, а температура поверхности достигает 5 000 К.» Гигант класса G: «Оранжевый гигант спектрального класса К, сошедший с главной последовательности и приближающийся к концу эволюции. Водороная реакция в ядре прекратилась, оставив вырожденное сколлпапсировавшее ядро из гелия. Во внешних слоях „горение“ водорода продолжается, а звезда продолжает расширяться.» |
1 218 + бонус |
Звезда класса М (красный сверхгигант) (красный гигант) |
«К спектральному классу M относятся красные звёзды, которые составляют основную часть главной последовательности. Их масса варьирует от 0,075 до 0,50 солнечной массы, а температура поверхности составляет менее 4 000 K.» Красный гигант. Красные гиганты — звёзды на поздней стадии эволюции. В их [вырожденных гелиевых] ядрах прекратилась водородная реакция, и водород вытеснился во внешний слой, вызвав расширение звезды во внешние слои атмосферы. Внешние слои атмосферы очень разрежены, а температура поверхности не превышает 5000 К. |
1 218 + бонус |
Протозвёзды (Herbig Ae/Be, TTS)[]
При соотношении ~ 2,4 %[1] относительно всех других типов звёзд, эту категорию можно считать редкой.[2] Протозвёзды (Herbig Ae/Be, TTS) в игре Elite: Dangerous — это звёзды, от которых заправка невозможна.
| Тип звезды | Описание | Цена |
|---|---|---|
 Звёзды Хербига (Ae/Be) |
Звезды Хербига (Ae/Be) — это молодые звезды, как правило, моложе 10 миллионов лет с характеристиками звёзд главной последовательности спектрального класса А или В. Их масса обычно превышает солнечную от 2 до 8 раз. Масса протозвезды определяет её спектральный класс, когда она входит в главную последовательность. Звезды Herbig Ae / Be чаще встречаются ближе к ядру галактики. |
1 305 + бонус |
 Звезда типа Т Тельца (TTS) |
«Звёзды типа Т Тельца — это очень молодые звёзды, ещё не завершившие процесс гравитационного сжатия до начала водородной термоядерной реакции в ядре».
Будьте внимательны при использовании топливозаборника, так как внешний вид таких типов звёзд часто напоминает звёзды спектрального класса M или K. Также обращайте внимание на данные масс-локатора, выдающего тип главной звезды в системе для гиперпрыжка. |
1 201 + бонус |
Углеродные звёзды (C, CH, CHd, CJ, CN, CS, MS, S)[]
| Тип звезды | Описание | Цена |
|---|---|---|
Углеродные звёзды С класса |
«Звёзды класса C — класс углеродных звёзд, приближающихся к концу своей эволюции. „Горение“ водорода подходит к концу и может чередоваться с другим типом термоядерной реакции. Их отличительный признак — преобладание углерода в атмосфере над кислородом. Температура поверхности обычно не превышает 4 300 К». | 1 219 + бонус |
| Углеродные звёзды CH класса | Звезды класса CH — это неклассический тип звёзд углеродного класса, с очень сильным поглощением CH. | 1 219 + бонус |
| Углеродные звёзды CHd класса | Звёзды CHd класса — это неклассический тип звёзд углеродного класса | 1 219 + бонус |
| Углеродные звёзды CJ класса | Звёзды класса C-J — это неклассический тип звёзд углеродного класса, звёзд, которые приближаются к концу своего жизненного цикла, когда синтез водорода начинает останавливаться. Класс звёзд CJ содержит гораздо больше углерода-13 в атмосфере. | 1 219 + бонус |
| Углеродные звёзды CN класса | Звёзды класса C-N — это классический тип звёзд углеродного класса, которые приближаются к концу своей звёздной жизни, когда синтез водорода начинает останавливаться. Когда-то они были звёздами типа K или M, которые выродились в углеродную фазу своего жизненного цикла. | 1 219 + бонус |
| Углеродные звёзды CS класса | 1 219 + бонус | |
| Углеродные звёзды MS класса | Звёзды класса MS — это звёзды в конце главной последовательности, которые перешли от стадии класса S своего жизненного цикла и стали углеродной звездой, близкой к концу своего жизненного цикла. | 1 219 + бонус |
| Углеродные звёзды S класса | Звёзды класса S — гиганты позднего типа (аналогичной классу K5-M), спектр которой отображает полосы из оксида циркония, в дополнение к полосам оксида титана, характерным для гигантских звёзд классов K и M. | 1 219 + бонус |
Звёзды Вольфа-Райе (W, WC, WNC, WNC, WO)[]
| Тип звезды | Описание | Цена |
|---|---|---|
Звезда Вольфа — Райе класса W, WC, WNC, WNC, WO |
Звезды Вольфа-Райе — класс массивных звёзд, которые находятся в конце жизненного цикла и вышли из стадии «горения» водорода. Когда-то их масса превышала 20 солнечных, но с тех пор они выбросили значительную её часть в виде звёздного ветра. Температура их поверхности может достигать 200 000 К, поэтому они выглядят ярко-голубыми. | 2 568 + бонус |
Чёрные дыры[]
| Тип звезды | Описание | Цена |
|---|---|---|
 Чёрная дыра |
«Чёрные дыры представляют собой звёздные останки сверхмассивных звёзд (20 солнечных масс и более), так сильно сжавшихся, что что из-за очень высокой гравитации свет не может покинуть её поверхности. Обычно чёрные дыры можно заметить лишь по гравитационным искажениям поблизости.» — из описания в игре.
Термоядерные реакции в них прекращаются, и звезда коллапсирует до предела: гравитация становится настолько сильной, что звезду не может покинуть даже свет. При падении на такое тело происходит сильная вспышка гамма-излучения. В остальном эти объекты распознаются только по гравитационным возмущениям в окрестностях (гравитационное линзирование). Многие чёрные дыры ярко излучают в рентгеновском диапазоне из-за аккреции вещества звезды-компаньона на их поверхность. |
24 180 + бонус |
| Сверхмассивная чёрная дыра | Сверхмассивные чёрные дыры образовываются, когда первоначальная чёрная дыра начинает поглощать ещё большую массу, включая другие чёрные дыры. Со временем они приобретают огромную массу и становятся ключевым компонентом галактики. При этом большая часть другой галактической массы вращается вокруг них, а масса такой дыры может составлять несколько миллионов солнечных.
При приближении к сверхмассивной чёрной дыре будьте очень осторожны, так как в отличие от других, более мелких чёрных дыр если подойти слишком близко, сверхмассивная чёрная дыра вызовет быстрое накопление тепла, что приведёт к значительному повреждению корабля. Стоит учитывать, что с такой массой она начнёт удерживать гравитацией ваш корабль ещё раньше, чем вы ожидаете. Примечательно это тем, что, чем ближе вы находитесь к любому массивному объекту, тем менее эффективно работает передвижение в гиперкрейсерском режиме. В настоящее время единственной известной сверхмассивной чёрной дырой в игре является сверхмассивная чёрная дыра Стрелец A*, расположенная в центре галактики «Млечный Путь». |
Нейтронные звёзды[]
| Тип звезды | Описание | Цена |
|---|---|---|
 Нейтронная звезда |
Нейтронные звёзды — это звёздные останки массивных звёзд, достигших конца эволюции. После прекращения термоядерной реакции звезда коллапсирует до очень маленького объёма. Поскольку масса звезды высока (но недостаточна для образования чёрной дыры), вещество приобретает крайне высокую плотность. Оно практически полностью состоит из нейтронов. При этом такие звёзды всегда испускают мощный поток нейтронов в виде «джетов», следующих по магнитным полюсам. У быстро вращающихся нейтронных звёзд такие потоки образуют уже цилиндрические джеты. | 22 864 + бонус |
Белые карлики (D, DA*, DB*, DC*, DO*, DQ, DX)[]
| Тип звезды | Описание | Цена |
|---|---|---|
 Звёзды класса D, DA, DAZ, DQ, DCV, DB (Белый карлик) |
Белые карлики — это звёздные останки. Термоядерная реакция в них прекратилась, и ядро из-за отсутствия давления излучения коллапсировало до диаметра гораздо меньшего, чем диаметр исходной звезды. Это привело к его нагреву, предшествующему стадии медленного остывания. В таком состоянии белый карлик держится уже за счёт давления вырожденного электронного газа, однако его плотность меньше нейтронной звезды. Температура его поверхности варьирует от 8 000 до 40 000 К, поэтому эти звёздные останки выглядят бело-голубыми. Звёзды класса DA — это белые карлики с атмосферой, богатой водородом. Звёзды класса DAZ — это белые карлики, представляющие собой металлические звёзды, богатые водородом. Звёзды класса DQ — это белые карлики с атмосферой, богатой углеродом. Звёзды класса DCV — это белые карлики с переменной светимостью. Звёзды класса DB — это подкласс белых карликов с атмосферой, богатой гелием, и эмиссионными линиями нейтрального гелия. | 14 160 + бонус |
Коричневые карлики (L, T, Y)[]
| Тип звезды | Описание | Цена |
|---|---|---|
 Коричневый карлик класса L |
«Класс L составляют карликовые звёзды на грани возможности поддерживать водородную термоядерную реакцию в ядре. Их температура (от 1 300 до 2 400 K) достаточно низка для того, чтобы в атмосфере могли существовать щелочные металлы и гидриды металлов.» Класс L — это карлики, более холодные, чем звёзды класса М. |
1 200 + бонус |
Коричневый карлик класса Т |
«Карлики класса Т — это коричневые карлики с температурой поверхности от 700 до 1 300 К. Их иногда называют метановыми карликами из-за изобилия метана в их строении». Это их состояние можно считать пограничным состоянием между очень большой планетой — газовым гигантом и звездой. |
1 200 + бонус |
 Коричневый карлик класса Y |
«Звёзды класса Y — самые холодные из коричневых карликов. Температура поверхности у них ниже 700 К. Это фактически очень крупные планеты-гиганты с некоторыми звёздными свойствами». | 1 200 + бонус |
Классификация звёзд на картах системы и галактики[]
На карте системы и карте галактики можно увидеть следующую классификацию звёзд по системе Моргана — Кинана или Йеркской классификации:
Галерея[]
Ссылки[]
- Elite Galactic Wiki. «A catalog of real places inside Elite: Dangerous»
- WIKI астрономических объектов в Elite Dangerous
Примечания[]
- В статье были использованы материалы из википедии, а также в качестве иллюстраций были взяты снимки экрана из игры. Изображения звёзд были взяты отсюда.
- Если в статье не хватает какого-то типа звезды, большая просьба сделать снимок экрана (скриншот) с описанием и ссылку на снимок прикрепить в комментариях.
- ↑ 1,0 1,1 Редкость по отношению ко всем звёздам (всего 34 миллиона), согласно [1] на 10 августа 2019. Применяются обычные оговорки в отношении систематического отклонения(-й).
- ↑ 2,0 2,1 На основании следующих пороговых значений: < 1 % — очень малораспространённые; 1—5 % — малораспространённые, 5—10 % — редко встречающиеся; 10—30 % — распространённые; >30 % — очень распространённые.
- ↑ В оригинале указано как A, что скорее всего ошибка, должно быть класса F.
| |||||
|
| |||||
|
| |||||
