Які зірки відносяться до жовтих зірок. Чому зірки різного кольору? Опис, фото та відео. Колір та температура зірки

Будь-яка зірка - жовта, блакитна або червона - є розпеченою газовою кулею. Сучасна класифікація світил ґрунтується на кількох параметрах. До них відноситься температура поверхні, розмір та яскравість. Колір зірки, видимий ясної ночі, залежить головним чином першого параметра. Найгарячіші світила блакитні або навіть сині, найхолодніші — червоні. Жовті зірки, приклади яких названі нижче, посідають середнє положення за шкалою температури. До цих світил входить і Сонце.

Відмінності

Тіла, нагріті до різних температур, випромінюють світло з неоднакової довгої хвилі. Від цього параметра і залежить колір, що визначається оком людини. Чим коротша довжина хвилі, тим гарячіше тіло і тим ближче його колір до білого та блакитного. Справедливо це і зірок.

Червоні світила найхолодніші. Температура їхньої поверхні досягає лише 3 тисяч градусів. Зірка жовта, як наше Сонце, вже гаряча. Її фотосфера нагрівається до 6000 º. Білі світила розпечені ще сильніше – від 10 до 20 тисяч градусів. І, нарешті, блакитні зірки є найгарячішими. Температура їхньої поверхні досягає від 30 до 100 тисяч градусів.

загальні характеристики

Особливості жовтого карлика

Невеликі за розмірами світила характеризуються значною тривалістю життя. цього параметра – 10 млрд років. Сонце зараз розташовується приблизно на середині життєвого циклу, тобто до сходу з Головної послідовності та перетворення на червоного гіганта йому залишилося близько 5 мільярдів років.

Зірка, жовта і відноситься до типу «карлики», має розміри, подібні до сонячних. Джерело енергії таких світил - синтез гелію з водню. На наступну стадію еволюцію вони переходять після того, як у ядрі закінчується водень і починається горіння гелію.

Крім Сонця до жовтих карликів належить А, Альфа Північної Корони, Мю Волопаса, Тау Кіта та інші світила.

Жовті субгіганти

Зірки, схожі на Сонце, після вичерпання водневого палива починають змінюватися. Коли в ядрі загориться гелій світило розшириться і перетвориться на Однак ця стадія настає не відразу. Спочатку горіти починають зовнішні шари. Зірка вже зійшла з Головної послідовності, але ще не розширилася - вона знаходиться на стадії субгіганту. Маса такого світила зазвичай варіюється від 1 до 5

Стадію жовтого субгіганта можуть проходити і більші за розмірами зірки. Проте їм ця стадія менше виражена. Найвідоміший субгігант на сьогодні – це Проціон (Альфа Малого Пса).

Справжня рідкість

Жовті зірки, назви яких наводилися вище, відносяться до досить поширених у Всесвіті типів. Інакше справи з гіпергігантами. Це справжні велетні, які вважаються найважчими, яскравими і великими і водночас мають найкоротшу тривалість життя. Більшість відомих гіпергігантів відносяться до яскравих блакитних змінних, проте зустрічаються серед них білі, жовті зірки та навіть червоні.

До таких рідкісних космічних тіл належить, наприклад, Ро Кассіопеї. Це жовтий гіпергігант, що за світністю в 550 тисяч разів випереджає Сонце. Від нашої планети вона віддалена на 12 000 У ясну ніч її можна побачити неозброєним оком (видимий блиск - 4,52 м).

Надгіганти

Гіпергіганти - окремий випадок надгігантів. До останніх також входять жовті зірки. Вони, на думку астрономів, є перехідною стадією еволюції світил від блакитного до червоного надгіганта. Проте на стадії жовтого надгіганта зірка може проіснувати досить довго. Як правило, на цьому етапі еволюції світила не гинуть. За весь час вивчення космічного простору було зафіксовано лише дві наднові, породжені жовтими надгігантами.

До таких світил відносять Канопус (Альфа Кіля), Растабан (Бета Дракона), Бету Водолія та деякі інші об'єкти.

Як видно, кожна зірка, жовта подібно до Сонця, має специфічні характеристики. Однак у всіх є і щось спільне - це колір, що є результатом нагрівання фотосфери до певних температур. Крім названих, до подібних світил відносять Епсилон Щита та Бету Ворона (яскраві гіганти), Дельту Південного Трикутника та Бету Жирафа (надгіганти), Капелу та Віндеміатрікс (гіганти) та ще безліч космічних тіл. Слід зазначити, що колір, що позначається у класифікації об'єкта, який завжди збігається з видимим. Відбувається це тому, що справжній відтінок світла спотворюється через газ і пил, а також після проходження через атмосферу. Для визначення кольору астрофізики використовують апарат спектрографа: він дає значно більш точну інформацію, ніж людське око. Саме завдяки ньому вчені можуть розрізнити блакитні, жовті та червоні зірки, віддалені від нас на величезні відстані.

У ясну ніч, придивившись, можна побачити на небі міріади різнокольорових зірок. Чи замислювалися ви, від чого залежить відтінок їхнього мерехтіння, і які бувають кольори небесних світил?

Колір зірки визначається температурою її поверхні. Розсип світив, наче дорогоцінне каміння, має нескінченно різноманітні відтінки, немов чарівна палітра художника. Чим гарячіше об'єкт, тим енергія випромінювання з його поверхні вище, а значить, коротше довжина хвиль, що випускаються.

Навіть незначна різниця в довжині хвилі змінює колір, що сприймається людським оком. Найдовші хвилі мають червоний відтінок, зі збільшенням температури він змінюється на помаранчевий, жовтий, переходить у білий, а потім стає біло-синім.

Газова оболонка світил виконує функції ідеального випромінювача. За кольором зірки можна визначити її вік і температуру поверхні. Звичайно, відтінок при цьому визначається не на око, а за допомогою спеціального інструменту - спектрографа.

Вивчення спектру зірок – фундамент астрофізики нашого часу. Те, які бувають кольори небесних світил, є найчастіше єдиною доступною нам інформацією про них.

Блакитні зірки

Зірки блакитного кольору- Найбільш великі та гарячі.Температура їх зовнішніх шарів становить, в середньому, 10000 Кельвіна, а може досягати і 40000 для окремих зіркових гігантів.

У цьому діапазоні випромінюють нові зірки, які лише починають свій «життєвий шлях». Наприклад, Рігель, одна з двох головних світил сузір'я Оріона, блакитно-біла.

Жовті зірки

Центр нашої планетної системи Сонце- має температуру поверхні, що перевищує 6000 Кельвіна. З космосу воно і подібні до нього світила виглядають сліпучо білими, хоча з Землі здаються, швидше, жовтими. Золоті зірки мають середній вік.

З інших відомих нам світил білою зіркою є і Сіріусхоча на око його колір визначити досить складно. Це тому, що він займає низьке становище над горизонтом, і на шляху до нас його випромінювання сильно спотворюється з допомогою багаторазового заломлення. У середніх широтах Сіріус, часто мерехтаючи, здатний всього за півсекунди продемонструвати весь спектр кольорів!

Червоні зірки

Темний червоний відтінок мають зірки з низькою температуроюнаприклад, червоні карлики, маса яких становить менше 7,5% від ваги Сонця. Їхня температура нижче 3500 за Кельвіном, і хоча їх свічення є багатим переливом безлічі кольорів і відтінків, ми бачимо його червоним.

Гігантські світила, чиє водневе паливо закінчилося, також виглядають червоними чи навіть коричневими. В цілому, в цьому діапазоні спектра знаходиться випромінювання старих і зір, що остигають.

Виразний червоний відтінок має друга з головних зірок сузір'я Оріона, Бетельгейзе, а трохи правіше і вище за неї розташовується на карті неба Альдебаран, що має помаранчевий колір.

Найстаріша червона зірка з існуючих - HE 1523-0901із сузір'я Терезів - гігантське світило другого покоління, знайдене на околицях нашої галактики на відстані 7500 світлових років від Сонця. Її можливий вік становить близько 13,2 мільярда років, що не набагато менше за передбачуваний вік Всесвіту.

Якщо уважно придивитися до нічного неба, легко помітити, що зірки, що дивляться на нас, різняться за кольором. Блакитні, білі, червоні, вони світять рівно або мерехтять, подібно до ялинкової гірлянди. У телескоп відмінності у кольорі стають очевиднішими. Причина, яка призвела до такого розмаїття, у температурі фотосфери. І, попри логічне припущення, найгарячішими є не червоні, а блакитні, біло-блакитні та білі зірки. Але про все по порядку.

Спектральна класифікація

Зірки - величезні розпечені кулі, що складаються з газу. Те, якими бачимо їх із Землі, залежить від безлічі параметрів. Наприклад, зірки насправді не мерехтять. Впевнитись у цьому дуже легко: досить згадати Сонце. Ефект мерехтіння виникає через те, що світло, що йде від космічних тіл до нас, долає міжзоряне середовище, повне пилу та газу. Інша справа – колір. Він є наслідком нагрівання оболонок (особливо фотосфери) до температур. Справжній колір може відрізнятись від видимого, але різниця, як правило, невелика.

Сьогодні у всьому світі використовується гарвардська спектральна класифікація зірок. Вона є температурною і ґрунтується на вигляді та відносної інтенсивності ліній спектру. Кожному класу відповідають зірки певного кольору. Розроблено класифікацію в обсерваторії Гарварда в 1890-1924 гг.

Один Голий Англієць Фініки Жував ​​Як Морква

Основних спектральних класів сім: O-B-A-F-G-K-M. Ця послідовність відображає поступове зниження температури (від О до М). Для її запам'ятовування є спеціальні мнемонічні формули. Російською мовою одна з них звучить так: «Один Голий Англієць Фініки Жував ​​Як Морква». До цих класів додаються ще два. Літерами C і S позначаються холодні світила зі смугами оксидів металу в спектрі. Розглянемо зіркові класи докладніше:

• Клас О характеризується найвищою температурою поверхні (від 30 до 60 тисяч Кельвінів). Зірки такого типу перевищують Сонце за масою у 60, а за радіусом – у 15 разів. Їхній видимий колір - блакитний. По світності вони випереджають нашу зірку більш ніж у мільйон разів. Блакитна зірка HD93129A, що відноситься до цього класу, характеризується одним із найбільших показників світності серед відомих космічних тіл. За цим показником вона випереджає Сонце у 5 мільйонів разів. Блакитна зірка розташовується на відстані 7,5 тисячі світлових років від нас.
• Клас В має температуру в 10-30 тисяч Кельвінів, масою, що в 18 разів перевищує аналогічний параметр Сонця. Це біло-блакитні та білі зірки. Їхній радіус більше, ніж у Сонця, у 7 разів.
• Клас А характеризується температурою в 7,5-10 тисяч Кельвінів, радіусом та масою, що перевищують у 2,1 та 3,1 разів відповідно аналогічні параметри Сонця. Це білі зірки.
• Клас F: температура 6000-7500 К. Маса більша за сонячну в 1,7 разів, радіус - в 1,3. З Землі такі зірки виглядають також білими, їхній справжній колір - жовтувато-білий.
• Клас G: температура 5-6 тисяч Кельвінів. До цього класу належить Сонце. Видимий та справжній колір таких зірок – жовтий.
• Клас К: температура 3500-5000 К. Радіус і маса менше сонячних, складають 0,9 та 0,8 від відповідних параметрів світила. Видимий із Землі колір цих зірок - жовтувато-жовтогарячий.
• Клас М: температура 2-3,5 тисяч Кельвінів. Маса та радіус - 0,3 та 0,4 від аналогічних параметрів Сонця. З поверхні нашої планети вони виглядають червоно-жовтогарячими. До класу М належать Бета Андромеди та Альфа Лисички. Яскрава червона зірка, знайома багатьом, це Бетельгейзе (альфа Оріона). Найкраще шукати її на небі взимку. Червона зірка розташована вище і трохи лівіше за пояс Оріона.

Кожен клас ділиться на підкласи від 0 до 9, тобто від найгарячіших до найхолодніших. Номери зірок позначають належність до певного спектрального типу та ступінь нагрівання фотосфери порівняно з іншими світилами групи. Наприклад, Сонце належить до класу G2.

Візуальні білі

Таким чином, класи зірок з B по F із Землі можуть виглядати білими. І тільки об'єкти, що належать до А-типу, мають таке забарвлення насправді. Так, зірка Саїф (сузір'я Оріон) та Алголь (бета Персея) спостерігачеві, не озброєному телескопом, здадуться білими. Вони відносяться до спектрального класу B. Їхній справжній колір - біло-блакитний. Також білими здаються Міфрак та Проціон, найяскравіші зірки у небесних малюнках Персей та Малий Пес. Однак їхній справжній колір ближче до жовтого (клас F).

Чому білі зірки для земного спостерігача? Колір спотворюється через величезну відстань, що відокремлює нашу планету від подібних об'єктів, а також об'ємних хмар пилу і газу, що нерідко зустрічаються в космосі.

Клас А

Білі зірки характеризуються не такою високою температурою, як представники класу О та В. Їхня фотосфера нагрівається до 7,5-10 тисяч Кельвінів. Зірки спектрального класу А значно більші за Сонце. Їхня світність також більша - приблизно в 80 разів.

У спектрах А-зірок сильно виражені лінії водню серії Бальмера. Лінії інших елементів помітно слабші, проте вони стають суттєвішими в міру просування від підкласу А0 до А9. Для гігантів і надгігантів, що належать до спектрального класу А, характерні менш виражені лінії водню, ніж для зірок головної послідовності. У разі цих світил помітнішими стають лінії важких металів.

До спектрального класу А належить чимало пекулярних зірок. Таким терміном позначають світила, що мають помітні особливості в спектрі та фізичних параметрах, що ускладнює їх класифікацію. Наприклад, досить рідкісні зірки типу лямбди Волопаса характеризуються нестачею важких металів і дуже повільним обертанням. До пекулярних світил входять і білі карлики.

Класу А належать такі яскраві об'єкти нічного неба, як Сіріус, Менкалінан, Аліот, Кастор та інші. Познайомимось із ними ближче.

Альфа Великого Пса

Сіріус - найяскравіша, хоч і не найближча, зірка на небі. Відстань до нього – 8,6 світлових років. Для земного спостерігача він здається настільки яскравим тому, що має значні розміри і все ж таки видалений не так значно, як багато інших великих і яскравих об'єктів. Найближча зірка до Сонця – це альфа Центавра. Сіріус у цьому списку знаходиться на п'ятому місці.

Належить він до сузір'я Великого Пса і являє собою систему з двох компонентів. Сиріус А і Сіріус В розділені відстанню в 20 астрономічних одиниць і обертаються з періодом трохи менше 50 років. Перший компонент системи - зірка головної послідовності, що належить спектральному класу А1. Його маса вдвічі перевищує сонячну, а радіус - в 1,7 раза. Саме його можна спостерігати неозброєним оком із Землі.

Другий компонент системи – білий карлик. Зірка Сіріус практично дорівнює нашому світилу по масі, що нетипово для таких об'єктів. Зазвичай білі карлики характеризуються масою 0,6-0,7 сонячних. При цьому розміри Сиріуса наближені до земних. Передбачається, що стадія білого карлика розпочалася для цієї зірки приблизно 120 мільйонів років тому. Коли Сиріус розташовувався на головній послідовності, він, ймовірно, являв собою світило з масою в 5 сонячних і ставився до спектрального класу В.

Сіріус А, за підрахунками вчених, перейде на наступну стадію еволюції приблизно через 660 млн. років. Тоді він перетвориться на червоного гіганта, а ще трохи пізніше - на білого карлика, як і його компаньйон.

Альфа Орла

Як і Сіріус, багато білі зірки, назви яких наведені нижче, через яскравість і нерідку згадку на сторінках науково-фантастичної літератури добре знайомі не тільки людям, які захоплюються астрономією. Альтаїр – одне з таких світил. Альфа Орла зустрічається, наприклад, в Урсули ле Гуїн та Стівіна Кінга. На нічному небі ця зірка гарна помітна через яскравість і близьке розташування. Відстань, що розділяє Сонце та Альтаїр, становить 16,8 світлових років. Зі зірок спектрального класу А ближче до нас тільки Сіріус.

Альтаїр за масою перевищує Сонце у 1,8 разів. Його характерною особливістю є дуже швидке обертання. Один оберт навколо осі зірка здійснює менше ніж за дев'ять годин. Швидкість обертання в районі екватора – 286 км/с. Як результат «шустрый» Альтаїр сплюснуть із полюсів. Крім того, через еліптичну форму від полюсів до екватора знижується температура та яскравість зірки. Цей ефект названий «гравітаційним потемнінням».

Ще одна особливість Альтаїра в тому, що його блиск поступово змінюється. Він відноситься до змінних типу дельти Щита.

Альфа Ліри

Вега - найвивченіша зірка після Сонця. Альфа Ліри – перша зірка, у якої визначили спектр. Вона ж стала другим після Сонця світилом, зображеним на фотографії. Вега увійшла і до перших зірок, до яких вчені виміряли відстань методом парлаксу. Тривалий період яскравість світила приймалася за 0 щодо зіркових величин інших об'єктів.

Добре знайома альфа Ліри і астроному-аматору, і простому спостерігачеві. Вона є п'ятою за яскравістю серед зірок, входить до астеризму Літній трикутник разом з Альтаїром і Денеб.

Відстань від Сонця до Веги – 25,3 світлових років. Її екваторіальний радіус і маса більше за аналогічні параметри нашого світила в 2,78 і 2,3 разів відповідно. Форма зірки далека від ідеальної кулі. Діаметр у районі екватора помітно більший, ніж у полюсів. Причина – величезна швидкість обертання. На екваторі вона досягає 274 км/с (для Сонця цей параметр дорівнює трохи більше двох кілометрів на секунду).

Одна з особливостей Веги - навколишній пиловий диск. Імовірно, що він виник у результаті великої кількості зіткнень комет та метеоритів. Пиловий диск обертається навколо зірки та розігрівається під дією її випромінювання. Внаслідок цього зростає інтенсивність інфрачервоного випромінювання Веги. Нещодавно в диску були виявлені несиметричності. Імовірне їхнє пояснення - наявність у зірки принаймні однієї планети.

Альфа Близнюків

Другий за яскравістю об'єкт у сузір'ї Близнюків – це Кастор. Він так само, як і попередні світила, відноситься до спектрального класу А. Кастор - одна з самих яскравих зірокнічне небо – Стокове зображення У відповідному списку він знаходиться на 23 місці.

Кастор є кратною системою, що складається з шести компонентів. Два основні елементи (Кастор А та Кастор В) обертаються навколо загального центру мас з періодом 350 років. Кожна з двох зірок є спектрально-подвійною. Компоненти Кастора А і Кастора менш яскраві і ставляться імовірно до спектрального класу М.

Кастор С не відразу був пов'язаний із системою. Спочатку він позначався як самостійна зірка YY Близнюків. У процесі досліджень цієї області піднебіння стало відомо, що це світило фізично пов'язане із системою Кастора. Зірка обертається навколо загального для всіх компонентів центру мас із періодом у кілька десятків тисяч років і також є спектрально-подвійною.

Бета Возничого

Небесний малюнок Возничого включає приблизно 150 «крапок», багато з них – це білі зірки. Назви світил мало що скажуть людині, далекі від астрономії, але це не применшує їх значення для науки. Найяскравішим об'єктом небесного малюнка, які належать до спектрального класу А, є Менкалінан чи бета Возничого. Ім'я зірки в перекладі з арабської означає «плечо володаря поводи».

Менкалінан – потрійна система. Два її компоненти - субгіганти спектрального класу А. Яскравість кожного їх перевищує аналогічний параметр Сонця в 48 раз. Вони розділені відстанню 0,08 астрономічні одиниці. Третій компонент – це червоний карлик, віддалений від пари на 330 а. е.

Епсилон Великої Ведмедиці

Найяскравіша «точка» в, мабуть, найвідомішому сузір'ї північного неба (Велика Ведмедиця) – це Аліот, який також відноситься до класу А. Видима величина – 1,76. У списку найяскравіших світил зірка посідає 33 місце. Аліот входить в астеризм Великий ківш і розташовується ближче за інші світила до чаші.

Спектр Аліота характеризується незвичайними лініями, що коливаються з періодом 5,1 дня. Передбачається, що особливості пов'язані з впливом магнітного поля зірки. Коливання спектру, за останніми даними, можуть виникати через близьке розташування космічного тіла з масою майже 15 мас Юпітера. Чи так це, поки що загадка. Її, як та інші таємниці зірок, астрономи намагаються зрозуміти щодня.

Білі карлики

Розповідь про білі зірки буде неповною, якщо не згадати про ту стадію еволюції світил, яка позначається як «білий карлик». Назву свою такі об'єкти отримали через те, що перші виявлені з них належали спектральному класу А. Це був Сіріус В і 40 Ерідана В. На сьогоднішній день білими карликами називають один із варіантів фінальної стадії життя зірки.

Зупинимося докладніше на життєвому циклі світил.

Зоряна еволюція

За одну ніч зірки не народжуються: кожна з них проходить кілька стадій. Спочатку хмара газу та пилу починає стискатися під впливом власних сил тяжіння. Повільно воно набуває форми кулі, при цьому енергія гравітації перетворюється на тепло - зростає температура об'єкта. У той момент, коли вона досягає величини 20 мільйонів Кельвінів, починається реакція ядерного синтезу. Ця стадія і вважається початком повноцінної зірки.

Більшість часу світила проводять на головній послідовності. У надрах постійно йдуть реакції водневого циклу. Температура зірок може відрізнятися. Коли ядрі закінчується весь водень, починається нова стадія еволюції. Тепер паливом стає гелій. При цьому зірка починає розширюватись. Її світність збільшується, а температура поверхні, навпаки, падає. Зірка сходить із головної послідовності і стає червоним гігантом.

Маса гелієвого ядра поступово збільшується, і воно починає стискатися під власною вагою. Стадія червоного гіганта закінчується набагато швидше, ніж попередня. Шлях, яким піде подальша еволюція, залежить від початкової маси об'єкта. Маломасивні зірки на стадії червоного гіганта починають роздмухуватися. Внаслідок цього процесу об'єкт скидає оболонки. Утворюється планетарна туманність та оголене ядро ​​зірки. У цьому ядрі завершилися всі реакції синтезу. Воно називається гелієвим білим карликом. Найбільш потужні червоні гіганти (до певної межі) еволюціонують у вуглецевих білих карликів. У їхніх ядрах є більш важкі елементи, ніж гелій.

Характеристики

Білі карлики – тіла, за масою, як правило, дуже близькі до Сонця. У цьому їхній розмір відповідає земному. Колосальна щільність цих космічних тіл і процеси, що відбуваються в їх надрах, незрозумілі з точки зору класичної фізики. Таємниці зірок допомогла розкрити квантову механіку.

Речовина білих карликів є електронно-ядерною плазмою. Сконструювати його навіть за умов лабораторії практично неможливо. Тому багато характеристик таких об'єктів залишаються незрозумілими.

Навіть якщо вивчати всю ніч зірки, знайти хоча б один білий карлик без спеціальної апаратури не вдасться. Їхня світність значно менша за сонячну. За підрахунками вчених, білі карлики становлять приблизно від 3% до 10% всіх об'єктів Галактики. Однак на сьогоднішній день знайдені лише ті з них, які розташовані не далі, ніж на відстані 200-300 парсеків від Землі.

Білі карлики продовжують еволюціонувати. Відразу після освіти вони мають високу температуруповерхні, але швидко остигають. Через кілька десятків мільярдів років після утворення, згідно з теорією, білий карлик перетворюється на чорного карлика - тіло, що не випромінює видиме світло.

Біла, червона чи синя зірка для спостерігача відрізняються насамперед кольором. Астроном дивиться глибше. Колір для нього відразу багато розповідає про температуру, розміри і масу об'єкта. Блакитна або світла синя зірка - гігантська розпечена куля, яка за всіма параметрами сильно випереджає Сонце. Білі світила, приклади яких описані у статті, дещо менші. Номери зірок у різних каталогах також багато повідомляють професіоналам, але далеко не всі. Багато відомостей про життя далеких космічних об'єктів або ще не отримали пояснення, або залишаються навіть не виявленими.

Зірки, які ми спостерігаємо, розрізняються як за кольором, так і яскравістю свічення. Яскравість зірки залежить від її маси, і від відстані до неї. А колір світіння залежить від температури її поверхні. Найхолодніші зірки мають червоний колір. А найгарячіші – блакитуватий відтінок. Білі та блакитні зірки – найбільш гарячі, їхня температура вища, ніж температура Сонця. Наша зірка Сонце належить до класу жовтих зірок.

Скільки зірок на небі?
Підрахувати навіть хоча б приблизно кількість зірок у відомій частині Всесвіту практично неможливо. Вчені можуть лише сказати, що в нашій Галактиці, яка називається Чумацький Шлях, може бути близько 150 мільярдів зірок. Адже є ще й інші галактики! Зате набагато точно людям відомо кількість зірок, які можна побачити з поверхні Землі неозброєним оком. Таких зірок близько 4,5 тисячі.

Як народжуються зірки?
Якщо зірки запалюють, значить це комусь потрібно? У безкрайньому космічному просторі завжди є молекули найпростішої речовини у Всесвіті – водню. Десь водню менше, десь більше. Під впливом сил взаємного тяжіння молекули водню притягуються друг до друга. Ці процеси тяжіння можуть тривати дуже довго – мільйони та навіть мільярди років. Але рано чи пізно молекули водню притягуються настільки близько одна до одної, що утворюється газова хмара. При подальшому тяжінні в центрі такої хмари починає підвищуватися температура. Пройдуть ще мільйони років, і температура в газовій хмарі може піднятися настільки, що почнеться реакція термоядерного синтезу - водень почне перетворюватися на гелій і на небоз'явиться нова зірка. Будь-яка зірка – це розпечена газова куля.

Тривалість життя у зірок значно відрізняється. Вчені з'ясували, що чим більша маса новонародженої зірки, тим менший термін її життя. Термін життя зірки може становити як сотні мільйонів років, і мільярди років.

Світловий рік
Світловий рік – це відстань, яка долає за рік промінь світла, що летить зі швидкістю 300 тисяч кілометрів на секунду. А в році 31,536 млн секунд! Так ось, від найближчої до нас зірки під назвою Проксима Центавра промінь світла летить понад чотири роки (4.22 світлові роки)! Ця зірка знаходиться від нас у 270 тисяч разів далі, ніж Сонце. А решта зірок знаходиться набагато далі - у десятках, сотнях, тисячах і навіть у мільйонах світлових років від нас. Саме тому зірки здаються нам такими маленькими. І навіть у найпотужніший телескоп вони, на відміну планет, завжди видно, як точки.

Що таке «сузір'я»?
З давніх-давен люди дивилися на зірки і бачили в химерних постатях, які утворюють групи яскравих зірок, образи тварин і міфічних героїв. Такі постаті на небосхилі почали називати сузір'ями. І, хоча на небосхилі зірки, що включаються людьми в те чи інше сузір'я, зорово знаходяться поряд одна з одною, в космічному просторі ці зірки можуть перебувати на значній відстані один від одного. Найвідомішими сузір'ями є Велика та Мала Ведмедиця. Справа в тому, що до сузір'я Мала Ведмедиця входить Полярна зірка, на яку вказує північний полюсЗемля нашої планети. І знаючи, як знайти на небосхилі Полярну зірку, будь-який мандрівник і мореплавець зможе визначити, де знаходиться північ і зорієнтуватися на місцевості.

Наднові зірки
Деякі зірки в кінці терміну свого життя раптом починають світитися в тисячі і мільйони разів яскравіше, ніж зазвичай, і викидають у навколишній простір величезні маси речовини. Прийнято казати, що відбувається вибух наднової зірки. Світіння наднової поступово згасає і врешті-решт на місці такої зірки залишається тільки хмара, що світиться. Подібний спалах наднового спостерігався давніми астрономами Близького та Далекого Сходу 4 липня 1054 року. Згасання цієї наднової тривало 21 місяць. Наразі на місці цієї зірки знаходиться відома багатьом любителям астрономії Крабоподібна туманність.

Підсумовуючи цей розділ, відзначимо, що

V. Види зірок

Основна спектральна класифікація зірок:

Коричневі карлики

Коричневі карлики це тип зірок, у яких ядерні реакції будь-коли могли компенсувати втрати енергії на випромінювання. Довгий час коричневі карлики були гіпотетичними об'єктами. Їхнє існування передбачили в середині XX ст., ґрунтуючись на уявленнях про процеси, що відбуваються під час формування зірок. Однак у 2004 році вперше було виявлено коричневий карлик. На сьогоднішній день відкрито чимало зірок подібного типу. Їх спектральний клас М - T. Теоретично виділяється ще один клас - позначається Y.

Білі карлики

Незабаром після гелієвого спалаху «загоряються» вуглець та кисень; кожна з цих подій викликає сильну перебудову зірки та її швидке переміщення за діаграмою Герцшпрунга – Рассела. Розмір атмосфери зірки збільшується ще більше, і вона починає інтенсивно втрачати газ у вигляді потоків зоряного вітру, що розлітаються. Доля центральної частини зірки повністю залежить від її вихідної маси: ядро ​​зірки може закінчити свою еволюцію як білий карлик (маломасивні зірки), якщо її маса на пізніх стадіях еволюції перевищує межу Чандрасекара - як нейтронна зірка (пульсар), якщо ж маса перевищує межа Оппенгеймера – Волкова – як чорна діра. У двох останніх випадках завершення еволюції зірок супроводжується катастрофічними подіями – спалахами наднових.
Переважна більшість зірок, і Сонце в тому числі, закінчують еволюцію, стискаючи доти, доки тиск вироджених електронів не врівноважить гравітацію. У цьому стані, коли розмір зірки зменшується в сотню разів, а щільність стає в мільйон разів вищою за щільність води, зірку називають білим карликом. Вона позбавлена ​​джерел енергії і, поступово остигаючи, стає темною та невидимою.

Червоні гіганти

Червоні гіганти та надгіганти – це зірки з досить низькою ефективною температурою (3000 – 5000 К), проте з величезною світністю. Типова абсолютна зіркова величинатаких об'єктів? 3m-0m (I та III клас світності). Для їхнього спектру характерна присутність молекулярних смуг поглинання, а максимум випромінювання посідає інфрачервоний діапазон.

Змінні зірки

Змінна зірка - це зірка, за історію спостереження якої хоч раз змінювався блиск. Причин змінності багато і пов'язані вони можуть бути не тільки з внутрішніми процесами: якщо подвійна зірка і промінь зору лежить або знаходиться під невеликим кутом до поля зору, то одна зірка, проходячи по диску зірки, буде його затьмарювати, також блиск може змінитися, якщо світло від зірки пройде крізь сильне гравітаційне поле. Проте здебільшого змінність пов'язані з нестабільними внутрішніми процесами. В останній версії загального каталогу змінних зірок прийнято наступне поділ:
Еруптивні змінні зірки - це зірки, що змінюють свій блиск через бурхливі процеси і спалахи в їх хромосферах і коронах. Зміна світності відбувається зазвичай внаслідок змін в оболонці або втрати маси у формі зоряного вітру змінної інтенсивності та/або взаємодії з міжзоряним середовищем.
Пульсуючі змінні зірки- це зірки, що показують періодичні розширення та стискування своїх поверхневих шарів. Пульсації можуть бути радіальними та не радіальними. Радіальні пульсації зірки залишають її форму сферичної, тоді як радіальні пульсації викликають відхилення форми зірки від сферичної, а сусідні зони зірки може бути у протилежних фазах.
Змінні зірки, що обертаються- це зірки, у яких розподіл яскравості поверхнею неоднорідно та/або вони мають нееліпсоїдальну форму, внаслідок чого при обертанні зірок спостерігач фіксує їх змінність. Неоднорідність яскравості поверхні може бути викликана наявністю плям або температурних або хімічних неоднорідностей, викликаних магнітними полями, осі яких не збігаються з віссю обертання зірки.
Катаклізмічні (вибухові та новоподібні) змінні зірки. Змінність цих зірок викликана вибухами, причиною яких є вибухові процеси в їх поверхневих шарах (нові) або глибоко в їх надрах (наднові).
Затменно-подвійні системи.
Оптичні змінні подвійні системи із жорстким рентгенівським випромінюванням
Нові типи змінних- типи змінності, відкриті в процесі видання каталогу і тому не потрапили до вже виданих класів.

Нові

Нова зірка – тип катаклізмічних змінних. Блиск у них змінюється не так різко, як у наднових (хоча амплітуда може становити 9m): за кілька днів до максимуму зірка лише на 2m слабша. Кількість таких днів визначає, до якого класу нових належить зірка:
Дуже швидкі, якщо цей час (який позначається як t2) менше 10 днів.
Швидкі - 11 Дуже повільні: 151 Гранично повільні, що знаходяться поблизу максимуму роками.

Існує залежність максимуму нової блиску від t2. Іноді цю залежність використовують визначення відстані до зірки. Максимум спалаху в різних діапазонах поводиться по-різному: коли у видимому діапазоні вже спостерігається спад випромінювання, в ультрафіолеті все ще продовжується зростання. Якщо спостерігається спалах і в інфрачервоному діапазоні, максимум буде досягнутий тільки після того, як блиск в ультрафіолеті піде на спад. Таким чином, болометрична світність під час спалаху досить довго залишається незмінною.

У нашій Галактиці можна виділити дві групи нових: нові диски (в середньому вони яскравіші і швидші), і нові балджа, які трохи повільніші і, відповідно, трохи слабші.

Наднові

Наднові зірки - зірки, які закінчують свою еволюцію у катастрофічному вибуховому процесі. Терміном "наднові" були названі зірки, які спалахували набагато (на порядки) сильніше так званих "нових зірок". Насправді, ні ті, ні інші не є фізично новими, завжди спалахують вже існуючі зірки. Але в кількох історичних випадках спалахували ті зірки, які раніше були на небі практично або повністю не видно, що створювало ефект появи нової зірки. Тип наднової визначається за наявністю у спектрі спалаху ліній водню. Якщо він є, значить наднова II типу, якщо ні - то I типу

Гіпернові

Гіпернова - колапс винятково важкої зірки після того, як у ній більше не залишилося джерел підтримки термоядерних реакцій; іншими словами, це дуже велика наднова. З початку 1990-х років були помічені настільки потужні вибухи зірок, що сила вибуху перевищувала потужність вибуху звичайною надновою приблизно в 100 разів, а енергія вибуху перевищувала 1046 джоулів. До того ж багато хто з цих вибухів супроводжувався дуже сильними гамма-сплесками. Інтенсивне дослідження піднебіння знайшло кілька аргументів на користь існування гіпернових, але поки що гіпернові є гіпотетичними об'єктами. Сьогодні термін використовується для опису вибухів зірок із масою від 100 до 150 і більше мас Сонця. Гіпернові теоретично могли б створити серйозну загрозу Землі внаслідок сильного радіоактивного спалаху, але в даний час поблизу Землі немає зірок, які могли б становити таку небезпеку. За деякими даними, 440 мільйонів років тому мав місце вибух гіпернової зірки поблизу Землі. Ймовірно, короткоживучий ізотоп нікелю 56Ni потрапив на Землю внаслідок цього вибуху.

Нейтронні зірки

У зірок більш масивних, ніж Сонце, тиск вироджених електронів неспроможна стримати стиск ядра, і це триває до того часу, поки більшість частинок не перетвориться на нейтрони, упаковані настільки щільно, що розмір зірки вимірюється кілометрами, а щільність 280 трлн. разів перевищує щільність води. Такий об'єкт називають нейтронною зіркою; його рівновага підтримується тиском виродженої нейтронної речовини.

Якого кольору зірки

Кольори зірок.Зірки мають різні кольори. У Арктура жовто-жовтогарячий відтінок, Рігель біло-блакитний, Антарес яскраво-червоний. Домінуючий колір у діапазоні зірки залежить від температури її поверхні. Газова оболонка зірки поводиться майже як ідеальний випромінювач (абсолютно чорне тіло) і цілком підпорядковується класичним законам випромінювання М.Планка (1858–1947), Й.Стефана (1835–1893) та В.Віна (1864–1928), що сполучає температуру. та характер його випромінювання. Закон Планка визначає розподіл енергії у діапазоні тіла. Він показує, що зі зростанням температури підвищується повний потік випромінювання, а максимум у спектрі зсувається у бік коротких хвиль. Довжина хвилі (у сантиметрах), на яку припадає максимум випромінювання, визначається законом: l max = 0,29/ T. Саме цей закон пояснює червоний колір Антареса. T= 3500 K) та блакитний колір Рігеля ( T= 18000 К). Закон Стефана дає повний потік випромінювання на всіх довжинах хвиль (у ватах із квадратного метра): E = 5,67" 10 –8 T 4 .

Спектри зірок.Вивчення зоряних спектрів – фундамент сучасної астрофізики. За спектром можна визначити хімічний склад, температуру, тиск та швидкість руху газу в атмосфері зірки. За доплерівським зміщенням ліній вимірюють швидкість руху самої зірки, наприклад, по орбіті в подвійній системі.

У діапазонах більшості зірок видно лінії поглинання, тобто. вузькі розриви у безперервному розподілі випромінювання. Їх називають також фраунгоферовими чи абсорбційними лініями. Вони утворюються в спектрі тому, що випромінювання гарячих нижніх шарів атмосфери зірки, проходячи крізь холодніші верхні шари, поглинається на деяких довжинах хвиль, характерних для певних атомів і молекул.

Спектри поглинання зірок сильно різняться; проте інтенсивність ліній будь-якого хімічного елемента які завжди відбиває його справжнє кількість у атмосфері зірки: значно більшою мірою вид спектру залежить від температури зоряної поверхні. Наприклад, атоми заліза є у атмосфері більшості зірок. Однак лінії нейтрального заліза відсутні у спектрах гарячих зірок, оскільки всі атоми заліза там іонізовані. Водень – це головний компонент усіх зірок. Але оптичні лінії водню не видно в спектрах холодних зірок, де він недостатньо збуджений, і в спектрах гарячих зірок, де він повністю іонізований. Зате у спектрах помірно гарячих зірок із температурою поверхні бл. 10 000 До найпотужніших ліній поглинання – це лінії бальмерівської серії водню, що утворюються при переходах атомів з другого енергетичного рівня.

Тиск газу в атмосфері зірки також має певний вплив на спектр. При однаковій температурі лінії іонізованих атомів сильніше в атмосферах з низьким тиском, оскільки ці атоми рідше захоплюють електрони і, отже, довше живуть. Тиск атмосфери тісно пов'язані з розміром і масою, отже, і зі світністю зірки даного спектрального класу. Встановивши за спектром тиск, можна обчислити світність зірки та, порівнюючи її з видимим блиском, визначити «модуль відстані» ( M- m) та лінійну відстань до зірки. Цей дуже корисний метод називають методом спектральних паралаксів.

Показник кольору.Спектр зірки та її температура тісно пов'язані з показником кольору, тобто. з відношенням яскравостей зірки у жовтому та блакитному діапазонах спектру. Закон Планка, що описує розподіл енергії у спектрі, дає вираз показника кольору: C.I. = 7200/ T- 0,64. У холодних зірок показник кольору вищий, ніж гарячих, тобто. холодні зірки відносно яскравіші у жовтих променях, ніж у блакитних. Гарячі (блакитні) зірки виглядають яскравішими на звичайних фотопластинках, а холодні зірки виглядають яскравішими для ока та особливих фотоемульсій, чутливих до жовтих променів.

Спектральна класифікація.Усю різноманітність зоряних спектрів можна вкласти в логічну систему. Гарвардська спектральна класифікація вперше була представлена ​​в Каталог зоряних спектрів Генрі Дрепера, підготовленого під керівництвом Е. Пікерінга (1846-1919). Спочатку спектри були розставлені за інтенсивністю ліній та позначені літерами в алфавітному порядку. Але розвинена пізніше фізична теорія спектрів дозволила розташувати в температурну послідовність. Букве позначення спектрів не змінили, і тепер порядок основних спектральних класів від гарячих до холодних зірок виглядає так: O B A F G K M. Додатковими класами R, N і S позначені спектри, схожі на K і M, але з іншим хімічним складом. Між кожними двома класами введені підкласи, позначені цифрами від 0 до 9. Наприклад, спектр типу A5 знаходиться посередині між A0 та F0. Додатковими літерами іноді відзначають особливості зірок: "d" - карлик, "D" - білий карлик, "p" - пекулярний (незвичайний) спектр.

Найбільш точну спектральну класифікацію представляє система МК, створена У.Морганом та Ф.Кінаном в Єркській обсерваторії. Це двовимірна система, в якій спектри розставлені як за температурою, так і світністю зірок. Її наступність з одновимірною Гарвардською класифікацією у цьому, що температурна послідовність виражена тими самими літерами і цифрами (A3, K5, G2 тощо.). Але додатково введені класи світності, відзначені римськими цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V і VI відповідно вказують на яскраві надгіганти, надгіганти, яскраві гіганти, нормальні гіганти, субгіганти, карлики (зірки головної послідовності) і субкарлики. Наприклад, позначення G2 V відноситься до зірки типу Сонця, а позначення G2 III показує, що це нормальний гігант із температурою приблизно як у Сонця.

ГАРВАРДСЬКА СПЕКТРАЛЬНА КЛАСИФІКАЦІЯ
Спектральний клас	Ефективна температура, К	Колір
	26000–35000	Блакитний
	12000–25000	Біло-блакитний
	8000–11000	Білий
	6200–7900	Жовто-білий
	5000–6100	Жовтий
	3500–4900	Помаранчевий
	2600–3400	червоний