Кои звезди са жълти звезди? Защо звездите са с различни цветове? Описание, снимка и видео. Цвят и температура на звездата

Всяка звезда - жълта, синя или червена - е гореща газова топка. Съвременната класификация на осветителните тела се основава на няколко параметъра. Те включват повърхностна температура, размер и яркост. Цветът на звезда, видима в ясна нощ, зависи главно от първия параметър. Най-горещите светила са сини или дори сини, най-студените са червени. Жълтите звезди, примери за които са посочени по-долу, заемат средна позиция в температурната скала. Тези светила включват Слънцето.

Разлики

Телата, нагрети до различни температури, излъчват светлина с различна дължина на вълната. Цветът, определен от човешкото око, зависи от този параметър. Колкото по-къса е дължината на вълната, толкова по-горещо е тялото и толкова по-близък е цветът му до бяло и синьо. Това важи и за звездите.

Червените светила са най-студените. Температурата на повърхността им достига само 3 хиляди градуса. Звездата е жълта, като нашето слънце, вече по-гореща. Фотосферата му се нагрява до 6000º. Белите светила са още по-горещи - от 10 до 20 хиляди градуса. И накрая, сините звезди са най-горещите. Температурата на повърхността им достига от 30 до 100 хиляди градуса.

Основни характеристики

Характеристики на жълто джудже

Малките осветителни тела се характеризират с впечатляваща продължителност на живота. този параметър е 10 милиарда години. Слънцето сега е приблизително на половината от своя жизнен цикъл, което означава, че му остават около 5 милиарда години, преди да напусне основната последователност и да се превърне в червен гигант.

Звездата, жълта и класифицирана като джудже, има размери, подобни на тези на слънцето. Източникът на енергия за такива осветителни тела е синтезът на хелий от водород. Те преминават към следващия етап от еволюцията, след като водородът в ядрото свърши и започне изгарянето на хелий.

В допълнение към Слънцето, жълтите джуджета включват A, Алфа Северна корона, Mu Bootes, Tau Ceti и други светила.

Жълти субгиганти

Звезди, подобни на Слънцето, започват да се променят след изчерпване на водородното гориво. Когато хелият в ядрото се запали, звездата ще се разшири и ще се превърне в Този етап обаче не настъпва веднага. Първи започват да горят външните слоеве. Звездата вече е напуснала основната последователност, но все още не се е разширила - тя е на етап субгигант. Масата на такава звезда обикновено варира от 1 до 5

Дори по-големите звезди могат да преминат през етапа на жълтия субгигант. При тях обаче този етап е по-слабо изразен. Най-известният субгигант днес е Процион (Alpha Canis Minor).

Истинска рядкост

Жълтите звезди, чиито имена бяха дадени по-горе, принадлежат към доста често срещани видове във Вселената. При хипергигантите нещата са различни. Това са истински гиганти, считани за най-тежките, най-ярките и големи и в същото време с най-кратката продължителност на живота. Повечето известни хипергиганти са ярко сини променливи, но сред тях има бели, жълти и дори червени звезди.

Такива редки космически тела включват, например, Ро Касиопея. Това е жълт хипергигант, светимост 550 хиляди пъти по-голяма от Слънцето. Намира се на 12 000 от нашата планета. В ясна нощ може да се види с невъоръжено око (видима яркост - 4,52 m).

Свръхгиганти

Хипергигантите са частен случай на свръхгигантите. Последните включват и жълти звезди. Те, според астрономите, са преходен етап в еволюцията на светилата от сини към червени свръхгиганти. Независимо от това, в стадия на жълтия свръхгигант една звезда може да съществува доста дълго време. По правило на този етап от еволюцията звездите не умират. По време на цялото изследване на космическото пространство са регистрирани само две свръхнови, генерирани от жълти свръхгиганти.

Такива осветителни тела включват Canopus (Alpha Carinae), Rastaban (Beta Draconis), Beta Aquarii и някои други обекти.

Както можете да видите, всяка звезда, жълта като Слънцето, има специфични характеристики. Всички обаче имат нещо общо – цвета, който е резултат от нагряването на фотосферата до определени температури. В допълнение към споменатите подобни светила включват Epsilon Scuti и Beta Corri (ярки гиганти), Delta Southern Triangulum и Beta Giraffe (свръхгиганти), Capella и Vindemiatrix (гиганти) и много други космически тела. Трябва да се отбележи, че цветът, посочен в класификацията на даден обект, не винаги съвпада с видимия. Това се случва, защото истинският нюанс на светлината се изкривява от газ и прах, както и след преминаване през атмосферата. За да определят цвета, астрофизиците използват спектрографски апарат: той предоставя много по-точна информация от човешкото око. Благодарение на него учените могат да различат сини, жълти и червени звезди, които са на огромно разстояние от нас.

В ясна нощ, ако се вгледате внимателно, можете да видите безброй цветни звезди в небето. Чудили ли сте се някога какво определя нюанса на тяхното трептене и какви цветове има небесните тела?

Цветът на звездата се определя от повърхностната й температура. Разпръскване на светлини, сякаш скъпоценни камъни, има безкрайно разнообразие от нюанси, като магическа палитра на художник. Колкото по-горещ е обектът, толкова по-висока е енергията на излъчване от повърхността му, което означава, че по-къса е дължината на излъчваните вълни.

Дори малка разлика в дължината на вълната променя цвета, възприеман от човешкото око. Най-дългите дължини на вълните имат червен нюанс, с повишаване на температурата той се променя в оранжево, жълто, превръща се в бяло и след това става бяло-синьо.

Газовата обвивка на осветителните тела служи като идеален излъчвател. Въз основа на цвета на звездата можете да изчислите нейната възраст и повърхностна температура. Разбира се, сянката се определя не „на око“, а с помощта на специален инструмент - спектрограф.

Изследването на спектъра на звездите е в основата на астрофизиката на нашето време. Какви са цветовете на небесните тела, най-често е единствената достъпна информация за тях.

Сини звезди

Звезди син цвят- повечето голям и горещ.Температурата на външните им слоеве е средно 10 000 Келвина и може да достигне 40 000 за отделните звездни гиганти.

В този диапазон излъчват нови звезди, които тепърва започват своя „жизнен път“. Например, Ригел, едно от двете главни светила на съзвездието Орион, синкаво-бяло.

Жълти звезди

Центърът на нашата планетна система е слънце- има повърхностна температура над 6000 Келвина. От космоса то и подобни светила изглеждат ослепително бели, въпреки че от Земята изглеждат по-скоро жълти. Златните звезди са на средна възраст.

От другите познати ни светила е бялата звезда Сириус, въпреки че е доста трудно да се определи цвета му на око. Това се случва, защото той заема ниско положение над хоризонта и по пътя си към нас излъчването му е силно изкривено поради многократно пречупване. В средните географски ширини Sirius, мигайки често, е способен да демонстрира целия цветови спектър само за половин секунда!

Червени звезди

Звездите с ниски температури имат тъмен червеникав оттенък., например червени джуджета, чиято маса е по-малка от 7,5% от масата на Слънцето. Тяхната температура е под 3500 Келвина и въпреки че блясъкът им е наситен блясък от много цветове и нюанси, ние го виждаме като червен.

Гигантските звезди, които са изчерпали водородното гориво, също изглеждат червени или дори кафяви. Като цяло, излъчването на стари и охлаждащи звезди се намира в този диапазон на спектъра.

Втората от основните звезди на съзвездието Орион има ясно изразен червен нюанс, Бетелгейзе, а малко вдясно и над него се намира на картата на небето Алдебаран, с оранжев цвят.

Най-старата съществуваща червена звезда - HE 1523-0901от съзвездието Везни - гигантско светило от второ поколение, намиращо се в покрайнините на нашата галактика на разстояние 7500 светлинни години от Слънцето. Възможната му възраст е около 13,2 милиарда години, което не е много по-малко от изчислената възраст на Вселената.

Ако се вгледате внимателно в нощното небе, лесно е да забележите, че звездите, които ни гледат, се различават по цвят. Синкави, бели, червени, те блестят равномерно или трептят като гирлянд за елха. Чрез телескоп разликите в цветовете стават по-очевидни. Причината, довела до такова разнообразие, се крие в температурата на фотосферата. И, противно на логичното предположение, най-горещите звезди не са червени, а сини, синьо-бели и бели звезди. Но на първо място.

Спектрална класификация

Звездите са огромни, горещи топки от газ. Как ги виждаме от Земята зависи от много параметри. Например, звездите всъщност не блестят. Много е лесно да се провери това: просто си спомнете Слънцето. Ефектът на трептене възниква, защото светлината, идваща от космическите тела към нас, преодолява междузвездната среда, пълна с прах и газ. Друго нещо е цветът. То е следствие от нагряването на черупките (особено фотосферата) до определени температури. Действителният цвят може да се различава от видимия, но разликата обикновено е малка.

Днес спектралната класификация на звездите от Харвард се използва в целия свят. Той се основава на температура и се основава на типа и относителния интензитет на спектралните линии. Всеки клас отговаря на звезди с определен цвят. Класификацията е разработена в Харвардската обсерватория през 1890-1924 г.

Един бръснат англичанин дъвчеше фурми като моркови

Има седем основни спектрални класа: O-B-A-F-G-K-M. Тази последователност отразява постепенно намаляване на температурата (от O до M). За да го запомните, има специални мнемонични формули. На руски един от тях звучи така: „Един бръснат англичанин дъвчеше фурми като моркови“. Към тези класове се добавят още два класа. Буквите C и S означават студени осветителни тела с ленти от метални оксиди в спектъра. Нека разгледаме по-подробно звездните класове:

• Клас О се характеризира с най-висока температура на повърхността (от 30 до 60 хиляди Келвина). Звездите от този тип надвишават Слънцето по маса 60 пъти и по радиус 15 пъти. Видимият им цвят е син. По отношение на яркостта те са повече от милион пъти по-големи от нашата звезда. Синята звезда HD93129A, която принадлежи към този клас, се характеризира с една от най-високите светимости сред известните космически тела. По този показател то изпреварва Слънцето 5 милиона пъти. Синята звезда се намира на разстояние 7,5 хиляди светлинни години от нас.
• Клас B има температура от 10-30 хиляди Келвина, маса 18 пъти по-голяма от тази на Слънцето. Това са синьо-бели и бели звезди. Техният радиус е 7 пъти по-голям от този на Слънцето.
• Клас А се характеризира с температура от 7,5-10 хиляди Келвина, радиус и маса, които са съответно 2,1 и 3,1 пъти по-високи от тези на Слънцето. Това са бели звезди.
• Клас F: температура 6000-7500 K. Масата е 1,7 пъти по-голяма от слънцето, радиусът е 1,3. От Земята такива звезди също изглеждат бели; истинският им цвят е жълтеникаво-бял.
• Клас G: температура 5-6 хиляди Келвина. Слънцето принадлежи към този клас. Видимият и истински цвят на такива звезди е жълт.
• Клас K: температура 3500-5000 K. Радиусът и масата са по-малки от слънчевите, 0,9 и 0,8 от съответните параметри на осветителното тяло. Цветът на тези звезди, видими от Земята, е жълтеникаво-оранжев.
• Клас М: температура 2-3,5 хиляди Келвина. Масата и радиусът са 0,3 и 0,4 от подобни параметри на Слънцето. От повърхността на нашата планета те изглеждат червено-оранжеви. Beta Andromedae и Alpha Chanterelles принадлежат към клас M. Ярко червена звезда, позната на мнозина, е Бетелгейзе (алфа на Орионис). Най-добре е да го търсите в небето през зимата. Червената звезда е разположена над и малко вляво от пояса на Орион.

Всеки клас е разделен на подкласове от 0 до 9, тоест от най-горещите до най-студените. Номерата на звездите показват принадлежност към определен спектрален тип и степента на нагряване на фотосферата в сравнение с други звезди в групата. Например Слънцето принадлежи към клас G2.

Визуални бели

По този начин звездите от класове B до F могат да изглеждат бели от Земята. И само обектите, принадлежащи към тип А, всъщност имат този цвят. Така звездата Саиф (съзвездието Орион) и Алгол (бета Персей) ще изглеждат бели за наблюдател, който не е въоръжен с телескоп. Принадлежат към спектрален клас B. Истинският им цвят е синьо-бял. Също така Митрак и Процион, най-ярките звезди в небесните модели Персей и Малко куче, изглеждат бели. Истинският им цвят обаче е по-близък до жълт (клас F).

Защо звездите са бели за наблюдател на земята? Цветът е изкривен поради огромното разстояние, разделящо нашата планета от такива обекти, както и обемните облаци от прах и газ, които често се срещат в космоса.

клас А

Белите звезди не се характеризират с толкова висока температура като представителите на клас О и В. Тяхната фотосфера се нагрява до 7,5-10 хиляди Келвина. Звездите от спектрален клас А са много по-големи от Слънцето. Светимостта им също е по-голяма – около 80 пъти.

Спектрите на А звездите показват силни водородни линии от серията на Балмер. Линиите на други елементи са забележимо по-слаби, но стават по-значими, когато преминем от подклас A0 към A9. Гигантите и свръхгигантите, принадлежащи към спектрален клас А, се характеризират с малко по-слабо изразени водородни линии, отколкото звездите от главната последователност. При тези осветителни тела линиите от тежки метали стават по-забележими.

Много особени звезди принадлежат към спектрален клас А. Този термин се отнася за осветителни тела, които имат забележими характеристики в спектъра и физическите си параметри, което затруднява тяхната класификация. Например доста редки звезди като Lambda Boötes се характеризират с липса на тежки метали и много бавно въртене. Към особените светила спадат и белите джуджета.

Клас А включва такива ярки обекти на нощното небе като Сириус, Менкалинан, Алиот, Кастор и други. Нека ги опознаем по-добре.

Алфа голямо куче

Сириус е най-ярката, но не и най-близката звезда в небето. Разстоянието до него е 8,6 светлинни години. За наблюдател на Земята той изглежда толкова ярък, защото има впечатляващ размер и въпреки това не е толкова далеч, колкото много други големи и ярки обекти. Най-близката звезда до Слънцето е Алфа Кентавър. Сириус е на пето място в този списък.

Принадлежи към съзвездието Голямо куче и представлява система от два компонента. Сириус А и Сириус Б са разделени от разстояние от 20 астрономически единици и се въртят с период малко под 50 години. Първият компонент на системата, звезда от главната последователност, принадлежи към спектрален клас A1. Масата му е два пъти по-голяма от тази на Слънцето, а радиусът му е 1,7 пъти. Това е, което може да се наблюдава с просто око от Земята.

Вторият компонент на системата е бяло джудже. Звездата Сириус B е почти равна по маса на нашата звезда, което не е типично за такива обекти. Обикновено белите джуджета се характеризират с маса от 0,6-0,7 слънчеви. В същото време размерите на Сириус Б са близки до тези на Земята. Смята се, че етапът на бялото джудже е започнал за тази звезда преди приблизително 120 милиона години. Когато Сириус B се намираше в главната последователност, той вероятно беше звезда с маса 5 слънчеви маси и принадлежеше към спектрален клас B.

Сириус А, според учените, ще премине към следващия етап от еволюцията след около 660 милиона години. След това ще се превърне в червен гигант, а малко по-късно - в бяло джудже, като неговия спътник.

Алфа орел

Подобно на Сириус, много от белите звезди, чиито имена са дадени по-долу, са добре известни не само на хората, които се интересуват от астрономия, поради тяхната яркост и честото споменаване на страниците на научно-фантастичната литература. Алтаир е едно от тези светила. Алфа орел се среща например в Урсула Ле Гуин и Стивън Кинг. Тази звезда е ясно видима на нощното небе поради своята яркост и относително близко местоположение. Разстоянието между Слънцето и Алтаир е 16,8 светлинни години. От звездите от спектрален клас А само Сириус е по-близо до нас.

Алтаир е 1,8 пъти по-масивен от Слънцето. Характерната му особеност е много бързото въртене. Звездата прави един оборот около оста си за по-малко от девет часа. Скоростта на въртене в близост до екватора е 286 km/s. В резултат на това „пъргавият“ Алтаир ще бъде сплескан от полюсите. Освен това, поради елиптичната форма, температурата и яркостта на звездата намаляват от полюсите към екватора. Този ефект се нарича "гравитационно потъмняване".

Друга особеност на Altair е, че неговият блясък се променя с времето. Принадлежи към променливите тип Scuti delta.

Алфа Лира

Вега е най-изследваната звезда след Слънцето. Алфа Лира е първата звезда, чийто спектър е определен. Тя стана второто светило след Слънцето, запечатано на снимката. Вега беше и една от първите звезди, до които учените измериха разстоянието по метода на Парлакс. За дълъг период яркостта на звездата се приемаше за 0 при определяне на величините на други обекти.

Алфа Лира е добре позната както на любителите астрономи, така и на обикновените наблюдатели. Тя е петата по яркост сред звездите и е включена в астеризма на летния триъгълник заедно с Алтаир и Денеб.

Разстоянието от Слънцето до Вега е 25,3 светлинни години. Неговият екваториален радиус и маса са съответно 2,78 и 2,3 пъти по-големи от подобните параметри на нашата звезда. Формата на звездата далеч не е идеална сфера. Диаметърът на екватора е значително по-голям, отколкото на полюсите. Причината е огромната скорост на въртене. На екватора тя достига 274 km/s (за Слънцето този параметър е малко повече от два километра в секунда).

Една от характеристиките на Vega е праховият диск около него. Смята се, че е създаден в резултат на голям брой сблъсъци на комети и метеорити. Праховият диск се върти около звездата и се нагрява от нейното излъчване. В резултат на това интензитетът на инфрачервеното излъчване на Вега се увеличава. Неотдавна бяха открити асиметрии в диска. Вероятно обяснение е, че звездата има поне една планета.

Алфа Близнаци

Вторият най-ярък обект в съзвездието Близнаци е Кастор. Той, подобно на предишните осветителни тела, принадлежи към спектрален клас А. Касторът е един от най-много ярки звездинощно небе. В съответния списък се намира на 23-то място.

Castor е многокомпонентна система, състояща се от шест компонента. Двата основни елемента (Castor A и Castor B) се въртят около общ център на масата с период от 350 години. Всяка от двете звезди е спектрална двойна система. Компонентите Castor A и Castor B са по-малко ярки и вероятно принадлежат към спектрален клас M.

Castor S не беше незабавно свързан със системата. Първоначално е определена като независима звезда YY Близнаци. В процеса на изучаване на тази област на небето стана известно, че това светило е физически свързано със системата Кастор. Звездата се върти около център на масата, общ за всички компоненти с период от няколко десетки хиляди години и също е спектрална двойна система.

Beta Aurigae

Небесният модел на Аурига включва приблизително 150 „точки“, много от които бели звезди. Имената на светилата ще кажат малко на човек, далеч от астрономията, но това не намалява значението им за науката. Най-яркият обект в небесния модел, принадлежащ към спектрален клас А, е Mencalinan или бета Aurigae. Името на звездата в превод от арабски означава „рамо на собственика на юздите“.

Менкалинан е тройна система. Двата му компонента са субгиганти от спектрален клас А. Яркостта на всеки от тях превишава слънчевата 48 пъти. Те са разделени от разстояние от 0,08 астрономически единици. Третият компонент е червено джудже, на 330 AU разстояние от двойката. д.

Епсилон Голяма мечка

Най-ярката „точка“ в може би най-известното съзвездие на северното небе (Голямата мечка) е Алиот, също класифициран като клас А. Видима величина - 1,76. Звездата заема 33-то място в списъка на най-ярките светила. Алиот е включен в астеризма на Голямата мечка и се намира по-близо от другите осветителни тела до купата.

Спектърът на Aliot се характеризира с необичайни линии, които варират с период от 5,1 дни. Предполага се, че характеристиките са свързани с влиянието на магнитното поле на звездата. Спектралните флуктуации, според последните данни, могат да възникнат поради близостта на космическо тяло с маса почти 15 пъти по-голяма от масата на Юпитер. Дали това е така, все още е загадка. Астрономите се опитват да я разберат, както и другите мистерии на звездите, всеки ден.

Бели джуджета

Историята за белите звезди ще бъде непълна, без да се споменава този етап от еволюцията на светилата, който се нарича „бяло джудже“. Такива обекти получиха името си поради факта, че първите открити принадлежаха към спектрален клас А. Това бяха Сириус B и 40 Eridani B. Днес белите джуджета се наричат ​​​​един от вариантите за последния етап от живота на звездата.

Нека се спрем по-подробно на жизнения цикъл на осветителните тела.

Звездна еволюция

Звездите не се раждат за една нощ: всяка от тях преминава през няколко етапа. Първо, облакът от газ и прах започва да се компресира под въздействието на собствените си гравитационни сили. Бавно заема формата на топка, докато гравитационната енергия се превръща в топлина - температурата на обекта се повишава. В момента, когато достигне стойност от 20 милиона Келвина, започва реакцията на ядрен синтез. Този етап се счита за началото на живота на пълноценна звезда.

Светилата прекарват по-голямата част от времето си на основната последователност. В техните дълбини непрекъснато протичат реакции на водородния цикъл. Температурата на звездите може да варира. Когато целият водород в ядрото свърши, започва нов етап от еволюцията. Сега хелият става гориво. В същото време звездата започва да се разширява. Светимостта му се увеличава, а повърхностната температура, напротив, намалява. Звездата напуска основната последователност и се превръща в червен гигант.

Масата на хелиевото ядро ​​постепенно се увеличава и то започва да се компресира под собствената си тежест. Етапът на червения гигант завършва много по-бързо от предишния. Пътят, по който ще тръгне по-нататъшната еволюция, зависи от първоначалната маса на обекта. Звездите с ниска маса на етапа на червения гигант започват да се раздуват. В резултат на този процес обектът изхвърля черупките си. Образува се планетарна мъглявина и открито звездно ядро. В такова ядро ​​всички реакции на синтез са завършени. Нарича се хелиево бяло джудже. По-масивните червени гиганти (до известна степен) еволюират в въглеродни бели джуджета. Техните ядра съдържат елементи, по-тежки от хелия.

Характеристики

Белите джуджета са тела, които обикновено са много близки по маса до Слънцето. Освен това размерът им съответства на този на земята. Колосалната плътност на тези космически тела и процесите, протичащи в техните дълбини, са необясними от гледна точка на класическата физика. Квантовата механика помогна да се разкрият тайните на звездите.

Материята на белите джуджета е електронно-ядрена плазма. Да се ​​конструира дори в лаборатория е почти невъзможно. Следователно много характеристики на такива обекти остават неясни.

Дори да изучавате звездите цяла нощ, няма да можете да откриете поне едно бяло джудже без специално оборудване. Светимостта им е значително по-малка от тази на слънцето. Според учените белите джуджета съставляват приблизително 3 до 10% от всички обекти в Галактиката. Към днешна дата обаче са открити само онези от тях, които се намират на разстояние не повече от 200-300 парсека от Земята.

Белите джуджета продължават да се развиват. Веднага след формирането те имат висока температураповърхности, но се охлаждат бързо. Няколко десетки милиарда години след образуването според теорията бялото джудже се превръща в черно джудже – тяло, което не излъчва видима светлина.

За наблюдател бяла, червена или синя звезда се различава предимно по цвят. Астрономът гледа по-дълбоко. Цветът веднага разказва много за температурата, размера и масата на обекта. Синя или светлосиня звезда е гигантска гореща топка, във всички отношения далеч пред Слънцето. Белите осветителни тела, примери за които са описани в статията, са малко по-малки. Номерата на звездите в различни каталози също казват много на професионалистите, но не всичко. Голяма част от информацията за живота на далечни космически обекти или все още не е обяснена, или остава неоткрита.

Звездите, които наблюдаваме, се различават както по цвят, така и по яркост. Яркостта на една звезда зависи както от нейната маса, така и от нейното разстояние. А цветът на сиянието зависи от температурата на повърхността му. Най-готините звезди са червени. А най-горещите са със синкав оттенък. Белите и сините звезди са най-горещите, тяхната температура е по-висока от температурата на Слънцето. Нашата звезда, Слънцето, принадлежи към класа на жълтите звезди.

Колко звезди има на небето?
Почти невъзможно е дори приблизително да се изчисли броят на звездите в известната ни част от Вселената. Учените могат само да кажат, че може да има около 150 милиарда звезди в нашата Галактика, която се нарича Млечен път. Но има и други галактики! Но хората знаят много по-точно броя на звездите, които могат да се видят от повърхността на Земята с просто око. Има около 4,5 хиляди такива звезди.

Как се раждат звездите?
Ако звездите светят, това означава ли, че някой има нужда от това? В безкрайното пространство винаги има молекули на най-простото вещество във Вселената – водорода. Някъде има по-малко водород, някъде повече. Под въздействието на взаимни сили на привличане молекулите на водорода се привличат една към друга. Тези процеси на привличане могат да продължат много дълго време - милиони и дори милиарди години. Но рано или късно водородните молекули се привличат толкова близо една до друга, че се образува газов облак. С по-нататъшно привличане температурата в центъра на такъв облак започва да се повишава. Ще минат още милиони години и температурата в газовия облак може да се повиши толкова много, че ще започне реакция на термоядрен синтез - водородът ще започне да се превръща в хелий и на небето ще се появи нова звезда. Всяка звезда е гореща газова топка.

Продължителността на живота на звездите варира значително. Учените са установили, че колкото по-голяма е масата на новородената звезда, толкова по-кратък е животът й. Продължителността на живота на една звезда може да варира от стотици милиони години до милиарди години.

Светлинна година
Светлинна година е разстоянието, изминато за една година от лъч светлина, движещ се със скорост 300 хиляди километра в секунда. А в годината има 31 536 000 секунди! И така, от най-близката до нас звезда, наречена Проксима Кентавър, светлинен лъч пътува повече от четири години (4,22 светлинни години)! Тази звезда е 270 хиляди пъти по-далеч от нас от Слънцето. А останалите звезди са много по-далеч – на десетки, стотици, хиляди и дори милиони светлинни години от нас. Ето защо звездите ни изглеждат толкова малки. И дори в най-мощния телескоп, за разлика от планетите, те винаги се виждат като точки.

Какво е "съзвездие"?
От древни времена хората са гледали звездите и са виждали в причудливите фигури, които образуват групи от ярки звезди, изображения на животни и митични герои. Такива фигури в небето започнаха да се наричат ​​съзвездия. И въпреки че в небето звездите, включени от хората в това или онова съзвездие, са визуално близо една до друга, в космоса тези звезди могат да бъдат разположени на значително разстояние една от друга. Най-известните съзвездия са Голямата и Малката мечка. Факт е, че съзвездието Малка мечка включва Полярната звезда, която е посочена от Северен полюснашата планета Земя. И знаейки как да намерите Полярната звезда в небето, всеки пътешественик и навигатор ще може да определи къде е север и да се ориентира в района.

Свръхнови
Някои звезди в края на живота си внезапно започват да светят хиляди и милиони пъти по-ярко от обикновено и изхвърлят огромни маси материя в околното пространство. Обикновено се казва, че възниква експлозия на свръхнова. Сиянието на свръхновата постепенно избледнява и накрая на мястото на такава звезда остава само светещ облак. Подобна експлозия на свръхнова е наблюдавана от древни астрономи в Близкия и Далечния изток на 4 юли 1054 г. Разпадането на тази свръхнова е продължило 21 месеца. Сега на мястото на тази звезда има мъглявината Рак, известна на много любители на астрономията.

За да обобщим този раздел, отбелязваме, че

V. Видове звезди

Основна спектрална класификация на звездите:

Кафяви джуджета

Кафявите джуджета са вид звезди, при които ядрените реакции никога не могат да компенсират енергията, загубена от радиация. Дълго време кафявите джуджета бяха хипотетични обекти. Съществуването им е предсказано в средата на 20-ти век въз основа на идеи за процесите, протичащи по време на формирането на звездите. През 2004 г. обаче за първи път е открито кафяво джудже. Към днешна дата са открити доста звезди от този тип. Техният спектрален клас е M - T. На теория се разграничава друг клас - обозначен с Y.

Бели джуджета

Скоро след светкавицата на хелия въглеродът и кислородът се „запалват“; всяко от тези събития предизвиква силно преструктуриране на звездата и нейното бързо движение по диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Размерът на атмосферата на звездата се увеличава още повече и тя започва интензивно да губи газ под формата на разпръснати потоци от звезден вятър. Съдбата на централната част на звездата зависи изцяло от нейната първоначална маса: ядрото на звездата може да завърши еволюцията си като бяло джудже (звезди с ниска маса), ако масата му в по-късните етапи на еволюцията надвишава границата на Чандрасекар - като неутронна звезда (пулсар), ако масата надвишава границата на Опенхаймер-Волков е като черна дупка. В последните два случая завършването на еволюцията на звездите е придружено от катастрофални събития - експлозии на свръхнови.
По-голямата част от звездите, включително Слънцето, завършват еволюцията си чрез свиване, докато налягането на изродените електрони балансира гравитацията. В това състояние, когато размерът на звездата намалява сто пъти, а плътността става милион пъти по-висока от плътността на водата, звездата се нарича бяло джудже. Той е лишен от източници на енергия и, постепенно изстивайки, става тъмен и невидим.

Червени гиганти

Червените гиганти и свръхгигантите са звезди с доста ниска ефективна температура (3000 - 5000 K), но с огромна светимост. Типичен абсолют величинатакива обекти? 3m-0m (клас на светимост I и III). Техният спектър се характеризира с наличието на молекулни абсорбционни ленти, като максималната емисия се проявява в инфрачервения диапазон.

Променливи звезди

Променлива звезда е звезда, чийто блясък се е променил поне веднъж в цялата си история на наблюдение. Има много причини за променливостта и те могат да бъдат свързани не само с вътрешни процеси: ако звездата е двойна и зрителната линия лежи или е под лек ъгъл спрямо зрителното поле, тогава една звезда, преминаваща през диска на звезда, ще я затъмни и яркостта може също да се промени, ако светлината от звездата премине през силно гравитационно поле. В повечето случаи обаче променливостта е свързана с нестабилни вътрешни процеси. Последната версия на общия каталог на променливите звезди приема следното разделение:
Еруптивен променливи звезди - това са звезди, които променят яркостта си поради бурни процеси и изригвания в техните хромосфери и корони. Промяната в светимостта обикновено възниква поради промени в обвивката или загуба на маса под формата на звезден вятър с променлива интензивност и/или взаимодействие с междузвездната среда.
Пулсиращи променливи звездиса звезди, които проявяват периодично разширение и свиване на повърхностните си слоеве. Пулсациите могат да бъдат радиални и нерадиални. Радиалните пулсации на звезда оставят нейната форма сферична, докато нерадиалните пулсации карат формата на звездата да се отклонява от сферичната и съседните зони на звездата могат да бъдат в противоположни фази.
Въртящи се променливи звезди- това са звезди, чието разпределение на яркостта по повърхността е неравномерно и/или те имат неелипсоидална форма, в резултат на което при въртене на звездите наблюдателят записва тяхната променливост. Нееднородностите в повърхностната яркост могат да бъдат причинени от петна или температурни или химически нередности, причинени от магнитни полета, чиито оси не са подравнени с оста на въртене на звездата.
Катаклизмични (експлозивни и подобни на нови) променливи звезди. Променливостта на тези звезди се дължи на експлозии, които са причинени от експлозивни процеси в техните повърхностни слоеве (нови) или дълбоко в техните дълбини (свръхнови).
Засенчващи двоични системи.
Оптични променливи бинарни системи с твърдо рентгеново излъчване
Нови типове променливи- видове променливост, открити по време на публикуването на каталога и следователно невключени във вече публикувани класове.

Нов

Новата е вид катаклизмична променлива. Тяхната яркост не се променя толкова рязко, колкото тази на свръхновите (въпреки че амплитудата може да бъде 9m): няколко дни преди максимума звездата е само с 2m по-слаба. Броят на тези дни определя към кой клас нови принадлежи звездата:
Много бързо, ако това време (означено като t2) е по-малко от 10 дни.
Бързо - 11 Много бавно: 151 Изключително бавен, оставащ близо до максимума с години.

Има зависимост на максималната яркост на новата от t2. Понякога тази зависимост се използва за определяне на разстоянието до звезда. Максимумът на изригването се държи различно в различните диапазони: когато във видимия диапазон вече има спад на радиацията, в ултравиолетовия той все още расте. Ако светкавица се наблюдава и в инфрачервения диапазон, тогава максимумът ще бъде достигнат едва след като яркостта в ултравиолетовия започне да намалява. По този начин болометричната яркост по време на изригване остава непроменена за доста дълго време.

В нашата Галактика могат да се разграничат две групи нови: нови дискове (средно те са по-ярки и по-бързи) и нови издутини, които са малко по-бавни и съответно малко по-слаби.

Свръхнови

Свръхновите са звезди, които завършват еволюцията си в катастрофален експлозивен процес. Терминът „свръхнови“ се използва за описание на звезди, които пламват много (на порядък) по-мощно от така наречените „нови“. Всъщност нито едното, нито другото са физически нови; съществуващите звезди винаги пламват. Но в няколко исторически случая избухнаха онези звезди, които преди това бяха практически или напълно невидими в небето, което създаде ефекта на появата на нова звезда. Типът свръхнова се определя от наличието на водородни линии в спектъра на избухването. Ако е там, значи е свръхнова тип II, ако не е, тогава е супернова тип I.

Хипернови

Хипернова - колапс на изключително тежка звезда, след като в нея не са останали повече източници, които да поддържат термоядрени реакции; с други думи, това е много голяма свръхнова. От началото на 90-те години на миналия век се наблюдават толкова мощни звездни експлозии, че силата на експлозията надвишава мощността на обикновена супернова около 100 пъти, а енергията на експлозията надвишава 1046 джаула. Освен това много от тези експлозии бяха придружени от много силни гама-лъчи. Интензивното изследване на небето откри няколко аргумента в полза на съществуването на хипернови, но засега хиперновите са хипотетични обекти. Днес терминът се използва за описание на експлозии на звезди с маси, вариращи от 100 до 150 или повече слънчеви маси. Хиперновите теоретично биха могли да представляват сериозна заплаха за Земята поради силно радиоактивно изригване, но в момента в близост до Земята няма звезди, които да представляват такава опасност. Според някои данни преди 440 милиона години близо до Земята е имало експлозия на хипернова. Вероятно краткотрайният никелов изотоп 56Ni е паднал на Земята в резултат на тази експлозия.

Неутронни звезди

В звезди, по-масивни от Слънцето, налягането на изродените електрони не може да удържи компресията на ядрото и то продължава, докато повечето частици се превърнат в неутрони, опаковани толкова плътно, че размерът на звездата се измерва в километри, а нейната плътност е 280 трилиона. пъти плътността на водата. Такъв обект се нарича неутронна звезда; неговото равновесие се поддържа от налягането на изродената неутронна материя.

Какъв цвят са звездите

Звездни цветове.Звездите се предлагат в различни цветове. Арктур ​​има жълто-оранжев оттенък, Ригел е бяло-син, Антарес е яркочервен. Доминиращият цвят в спектъра на звездата зависи от повърхностната й температура. Газовата обвивка на звезда се държи почти като идеален излъчвател (абсолютно черно тяло) и е напълно подчинена на класическите закони на излъчване от М. Планк (1858–1947), Й. Стефан (1835–1893) и В. Виен ( 1864–1928), свързващи телесната температура и естеството на нейното излъчване. Законът на Планк описва разпределението на енергията в спектъра на тялото. Той посочва, че с повишаване на температурата общият радиационен поток нараства, а максимумът в спектъра се измества към по-къси вълни. Дължината на вълната (в сантиметри), при която възниква максималното излъчване, се определя от закона на Виен: лмакс. = 0,29/ T. Именно този закон обяснява червения цвят на Антарес ( T= 3500 K) и синкавия цвят Rigel ( T= 18000 K). Законът на Стефан дава общия поток на радиация при всички дължини на вълната (във ватове на квадратен метър): д = 5,67" 10 –8 T 4 .

Спектри на звездите.Изследването на звездните спектри е в основата на съвременната астрофизика. От спектъра може да се определи химичният състав, температурата, налягането и скоростта на газа в атмосферата на звездата. Доплеровото изместване на линиите се използва за измерване на скоростта на движение на самата звезда, например по орбита в двоична система.

В спектрите на повечето звезди се виждат абсорбционни линии, т.е. тесни прекъсвания в непрекъснатото разпределение на радиацията. Те се наричат ​​още Фраунхоферови или абсорбционни линии. Те се образуват в спектъра, защото радиацията от горещите долни слоеве на атмосферата на звездата, преминавайки през по-хладните горни слоеве, се абсорбира при определени дължини на вълните, характерни за определени атоми и молекули.

Спектрите на поглъщане на звездите варират значително; Въпреки това, интензитетът на линиите на всеки химичен елемент не винаги отразява истинското му количество в звездната атмосфера: в много по-голяма степен формата на спектъра зависи от температурата на повърхността на звездата. Например атомите на желязото се намират в атмосферата на повечето звезди. Линиите на неутрално желязо обаче липсват в спектрите на горещите звезди, тъй като всички железни атоми там са йонизирани. Водородът е основният компонент на всички звезди. Но оптичните линии на водорода не се виждат в спектрите на хладни звезди, където той не е достатъчно възбуден, и в спектрите на много горещи звезди, където е напълно йонизиран. Но в спектрите на умерено горещи звезди с повърхностна температура от ок. 10 000 K най-мощните линии на поглъщане са линиите от серията Balmer на водорода, образувани при преходите на атоми от второ енергийно ниво.

Налягането на газа в атмосферата на звездата също има известно влияние върху спектъра. При същата температура линиите на йонизираните атоми са по-силни в атмосфери с ниско налягане, тъй като там е по-малко вероятно тези атоми да улавят електрони и следователно живеят по-дълго. Атмосферното налягане е тясно свързано с размера и масата, а следователно и със светимостта на звезда от даден спектрален клас. След като се установи налягането от спектъра, е възможно да се изчисли осветеността на звездата и, сравнявайки я с видимата яркост, да се определи „модулът на разстоянието“ ( М- м) и линейно разстояние до звездата. Този много полезен метод се нарича метод на спектралния паралакс.

Цветен индикатор.Спектърът на една звезда и нейната температура са тясно свързани с цветовия индекс, т.е. със съотношението на яркостта на звездите в жълтия и синия спектрален диапазон. Законът на Планк, който описва разпределението на енергията в спектъра, дава израз за цветовия индекс: C.I. = 7200/ T– 0,64. Хладните звезди имат по-висок цветен индекс от горещите звезди, т.е. хладните звезди са относително по-ярки в жълта светлина, отколкото в синя светлина. Горещите (сини) звезди изглеждат по-ярки на обикновени фотографски плаки, докато хладните звезди изглеждат по-ярки за окото и специалните фотографски емулсии, които са чувствителни към жълти лъчи.

Спектрална класификация.Цялото разнообразие от звездни спектри може да се постави в логическа система. Харвардската спектрална класификация е въведена за първи път през Каталогът на звездните спектри на Хенри Дрейпър, изготвен под ръководството на Е. Пикеринг (1846–1919). Първо, спектрите бяха подредени според интензитета на линията и обозначени с букви по азбучен ред. Но физическата теория на спектрите, разработена по-късно, направи възможно подреждането им в температурна последователност. Буквеното обозначение на спектрите не е променено и сега редът на основните спектрални класове от горещи до студени звезди изглежда така: O B A F G K M. Допълнителните класове R, N и S показват спектри, подобни на K и M, но с a различен химичен състав. Между всеки два класа се въвеждат подкласове, обозначени с числа от 0 до 9. Например спектърът от тип A5 е по средата между A0 и F0. Допълнителни букви понякога отбелязват характеристиките на звездите: "d" - джудже, "D" - бяло джудже, "p" - особен (необичаен) спектър.

Най-точната спектрална класификация е представена от системата MK, създадена от W. Morgan и F. Keenan в обсерваторията Yerkes. Това е двуизмерна система, в която спектрите са подредени както по температура, така и по яркост на звездите. Нейната приемственост с едномерната Харвардска класификация е, че температурната последователност се изразява със същите букви и цифри (A3, K5, G2 и т.н.). Но допълнително се въвеждат класове на светимост, маркирани с римски цифри: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, съответно показващи ярки свръхгиганти, свръхгиганти, ярки гиганти, нормални гиганти, субгиганти, джуджета (звезди от главната последователност) и подджуджета . Например, обозначението G2 V се отнася за звезда от слънчев тип, докато обозначението G2 III показва, че това е нормален гигант с температура, подобна на тази на Слънцето.

ХАРВАРДСКА СПЕКТРАЛНА КЛАСИФИКАЦИЯ
Спектрален клас	Ефективна температура, К	Цвят
	26000–35000	Син
	12000–25000	Бяло-синьо
	8000–11000	Бяло
	6200–7900	Жълто-бяло
	5000–6100	Жълто
	3500–4900	портокал
	2600–3400	червен