Червените звезди наричат ​​света около нас 3. Видове звезди в наблюдаемата Вселена. Температура и маса на звездите

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

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

Той показва връзката между абсолютната величина, яркостта, спектралния тип и температурата на повърхността на звездата. Звездите в тази диаграма не са разположени произволно, а образуват ясно видими области.

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

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

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

Жълто джудже

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Субкафяви джуджета

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

Черно джудже

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

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

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

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

Нова звезда

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

Супернова

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

Неутронна звезда

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

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

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

Пулсари

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

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

Цефеиди

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

Следва списък на основните видове (видове) звезди с техните Кратко описание, разбира се, не изчерпва цялото възможно разнообразие от звезди във Вселената.

Експертите излагат няколко теории за възникването им. Най-вероятният гласи, че такива сини звезди са били двойни звезди преди много време и са били в процес на сливане. Когато 2 звезди се слеят, се появява нова звезда с много по-голяма яркост, маса и температура.

Примери за сини звезди:

• Гама Парусов;
• Ригел;
• Зета Орионис;
• Алфа Жираф;
• Zeta Poop;
• Tau Canis Majoris.

Бели звезди - бели звезди

Един учен откри много слаба бяла звезда, която беше спътник на Сириус и беше наречена Сириус B. Повърхността на тази уникална звезда се нагрява до 25 000 Келвина и нейният радиус е малък.

Примери за бели звезди:

• Алтаир в съзвездието Орла;
• Вега в съзвездието Лира;
• рициново;
• Сириус.

Жълти звезди - жълти звезди

Такива звезди имат блясък жълт цвят, а масата им е в рамките на масата на Слънцето – тя е около 0,8-1,4. Повърхността на такива звезди обикновено се нагрява до температура от 4-6 хиляди Келвина. Такава звезда живее около 10 милиарда години.

Примери за жълти звезди:

• Star HD 82943;
• Толиман;
• Дабих;
• Хара;
• Алхита.

Червени звезди - червени звезди

Първите червени звезди са открити през 1868 г. Техните температури са доста ниски, а външните слоеве на червените гиганти са пълни с големи количества въглерод. По-рано такива звезди съставляваха два спектрални класа - N и R, но сега учените успяха да определят друг общ клас - C.

В количества. По общо съгласие тези скали са избрани така, че бяла звезда, като Сириус, да има същата величина и на двете скали. Разликата между фотографските и фотовизуалните величини се нарича цветови индекс на дадена звезда. За сини звезди като Ригел това число ще бъде отрицателно, тъй като такива звезди на обикновена плоча показват повече почерняване, отколкото на чувствителна към жълто плоча.

За червени звезди като Бетелгейзе цветният индекс достига +2-3 величини. Това измерване на цвета също е измерване на повърхностната температура на звездата, като сините звезди са значително по-горещи от червените.

Тъй като цветните индекси могат да бъдат получени доста лесно дори за много слаби звезди, те са голямо значениепри изучаване на разпределението на звездите в космоса.

Най-важните инструменти за изучаване на звезди включват инструменти. Дори най-повърхностният поглед към спектрите на звездите разкрива, че не всички са еднакви. Балмеровите линии на водорода са силни в някои спектри, слаби в някои и напълно липсват в други.

Скоро стана ясно, че спектрите на звездите могат да бъдат разделени на малък брой класове, постепенно преминаващи един в друг. Използва се в момента спектрална класификацияе разработена в Харвардската обсерватория под ръководството на Е. Пикеринг.

Първоначално спектралните класове бяха обозначени с латински букви по азбучен ред, но в процеса на изясняване на класификацията бяха установени следните обозначения за последователни класове: O, B, A, F, G, K, M. В допълнение, a няколко необичайни звезди са комбинирани в класове R, N и S, а някои индивиди, които изобщо не се вписват в тази класификация, са обозначени със символа PEC (особен - специален).

Интересно е да се отбележи, че подреждането на звездите по клас е и подреждането по цвят.

• Звездите от клас B, които включват Ригел и много други звезди в Орион, са сини;
• класове О и А - бели (Сириус, Денеб);
• класове F и G - жълти (Procyon, Capella);
• класове K и M, - оранжево и червено (Арктур, Алдебаран, Антарес, Бетелгейзе).

Подреждайки спектрите в същия ред, виждаме как максималният интензитет на излъчване се измества от виолетовия към червения край на спектъра. Това показва понижаване на температурата при преминаване от клас О към клас М. Мястото на една звезда в последователността се определя повече от температурата на нейната повърхност, отколкото от нейния химичен състав. Общоприето е, че химичният състав е еднакъв за по-голямата част от звездите, но различните повърхностни температури и налягания причиняват големи разлики в звездните спектри.

Сини звезди клас Oса най-горещите. Температурата на повърхността им достига 100 000°C. Техните спектри могат лесно да бъдат разпознати по наличието на някои характерни ярки линии или по разпространението на фона далеч в ултравиолетовата област.

Веднага са последвани сини звезди клас B, също много горещ (температура на повърхността 25 000°C). Техните спектри съдържат линии на хелий и водород. Първите отслабват, а вторите се засилват при прехода към клас А.

IN класове F и G(типична звезда от клас G е нашето Слънце), линиите на калций и други метали, като желязо и магнезий, постепенно стават по-силни.

IN клас ККалциевите линии са много силни и се появяват и молекулни ивици.

Клас Мвключва червени звезди с температура на повърхността под 3000°C; в техните спектри се виждат ленти от титанов оксид.

Класове R, N и Sпринадлежат към паралелния клон на хладните звезди, в спектрите на които присъстват други молекулни компоненти.

За един познавач обаче има много голяма разлика между „студените“ и „горещите“ звезди от клас B. В една прецизна класификационна система всеки клас е допълнително разделен на няколко подкласа. Най-горещите звезди от клас B са подклас VO, звезди със средна температура за даден клас - k подклас B5, най-студените звезди - до подклас B9. Звездите следват точно зад тях. подклас AO.

Изследването на спектрите на звездите се оказва много полезно, тъй като дава възможност да се класифицират грубо звездите според техните абсолютни величини. Например звездата VZ е гигант с абсолютна величина приблизително равна на - 2,5. Възможно е обаче звездата да се окаже десет пъти по-ярка (абсолютна величина - 5.0) или десет пъти по-слаба (абсолютна величина 0.0), тъй като е невъзможно да се даде по-точна оценка само на базата на спектралния тип.

Когато установявате класификация на звездните спектри, е много важно да се опитате да отделите гигантите от джуджетата във всеки спектрален клас или, когато това разделение не съществува, да изолирате от нормалната последователност от гигантски звезди, които имат твърде голяма или твърде малка светимост .

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 за това 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 космически телаза 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 Харвардската спектрална класификация на звездите се използва в целия свят. Той се основава на температурата и се базира 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 O се характеризира с най-висока температура на повърхността (от 30 до 60 хиляди Келвина). Звездите от този тип превишават Слънцето 60 пъти по маса и 15 пъти по радиус. 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 M: 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 Орионис). Най-добре е да го търсите в небето през зимата. Червената звезда е разположена отгоре и малко вляво

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. Тяхната светимост 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 Сириус, който е на пето място в този списък.

Отнася се и е 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 характерно 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 е бил разположен в главната последователност, той вероятно е бил звезда с маса от 5 слънчеви маси и е принадлежала 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 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. Неговата характерна особеносте много бързо въртене. Звездата прави един оборот около оста си за по-малко от девет часа. Скоростта на въртене близо 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 с определен спектър. Тя стана второто светило след Слънцето, запечатано на снимката. Вега е и една от първите звезди, до които учените измерват разстоянието по метода на парлакса. 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 възникнал в резултат голямо числосблъсъци 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 тя 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 тях са 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 ( Голяма мечка) е Алиот, също принадлежащ към 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 експозиция магнитно полезвезди. 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 свива под собственото си влияние, бавно приема 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. Оформя се и голото ядро ​​на звездата. 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 образуването те имат висока повърхностна температура, но бързо изстиват. Няколко десетки милиарда години след образуването си 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.

С помощта на телескопа можете да наблюдавате 2 милиарда звезди с магнитуд 21. Има Харвардска спектрална класификация на звездите. В него спектралните типове са подредени по низходящ ред на температурата на звездите. Класовете се обозначават с букви от латинската азбука. Има седем от тях: O - B - A - P - O - K - M.

Добър показател за температурата на външните слоеве на звездата е нейният цвят. Горещите звезди от спектрални типове O и B са сини; звезди, подобни на нашето Слънце (спектрален клас 02), изглеждат жълти, докато звездите от спектрални типове K и M изглеждат червени.

Яркостта и цвета на звездите

Всички звезди имат цвят. Има сини, бели, жълти, жълтеникави, оранжеви и червени звезди. Например Бетелгейзе е червена звезда, Кастор е бял, Капела е жълта. По яркост те се разделят на звезди 1-ва, 2-ра, ... n-та звездастойности (n max = 25). Терминът „звездна величина“ няма нищо общо с истинския размер. Звездната величина характеризира светлинния поток, идващ към Земята от звезда. Звездните величини могат да бъдат както дробни, така и отрицателни. Скалата на величината се основава на възприятието на светлината от окото. Разделянето на звездите на звездни величини въз основа на видимата яркост е извършено от древногръцкия астроном Хипарх (180 - 110 г. пр. н. е.). Хипарх определя първата величина на най-ярките звезди; той счита следващите по градация на яркост (т.е. приблизително 2,5 пъти по-слаби) за звезди от втора величина; звезди 2,5 пъти по-слаби от звездите от втора величина се наричаха звезди от трета величина и т.н.; звездите на границата на видимост с невъоръжено око бяха определени с шеста величина.

При такава градация на яркостта на звездите се оказа, че звездите от шеста величина са 2,55 пъти по-слаби от звездите от първа величина. Затова през 1856 г. английският астроном Н. К. Погсой (1829-1891) предлага да се разглеждат онези звезди от шеста величина, които са точно 100 пъти по-слаби от звездите от първа величина. Всички звезди се намират на различно разстояние от Земята. Би било по-лесно да се сравняват величини, ако разстоянията бяха равни.

Величината, която една звезда би имала на разстояние 10 парсека, се нарича абсолютна величина. Абсолютната величина е обозначена - М, а видимата величина е м.

Химическият състав на външните слоеве на звездите, от които идва тяхното излъчване, се характеризира с пълно преобладаване на водорода. Хелият е на второ място, а съдържанието на други елементи е доста малко.

Температура и маса на звездите

Познаването на спектралния тип или цвят на една звезда веднага дава нейната повърхностна температура. Тъй като звездите излъчват приблизително като напълно черни тела със съответната температура, мощността, излъчвана от единица от тяхната повърхност за единица време, се определя от закона на Стефан-Болцман.

Разделяне на звезди въз основа на сравнение на яркостта на звездите с температура и цвят и абсолютна величина (диаграма на Херцшпрунг-Ръсел):

1. основна последователност (в центъра на която е Слънцето - жълто джудже)
2. свръхгиганти (с големи размери и висока светимост: Антарес, Бетелгейзе)
3. последователност от червени гиганти
4. джуджета (бяло - Сириус)
5. подджуджета
6. бяло-синя последователност

Това разделение се базира и на възрастта на звездата.

Различават се следните звезди:

1. обикновен (Слънце);
2. двойни (Mizar, Albkor) се делят на:

• а) визуално двойни, ако тяхната двойственост се забелязва при наблюдение през телескоп;
• б) кратни - система от звезди с число по-голямо от 2, но по-малко от 10;
• в) оптичните двойни звезди са такива звезди, че тяхната близост е резултат от произволна проекция върху небето, а в космоса те са далеч;
• г) физически двойни звезди са звезди, които образуват единна система и се въртят под въздействието на сили на взаимно привличане около общ център на масата;
• д) спектроскопичните двойни звезди са звезди, които по време на взаимно въртене се приближават една до друга и тяхната двойственост може да се определи от спектъра;
• е) затъмняващите двойни звезди са звезди, които по време на взаимна циркулация се блокират една друга;

променливи (б Цефей). Цефеидите са звезди с различна яркост. Амплитудата на промяната на яркостта е не повече от 1,5 величини. Това са пулсиращи звезди, което означава, че периодично се разширяват и свиват. Компресията на външните слоеве ги кара да се нагряват;

нестационарни.

Нови звезди- това са звезди, които са съществували много отдавна, но внезапно са пламнали. Яркостта им се увеличи кратко време 10 000 пъти (амплитуда на промяна на яркостта от 7 до 14 величини).

Свръхнови- това са звезди, които са били невидими в небето, но внезапно са избухнали и са увеличили яркостта си 1000 пъти спрямо обикновените нови звезди.

Пулсар- неутронна звезда, създадена от експлозия на свръхнова.

Информация относно общ бройпулсарите и техният живот показват, че средно 2-3 пулсара се раждат на век, това приблизително съвпада с честотата на експлозиите на свръхнови в Галактиката.

Еволюция на звездите

Както всички тела в природата, звездите не остават непроменени, те се раждат, развиват се и накрая умират. Преди това астрономите вярваха, че са били необходими милиони години, за да се образува звезда от междузвезден газ и прах. Но в последните годиниБяха направени снимки на област от небето, която е част от Голямата мъглявина Орион, където в продължение на няколко години се появява малък клъстер от звезди. Снимки, направени през 1947 г., показват група от три звездоподобни обекта на това място. До 1954 г. някои от тях са станали продълговати, а до 1959 г. тези продълговати образувания са се разпаднали на отделни звезди. За първи път в човешката история хората наблюдаваха раждането на звезди буквално пред очите ни.

В много части на небето съществуват необходимите условия за появата на звезди. При изучаване на снимки на мъгливи области на Млечния път беше възможно да се открият малки черни петна с неправилна форма или глобули, които представляват масивни натрупвания на прах и газ. Тези газови и прахови облаци съдържат прахови частици, които много силно абсорбират светлината, идваща от звездите, разположени зад тях. Размерите на глобулите са огромни - до няколко светлинни години в диаметър. Въпреки факта, че материята в тези клъстери е много разредена, общият им обем е толкова голям, че е напълно достатъчен за образуването на малки клъстери от звезди с маса, близка до Слънцето.

В черната топка, под въздействието на радиационното налягане, излъчвано от околните звезди, материята се компресира и уплътнява. Такова компресиране се случва за определен период от време, в зависимост от източниците на радиация около глобулата и интензивността на последната. Гравитационните сили, произтичащи от концентрацията на маса в центъра на кълбото, също се стремят да компресират кълбото, което кара материята да пада към центъра му. Докато падат, частиците на материята придобиват кинетична енергия и нагряват газовете в левия облак.

Падането на материята може да продължи стотици години. Отначало това се случва бавно, без да бърза, тъй като гравитационните сили, привличащи частиците към центъра, са все още много слаби. След известно време, когато глобулата стане по-малка и гравитационното поле се засили, падането започва да се случва по-бързо. Но кълбото е огромно, поне една светлинна година в диаметър. Това означава, че разстоянието от външната й граница до центъра може да надхвърли 10 трилиона километра. Ако частица от ръба на кълбото започне да пада към центъра със скорост малко по-малка от 2 km/s, тогава тя ще достигне центъра едва след 200 000 години.

Продължителността на живота на една звезда зависи от нейната маса. Звездите с маса, по-малка от тази на Слънцето, използват своите запаси от ядрено гориво много пестеливо и могат да светят десетки милиарди години. Външните слоеве на звезди като нашето Слънце, с маси не по-големи от 1,2 слънчеви маси, постепенно се разширяват и в крайна сметка напълно напускат ядрото на звездата. На мястото на гиганта остава малко и горещо бяло джудже.