Crvene zvezde imenuju svet oko sebe 3. Vrste zvezda u posmatranom univerzumu. Temperatura i masa zvijezda
Zvijezde su vrlo različite: male i velike, svijetle i ne tako sjajne, stare i mlade, vruće i "hladne", bijele, plave, žute, crvene itd.
Hertzsprung - Russell dijagram vam omogućava da razumijete klasifikaciju zvijezda.
Pokazuje vezu između apsolutne zvjezdane veličine, sjaja, spektralnog tipa i površinske temperature zvijezde. Zvijezde na ovom dijagramu nisu nasumično postavljene, već tvore dobro prepoznatljiva područja.
Većina zvijezda se nalazi na tzv glavni niz... Postojanje glavnog niza posljedica je činjenice da stupanj sagorijevanja vodika čini ~ 90% vremena evolucije većine zvijezda: sagorijevanje vodika u središnjim dijelovima zvijezde dovodi do stvaranja izotermnog jezgra helija , prijelaz na pozornicu crvenog diva i odlazak zvijezde iz glavnog niza. Relativno kratka evolucija crvenih divova dovodi, ovisno o njihovoj masi, do stvaranja bijelih patuljaka, neutronskih zvijezda ili crnih rupa.
Budući da su u različitim fazama svog evolucijskog razvoja, zvijezde se dijele na normalne zvijezde, patuljaste zvijezde i divovske zvijezde.
Normalne zvezde su zvezde glavnog niza. Njima pripada i naše Sunce. Ponekad se normalne zvijezde poput Sunca nazivaju žutim patuljcima.
Žuti patuljak
Žuti patuljak je vrsta male zvijezde glavnog niza s masom od 0,8 do 1,2 mase Sunca i površinskom temperaturom od 5000-6000 K.
Životni vijek žutog patuljka je u prosjeku 10 milijardi godina.
Nakon što cijela zaliha vodika izgori, zvijezda se mnogo puta povećava i pretvara se u crvenog diva. Aldebaran je primjer ove vrste zvijezda.
Crveni div izbacuje vanjske slojeve plina, stvarajući tako planetarne magline, a jezgra se sruši u malog, gustog bijelog patuljka.
Crveni div je velika crvenkasta ili narančasta zvijezda. Formiranje takvih zvijezda moguće je i u fazi formiranja zvijezda i u kasnijim fazama njihovog postojanja.
U ranoj fazi, zvijezda emitira zbog gravitacijske energije oslobođene tijekom kompresije, sve do trenutka kada kompresiju zaustavi početna termonuklearna reakcija.
U kasnijim fazama evolucije zvijezda, nakon što je vodik izgorio u njihovoj unutrašnjosti, zvijezde napuštaju glavni niz i prelaze u područje crvenih divova i supergiganta Hertzsprung-Russell dijagrama: ova faza traje oko 10% vrijeme "aktivnog" života zvijezda, odnosno faze njihove evolucije, tokom kojih se odvijaju reakcije nukleosinteze u dubinama zvijezda.
Gigantska zvijezda ima relativno nisku površinsku temperaturu od oko 5000 stepeni. Ogroman radijus, dostižući 800 solarnih i zbog tako velike veličine, ogromnu svjetlinu. Maksimalno zračenje pada na crveno i infracrveno područje spektra, zbog čega se nazivaju crvenim divovima.
Najveći od divova pretvara se u crvene super -divove. Zvijezda Betelgeuse iz sazviježđa Orion najupečatljiviji je primjer crvenog supergiganta.
Patuljaste zvijezde su suprotnost divovima i mogu biti sljedeće.
Beli patuljak je ono što ostaje od obične zvezde mase manje od 1,4 solarne mase nakon što prođe fazu crvenog džina.
Zbog nedostatka vodika, u jezgri takvih zvijezda ne dolazi do termonuklearne reakcije.
Beli patuljci su veoma gusti. Po veličini nisu veće od Zemlje, ali se njihova masa može uporediti s masom Sunca.
To su nevjerojatno vruće zvijezde, s temperaturama koje dosežu 100.000 stupnjeva ili više. Sijaju na račun preostale energije, ali s vremenom ona prestaje, a jezgra se hladi, pretvarajući se u crnog patuljka.
Crveni patuljci najčešći su zvjezdani objekti u svemiru. Njihove procjene obilja kreću se od 70 do 90% svih zvijezda u galaksiji. Oni se prilično razlikuju od drugih zvijezda.
Masa crvenih patuljaka ne prelazi trećinu Sunčeve mase (donja granica mase je 0,08 solarne mase, nakon čega slijede smeđi patuljci), površinska temperatura doseže 3500 K. Crveni patuljci imaju spektralnu klasu M ili kasnu K. Zvijezde ova vrsta emituje vrlo malo svetlosti, ponekad i 10.000 puta manju od Sunca.
S obzirom na nisko zračenje, nijedan od crvenih patuljaka nije vidljiv sa Zemlje golim okom. Čak i crveni patuljak najbliži Suncu, Proxima Centauri (najbliža zvijezda Suncu u trostrukom sistemu) i najbliži pojedinačni crveni patuljak, Barnardova zvijezda, imaju prividne veličine od 11,09, odnosno 9,53. U ovom slučaju golim okom možete promatrati zvijezdu magnitude do 7,72.
Zbog niske brzine sagorijevanja vodika, crveni patuljci imaju vrlo dug životni vijek - od desetina milijardi do desetina biliona godina (crveni patuljak mase 0,1 solarne mase će gorjeti 10 triliona godina).
Kod crvenih patuljaka termonuklearne reakcije koje uključuju helij su nemoguće, pa se ne mogu pretvoriti u crvene divove. S vremenom se postupno skupljaju i zagrijavaju sve više i više dok ne potroše cijelu zalihu vodikovog goriva.
Postepeno, prema teorijskim konceptima, pretvaraju se u plave patuljke - hipotetičku klasu zvijezda, dok se nijedan od crvenih patuljaka još nije uspio pretvoriti u plavog patuljka, a zatim u bijele patuljke s jezgrom helija.
Smeđi patuljak - podzvjezdani objekti (s masama u rasponu od oko 0,01 do 0,08 solarnih masa, odnosno od 12,57 do 80,35 masa Jupitera i promjerom približno jednakim promjeru Jupitera), u dubinama kojih je, za razliku od od zvijezda glavnog niza nema reakcije termonuklearne fuzije s pretvaranjem vodika u helij.
Minimalna temperatura zvijezda glavnog niza je oko 4000 K, temperatura smeđih patuljaka je u rasponu od 300 do 3000 K. Smeđi patuljci se konstantno hlade tokom svog života, dok se veći patuljak sporije hladi.
Podsmeđi patuljci
Podsmeđi patuljci ili smeđi patuljci hladne su formacije ispod mase smeđih patuljaka. Njihova masa je manja od oko jedne stotinke mase Sunca ili, prema tome, 12,57 mase Jupitera, donja granica nije određena. Općenito se smatra da su planete, iako znanstvena zajednica još nije došla do konačnog zaključka o tome što se smatra planetom, a što podsmeđim patuljkom.
Crni patuljak
Crni patuljci su bijeli patuljci koji su se ohladili i stoga ne emitiraju u vidljivom rasponu. Predstavlja posljednju fazu u evoluciji bijelih patuljaka. Mase crnih patuljaka, poput masa bijelih patuljaka, odozgo su ograničene sa 1,4 solarne mase.
Binarna zvijezda su dvije gravitaciono povezane zvijezde koje kruže oko zajedničkog centra mase.
Ponekad postoje sistemi s tri ili više zvijezda; u ovom opštem slučaju, sistem se naziva više zvijezda.
U onim slučajevima kada takav zvjezdani sistem nije previše udaljen od Zemlje, pojedinačne zvijezde mogu se razlikovati teleskopom. Ako je udaljenost značajna, tada je moguće razumjeti da je prije astronoma dvostruka zvijezda moguća samo posrednim znakovima - fluktuacijama sjaja uzrokovanim periodičnim pomračenjem jedne zvijezde druge i nekih drugih.
Nova zvezda
Zvijezde čija se svjetlina naglo povećava 10.000 puta. Nova zvijezda je binarni sistem koji se sastoji od bijelog patuljka i prateće zvijezde na glavnom nizu. U takvim sistemima, plin iz zvijezde postupno teče u bijelog patuljka i povremeno tamo eksplodira, uzrokujući bljesak sjaja.
Supernova
Supernova je zvijezda koja svoju evoluciju završava katastrofalnim eksplozivnim procesom. U ovom slučaju raketa može biti nekoliko redova veličine veća nego u slučaju nove. Ovako snažna eksplozija posljedica je procesa koji se odvijaju u zvijezdi u posljednjoj fazi evolucije.
Neutronska zvezda
Neutronske zvijezde (NS) su zvjezdane formacije s masama reda 1,5 solarne mase i dimenzijama koje su znatno manje od bijelih patuljaka; tipični polumjer neutronske zvijezde je, vjerovatno, reda veličine 10-20 kilometara.
Sastoje se uglavnom od neutralnih subatomskih čestica - neutrona, čvrsto komprimiranih gravitacijskim silama. Gustoća takvih zvijezda je izuzetno velika, uporediva je i prema nekim procjenama može biti nekoliko puta veća od prosječne gustoće atomskog jezgra. Jedan kubni centimetar NS materijala bit će težak stotine miliona tona. Sila gravitacije na površini neutronske zvijezde je oko 100 milijardi puta veća nego na Zemlji.
U našoj Galaksiji, prema naučnicima, može biti od 100 miliona do 1 milijarde neutronskih zvijezda, odnosno negdje oko jedne na hiljadu običnih zvijezda.
Pulsari
Pulsari su kozmički izvori elektromagnetskog zračenja koje stiže na Zemlju u obliku periodičnih rafala (impulsa).
Prema dominantnom astrofizičkom modelu, pulsari su rotirajuće neutronske zvijezde s magnetskim poljem koje je nagnuto prema osi rotacije. Kad Zemlja uđe u konus nastao ovim zračenjem, moguće je fiksirati puls zračenja koji se ponavlja u intervalima jednakim razdoblju okretanja zvijezde. Neke neutronske zvijezde rotiraju do 600 puta u sekundi.
Cefeide
Cefeide su klasa pulsirajućih promenljivih zvezda sa prilično tačnim odnosom period-sjaj, nazvane po zvezdi Delta Cephei. Jedan od najpoznatijih cefeida je Sjevernjača.
Navedena lista glavnih vrsta (tipova) zvijezda sa njihovim kratak opis naravno, ne iscrpljuje svu moguću raznolikost zvijezda u svemiru.
Stručnjaci su iznijeli nekoliko teorija o njihovom podrijetlu. Najvjerojatnije od dna kaže da su takve plave zvijezde bile jako duge jako dugo i da su imale proces spajanja. Kada se dvije zvijezde spoje, pojavljuje se nova zvijezda sa mnogo većim sjajem, masom, temperaturom.
Primjeri plavih zvijezda:
- Domet jedra;
- Rigel;
- Zeta Orion;
- Alfa žirafa;
- Zeta Sterns;
- Tau Veliki pas.
Bele zvezde - bele zvezde
Jedan naučnik je otkrio veoma prigušenu bijelu zvijezdu koja je bila satelit Siriusa i nazvana je Sirius B. Površina ove jedinstvene zvijezde zagrijana je na 25.000 Kelvina, a njen polumjer je mali.
Primjeri bijelih zvijezda:
- Altair u sazviježđu Orao;
- Vega u sazviježđu Lyra;
- Castor;
- Sirius.
Žute zvezde - žute zvezde
Takve zvijezde imaju sjaj žute boje, a njihova masa je unutar mase Sunca - iznosi oko 0,8-1,4. Površina takvih zvijezda obično se zagrijava na temperature od 4-6 hiljada Kelvina. Takva zvijezda živi oko 10 milijardi godina.
Primjeri žutih zvijezda:
- Star HD 82943;
- Toliman;
- Dabih;
- Hara;
- Alhita.
Crvene zvezde - crvene zvezde
Prve crvene zvezde otkrivene su 1868. Temperatura im je prilično niska, a vanjski slojevi crvenih divova su ispunjeni veliki iznos ugljenik. Ranije su takve zvijezde bile dvije spektralne klase - N i R, ali sada su naučnici uspjeli odrediti drugu opću klasu - C.
Količine. Općenito, ove ljestvice su odabrane tako da bijela zvijezda, poput Siriusa, ima istu veličinu na obje ljestvice. Razlika između fotografskih i foto-vizuelnih vrijednosti naziva se indeks boje određene zvijezde. Za plave zvijezde, poput Rigela, ovaj će broj biti negativan, budući da takve zvijezde na običnoj ploči daju više crnila nego na svjetlu osjetljivom na žutu boju.
Za crvene zvijezde poput Betelgeuse, indeks boje doseže + 2-3 magnitude. Ovo mjerenje boje je i mjerenje površinske temperature zvijezde, pri čemu su plave zvijezde znatno toplije od crvenih.
Budući da se indeksi boja mogu lako dobiti čak i za vrlo slabe zvijezde, jesu veliki značaj pri proučavanju distribucije zvijezda u svemiru.
Uređaji su među najvažnijim alatima za proučavanje zvijezda. Čak i površan pogled na spektar zvijezda otkriva da nisu sve iste. Balmerove linije vodika u nekim su spektrima jake, u nekima slabe, u nekima ih uopće nema.
Ubrzo je postalo jasno da se spektri zvijezda mogu podijeliti u mali broj klasa, koje postupno prelaze jedna u drugu. Trenutno u upotrebi spektralna klasifikacija razvijen je na Harvardskoj opservatoriji pod vodstvom E. Pickeringa.
U početku su spektralne klase bile označene latiničnim slovima po abecednom redoslijedu, ali u procesu usavršavanja klasifikacije uspostavljene su sljedeće oznake za uzastopne klase: O, B, A, F, G, K, M. Osim toga, nekoliko neobičnih zvijezda kombinirano je u klase R, N i S, a pojedinci koji se uopće ne uklapaju u ovu klasifikaciju označeni su simbolom PEC (neobično).
Zanimljivo je napomenuti da je raspored zvijezda po klasama također raspored po boji.
- Zvijezde klase B, koje uključuju Rigela i mnoge druge zvijezde u Orionu, su plave;
- klase O i A - bijele (Sirius, Deneb);
- klase F i G - žute (Procyon, Capella);
- klase K i M, - narandžaste i crvene (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).
Poredajući spektre istim redoslijedom, vidimo kako se maksimalni intenzitet zračenja pomiče sa ljubičastog na crveni kraj spektra. Ovo ukazuje na smanjenje temperature pri prijelazu iz klase O u klasu M. Mjesto zvijezde u nizu više je određeno površinskom temperaturom nego hemijskim sastavom. Općenito je prihvaćeno da je kemijski sastav isti za veliku većinu zvijezda, ali različite temperature i pritisci na površini uzrokuju velike razlike u zvjezdanim spektrima.
Plave zvijezde klase O su najtoplije. Njihova površinska temperatura doseže 100.000 ° C. Njihovi se spektri mogu lako prepoznati po prisutnosti nekih karakterističnih svijetlih linija ili po širenju pozadine daleko u ultraljubičasto područje.
Odmah zatim slijedi plave zvezde klase B, takođe jako vruće (temperatura površine 25.000 ° C). Njihovi spektri sadrže linije helija i vodika. Prvi slabe, a drugi se povećavaju prelaskom na klasa A.
V klase F i G(tipična G-zvijezda je naše Sunce), linije kalcija i drugih metala, poput željeza i magnezija, postupno jačaju.
V klasa K linije kalcija su vrlo jake, pojavljuju se i molekularne trake.
Klasa M uključuje crvene zvijezde sa površinskom temperaturom ispod 3000 ° C; trake oksida titana vidljive su u njihovim spektrima.
Klase R, N i S pripadaju paralelnoj grani hladnih zvijezda, u čijem spektru su prisutne i druge molekularne komponente.
Za poznavaoca, međutim, postoji velika razlika između "hladnih" i "vrućih" zvijezda klase B. U tačnom sistemu klasifikacije svaka klasa je podijeljena u još nekoliko podklasa. Najvrelije zvezde klase B pripadaju podklasa BO, zvijezde sa prosječnom temperaturom za ovu klasu - k potklasa B5, najhladnije zvijezde - do potklasa B9... Zvijezde su odmah iza njih. podklasa AO.
Proučavanje spektra zvijezda pokazalo se vrlo korisnim, jer omogućuje grubu klasifikaciju zvijezda prema apsolutnim zvjezdanim veličinama. Na primjer, zvijezda VZ je div s apsolutnom zvjezdanom veličinom, približno jednakom - 2,5. Moguće je, međutim, da će zvijezda biti deset puta svjetlija (apsolutna magnituda 5,0) ili deset puta slabija (apsolutna veličina 0,0), jer je nemoguće dati precizniju procjenu samo na osnovu spektralnog tipa.
Prilikom uspostavljanja klasifikacije zvjezdanog spektra, vrlo je važno pokušati odvojiti divove od patuljaka unutar svake spektralne klase, ili, gdje ta podjela ne postoji, izolirati od normalnog niza divova zvijezde sa previsokim ili premalim sjajem.
Ako pažljivo pogledate noćno nebo, lako ćete primijetiti da se zvijezde koje nas gledaju razlikuju po boji. Plavkaste, bijele, crvene, ravnomjerno sjaje ili trepere poput vijenca za božićno drvce. S teleskopom razlike u boji postaju sve izraženije. Razlog ove raznolikosti leži u temperaturi fotosfere. I, suprotno logičkoj pretpostavci, najtoplije nisu crvene, već plave, plavo-bijele i bijele zvijezde. Ali prvo prvo.
Spektralna klasifikacija
Zvezde su ogromne usijane kugle gasa. Kako ih vidimo sa Zemlje ovisi o mnogim parametrima. Na primjer, zvijezde zapravo ne trepere. U to se vrlo lako možete uvjeriti: dovoljno je sjetiti se Sunca. Efekt treperenja nastaje zbog činjenice da svjetlost koja dolazi od kosmičkih tijela prema nama nadvladava međuzvjezdani medij pun prašine i plina. Boja je druga stvar. To je posljedica zagrijavanja školjki (posebno fotosfere) na određene temperature. Stvarna boja može se razlikovati od vidljive boje, ali razlika je obično mala.
Danas se Harvard spektralna klasifikacija zvijezda koristi u cijelom svijetu. Zasnovan je na temperaturi i zasnovan je na vrsti i relativnom intenzitetu linija u spektru. Zvijezde određene boje odgovaraju svakoj klasi. Klasifikacija je razvijena na Opservatoriju Harvard 1890-1924.
Datumi jednog obrijanog Engleza žvakani poput mrkve
Postoji sedam glavnih spektralnih klasa: O - B - A - F - G - K - M. Ovaj niz odražava postupno smanjenje temperature (od O do M). Za pamćenje postoje posebne mnemotehničke formule. Na ruskom, jedan od njih zvuči ovako: "Jedan obrijani Englez žvakao je urme poput mrkve." Još dva su dodana ovim razredima. Slova C i S označavaju hladna svjetla sa trakama metalnih oksida u spektru. Pogledajmo pobliže klase zvijezda:
- Klasu O karakteriše najveća površinska temperatura (od 30 do 60 hiljada Kelvina). Zvijezde ovog tipa premašuju Sunce za 60 puta u masi i 15 puta u radijusu. Njihova vidljiva boja je plava. Što se tiče sjaja, oni su više od milion puta ispred naše zvijezde. Plava zvijezda HD93129A, koja pripada ovoj klasi, odlikuje se jednim od najvećih sjaja među poznatim kosmičkim tijelima. Prema ovom pokazatelju, on je ispred Sunca 5 miliona puta. Plava zvijezda se nalazi na udaljenosti od 7,5 hiljada svjetlosnih godina od nas.
- Klasa B ima temperaturu od 10-30 hiljada Kelvina, masu 18 puta veću od Sunčeve. To su bijelo-plave i bijele zvijezde. Njihov radijus je 7 puta veći od Sunčevog.
- Klasu A karakteriše temperatura od 7,5-10 hiljada Kelvina, poluprečnik i masa veća od 2,1 odnosno 3,1 puta, sličnih parametara Sunca. Ovo su bijele zvijezde.
- Klasa F: temperatura 6000-7500 K. Masa je 1,7 puta veća od Sunčeve, polumjer 1,3. Sa Zemlje se takve zvijezde također pojavljuju bijele, njihova prava boja je žućkasto-bijela.
- Klasa G: temperatura 5-6 hiljada Kelvina. Sunce pripada ovoj klasi. Vidljiva i prava boja takvih zvijezda je žuta.
- Klasa K: temperatura 3500-5000 K. Polumjer i masa manja od solarne su 0,9 i 0,8 odgovarajućih parametara svjetiljke. Boja ovih zvijezda vidljivih sa Zemlje je žućkasto-narančasta.
- Klasa M: temperatura 2-3,5 hiljada Kelvina. Masa i polumjer - 0,3 i 0,4 istih parametara Sunca. Sa površine naše planete izgledaju crveno-narandžasto. Klasa M uključuje Beta Andromedu i Alpha Chanterelles. Svijetla crvena zvijezda koja je mnogima poznata je Betelgeuse (Alpha Orion). Najbolje je potražiti ga na nebu zimi. Crvena zvezda se nalazi iznad i malo levo
Svaka klasa je podijeljena u potklase od 0 do 9, odnosno od najtoplijeg do najhladnijeg. Brojevi zvijezda ukazuju na pripadnost određenom spektralnom tipu i stupanj zagrijavanja fotosfere u usporedbi s drugim zvijezdama u grupi. Na primjer, Sunce pripada klasi G2.
Vizuelno bela
Prema tome, zvijezde klase B do F sa Zemlje mogu izgledati bijele. I samo objekti koji pripadaju A-vrsti imaju takvu boju u stvari. Tako će se zvijezda Saif (sazviježđe Orion) i Algol (beta Persej) pojaviti bijela za posmatrača koji nije naoružan teleskopom. Pripadaju spektralnoj klasi B. Njihova prava boja je plava i bijela. Takođe, Mitrak i Prokion izgledaju bijeli, najsjajnije zvijezde na nebeskim crtežima Perzej i Mali pas. Međutim, njihova prava boja je bliža žutoj (klasa F).
Zašto su zvijezde bijele za zemaljskog posmatrača? Boja je izobličena zbog ogromne udaljenosti koja našu planetu dijeli od takvih objekata, kao i velikih oblaka prašine i plina koji se često nalaze u svemiru.
Klasa A
Bijele zvijezde ne karakteriziraju tako visoke temperature kao predstavnici klasa O i B. Njihova fotosfera zagrijava do 7,5-10 hiljada Kelvina. Spektralne zvijezde klase A mnogo su veće od Sunca. I njihov sjaj je veći - oko 80 puta.
U spektrima A zvijezda vodikove linije Balmerove jako su izražene. Linije drugih elemenata su osjetno slabije, ali postaju sve značajnije kako prelazimo s podklase A0 na A9. Za divove i supergigante koji pripadaju spektralnoj klasi A, karakteristične su nešto manje izražene vodikove linije nego za zvijezde glavnog niza. U slučaju ovih svjetiljki, linije teških metala postaju uočljivije.
Mnoge neobične zvijezde pripadaju spektralnoj klasi A. Ovaj izraz označava svjetiljke sa uočljivim karakteristikama u spektru i fizičkim parametrima, što komplikuje njihovu klasifikaciju. Na primjer, prilično rijetke Bootes lambda zvijezde karakteriziraju nedostatak teških metala i vrlo spora rotacija. Beli patuljci su takođe među neobičnim svetiljkama.
Klasa A uključuje tako svijetle objekte noćnog neba kao što su Sirius, Mencalinan, Aliot, Castor i drugi. Upoznajmo ih bolje.
Alfa Canis Major
Sirius je najsjajnija, iako ne i najbliža, zvijezda na nebu. Udaljenost do nje je 8,6 svjetlosnih godina. Za zemaljskog posmatrača djeluje tako svijetlo jer ima impresivnu veličinu, ali ipak nije toliko daleko od mnogih drugih velikih i svijetlih objekata. Najbliža zvijezda Suncu - ovo je Sirius na ovoj listi je na petom mjestu.
Pripada i predstavlja sistem od dvije komponente. Sirius A i Sirius B odvojeni su udaljenošću od 20 astronomskih jedinica i rotiraju se s periodom od nešto manje od 50 godina. Prva komponenta sistema, zvijezda glavnog niza, pripada spektralnoj klasi A1. Njegova masa je dvostruka masa Sunca, a radijus 1,7 puta. On je taj koji se sa Zemlje može promatrati golim okom.
Druga komponenta sistema je bijeli patuljak. Zvijezda Sirius B je po masi gotovo jednaka našoj zvijezdi, što nije tipično za takve objekte. Obično su bijeli patuljci 0,6-0,7 solarnih masa. U isto vrijeme, dimenzije Siriusa B bliske su zemaljskim. Procjenjuje se da je faza bijelog patuljka započela za ovu zvijezdu prije otprilike 120 miliona godina. Kad se Sirius B nalazio na glavnom nizu, vjerovatno je bio svjetiljka sa masom od 5 solarnih i pripadala je spektralnom tipu B.
Sirius A, prema naučnicima, preći će u sljedeću fazu evolucije za oko 660 miliona godina. Tada će se pretvoriti u crvenog diva, a nešto kasnije - u bijelog patuljka, poput njegovog pratioca.
Alpha Eagle
Poput Siriusa, mnoge bijele zvijezde, čija su imena navedena u nastavku, dobro su poznate ne samo ljudima koji vole astronomiju zbog svoje sjajnosti i čestog spominjanja na stranicama naučnofantastične literature. Altair je jedno od ovih svjetala. Alfa orao se nalazi, na primjer, u Stepin King's. Na noćnom nebu, ova zvijezda je jasno vidljiva zbog svoje svjetline i relativno bliske lokacije. Udaljenost između Sunca i Altaira je 16,8 svjetlosnih godina. Od zvijezda spektralne klase A, samo nam je Sirius bliži.
Altair je 1,8 puta veća od mase Sunca. Njegova karakteristična karakteristika je vrlo brza rotacija. Zvijezda završi jedan zaokret oko svoje osi za manje od devet sati. Brzina rotacije u ekvatorijalnoj regiji je 286 km / s. Kao rezultat toga, "okretni" Altair bit će spljošten sa polova. Osim toga, zbog eliptičnog oblika, temperatura i sjaj zvijezde opadaju od polova do ekvatora. Taj se efekt naziva "gravitacijskim zatamnjenjem".
Još jedna značajka Altaira je da se njegov sjaj mijenja s vremenom. Pripada varijablama štitnog delta tipa.
Alpha Lyrae
Vega je nakon Sunca najviše proučavana zvijezda. Alfa Lira je prva zvijezda kojoj je određen spektar. Postala je i drugo svjetlo nakon Sunca, snimljeno na fotografiji. Vega je također bila jedna od prvih zvijezda do koje su naučnici mjerili udaljenost pomoću Parlax metode. Dugo je svjetlina zvijezde uzimana kao 0 pri određivanju veličina drugih objekata.
Alfa Lira je dobro poznata i astronomima amaterima i običnim posmatračima. Ona je peta najsjajnija među zvijezdama, uključena je u asterizam Ljetnog trokuta zajedno s Altairom i Deneb.
Udaljenost od Sunca do Vege je 25,3 svjetlosne godine. Njegov ekvatorijalni radijus i masa 2,78 i 2,3 puta su veći od onih naše zvijezde. Oblik zvezde daleko je od savršene lopte. Promjer na ekvatoru je primjetno veći nego na polovima. Razlog je ogromna brzina rotacije. Na ekvatoru dostiže 274 km / s (za Sunce je ovaj parametar nešto više od dva kilometra u sekundi).
Jedna od Veginih karakteristika je disk prašine koji ga okružuje. Vjeruje se da je nastao iz velikog broja sudara kometa i meteorita. Disk prašine kruži oko zvijezde i zagrijava se radijacijom. Kao rezultat toga, povećava se intenzitet Veginog infracrvenog zračenja. Ne tako davno u disku su otkrivene asimetrije. Njihovo vjerovatno objašnjenje je da zvijezda ima barem jednu planetu.
Alfa Blizanci
Drugi najsvjetliji objekt u sazviježđu Blizanci je Castor. On, kao i prethodna svjetla, pripada spektralnoj klasi A. Castor je jedan od najvećih svetle zvezde noćno nebo. Na odgovarajućoj listi on je na 23. mjestu.
Točak je višestruki sistem od šest komponenti. Dva glavna elementa (Castor A i Castor B) rotiraju se oko zajedničkog centra mase s periodom od 350 godina. Svaka od dvije zvijezde je spektralna binarna jedinica. Komponente Castor A i Castor B su manje svijetle i vjerovatno su spektralnog tipa M.
Castor C nije odmah povezan sa sistemom. Prvobitno je označena kao nezavisna zvijezda YY Blizanci. U procesu istraživanja ovog područja neba, postalo je poznato da je ova zvijezda fizički povezana sa Castorovim sistemom. Zvijezda se okreće oko središta mase zajedničko svim komponentama s periodom od nekoliko desetina hiljada godina, a također je i spektralna binarna jedinica.
Beta kočijaš
Nebeski crtež kočijaša uključuje oko 150 "tačaka", mnoge od njih su bijele zvijezde. Imena zvijezda malo će reći osobi daleko od astronomije, ali to ne umanjuje njihov značaj za nauku. Najsvjetliji objekt nebeskog uzorka, koji pripada spektralnoj klasi A, je Mencalinan ili Beta Auriga. Ime zvijezde prevedeno je s arapskog kao "rame vlasnika uzda".
Mencalinan je trostruki sistem. Njegove dvije komponente su podgiganti spektralne klase A. Svjetlina svake od njih 48 puta premašuje odgovarajući parametar Sunca. Odvojeni su udaljenošću od 0,08 astronomskih jedinica. Treća komponenta je crveni patuljak, udaljen 330 AJ od para. e.
Epsilon velika medvjeda
Najsvjetlija "tačka" u možda najpoznatijem sazviježđu sjevernog neba (Ursa Major) je Aliot, takođe pripada klasi A. Prividna magnituda je 1,76. Na listi najsjajnijih svjetiljki, zvijezda se nalazi na 33. mjestu. Aliot ulazi u zvjezdicu Velike medvjede i nalazi se bliže od drugih svjetala do zdjele.
Aliotov spektar karakteriziraju neobične linije koje fluktuiraju s periodom od 5,1 dan. Pretpostavlja se da su karakteristike povezane s učinkom magnetskog polja zvijezde. Oscilacije spektra, prema posljednjim podacima, mogu nastati zbog bliske lokacije kozmičkog tijela mase gotovo 15 masa Jupitera. Je li to tako, dok je misterija. Astronomi to pokušavaju razumjeti, poput drugih tajni zvijezda svaki dan.
Bijeli patuljci
Priča o bijelim zvijezdama bit će nepotpuna bez spominjanja te faze u evoluciji svjetiljki, koja je označena kao "bijeli patuljak". Takvi su objekti dobili ime zbog činjenice da su prvi otkriveni od njih pripadali spektralnoj klasi A. Bio je to Sirius B i 40 Eridan B. Danas se bijeli patuljci nazivaju jednom od varijanti posljednje faze života zvijezde.
Zadržimo se detaljnije u životnom ciklusu svjetiljki.
Zvjezdana evolucija
Zvijezde se ne rađaju preko noći: bilo koja od njih prolazi kroz nekoliko faza. Prvo se oblak plina i prašine počinje stisnuti pod vlastitim utjecajem, polako poprima oblik loptice, dok se energija gravitacije pretvara u toplinu - temperatura objekta raste. U trenutku kada dostigne vrijednost od 20 miliona Kelvina, počinje reakcija nuklearne fuzije. Ova se faza smatra početkom života punopravne zvijezde.
Svetiljke provode većinu svog vremena na glavnom nizu. U njihovim dubinama, reakcije ciklusa vodika se stalno odvijaju. U tom slučaju temperatura zvijezda može varirati. Kad u jezgri ponestane vodika, počinje nova faza evolucije. Helijum sada postaje gorivo. U tom slučaju zvijezda se počinje širiti. Njegova svjetlina raste, dok se površinska temperatura, naprotiv, smanjuje. Zvijezda napušta glavni niz i postaje crveni div.
Masa jezgre helija postupno se povećava i počinje se smanjivati pod vlastitom težinom. Faza crvenog diva završava se mnogo brže od prethodne. Put kojim će ići dalja evolucija ovisi o početnoj masi objekta. Zvijezde male mase na pozornici crvenog diva počinju nabujati. Kao rezultat ovog procesa, objekt ispušta ljuske. Takođe se formira golo jezgro zvezde. U takvom jezgru su sve fuzijske reakcije završene. Zove se helijumski bijeli patuljak. Masivniji crveni divovi (do određene granice) evoluiraju u karbonske bijele patuljke. U svojim jezgrama sadrže teže elemente od helijuma.
Specifikacije
Bijeli patuljci su tijela čija je masa, po pravilu, vrlo blizu Sunca. Štoviše, njihova veličina odgovara Zemlji. Kolosalna gustoća ovih kosmičkih tijela i procesi koji se dešavaju u njihovoj dubini neobjašnjivi su sa stanovišta klasične fizike. Misterijama zvezda pomogla je kvantna mehanika.
Supstanca bijelih patuljaka je elektronsko-nuklearna plazma. Gotovo je nemoguće dizajnirati ga čak ni u laboratoriji. Stoga mnoge karakteristike takvih objekata ostaju nejasne.
Čak i ako čitave noći proučavate zvijezde, nećete moći otkriti barem jednog bijelog patuljka bez posebne opreme. Njihov sjaj je mnogo manji od sunčevog. Naučnici procjenjuju da bijeli patuljci čine oko 3 do 10% svih objekata u Galaksiji. Međutim, do danas su pronađeni samo oni od njih koji se nalaze samo na udaljenosti od 200-300 parseka od Zemlje.
Bijeli patuljci nastavljaju evoluciju. Kad se formiraju, imaju visoku površinsku temperaturu, ali se brzo hlade. Nekoliko desetina milijardi godina nakon formiranja, prema teoriji, bijeli patuljak se pretvara u crnog patuljka - tijelo koje ne emitira vidljivu svjetlost.
Bijela, crvena ili plava zvijezda za posmatrača se prvenstveno razlikuje po boji. Astronom gleda dublje. Boja za njega odmah govori mnogo o temperaturi, veličini i masi predmeta. Plava ili svijetloplava zvijezda je ogromna kugla sa žarnom niti, daleko ispred Sunca u svakom pogledu. Bijela svjetla, čiji su primjeri opisani u članku, nešto su manji. Brojevi zvjezdica u raznim katalozima takođe govore mnogo profesionalcima, ali ne sve. Velika količina informacija o životu udaljenih svemirskih objekata ili još nije dobila objašnjenje, ili ostaje čak ni otkrivena.
Pomoću teleskopa možete posmatrati 2 milijarde zvezda do magnitude 21. Postoji Harvard spektralna klasifikacija zvijezda. U njemu su spektralni tipovi raspoređeni po opadanju zvjezdane temperature. Nastava je označena slovima latinice. Ima ih sedam: O - B - A - P - O - K - M.
Dobar pokazatelj temperature vanjskog sloja zvijezde je njena boja. Vruće zvezde spektralnih tipova O i B su plave; zvezde slične našem Suncu (spektralni tip 02) deluju žuto, dok su zvezde spektralnih tipova K i M crvene.
Sjaj i boja zvezda
Sve zvezde imaju boju. Postoje plave, bijele, žute, žućkaste, narančaste i crvene zvijezde. Na primjer, Betelgeuse je crvena zvijezda, Castor je bijeli, Capella je žuta. Po svjetlini se dijele na zvijezde 1., 2., ... n-ti zvjezdani vrijednosti (n max = 25). Izraz "veličina" nema nikakve veze s pravom veličinom. Magnituda karakteriše svjetlosni tok koji dolazi na Zemlju sa zvijezde. Zvjezdane veličine mogu biti i razlomljene i negativne. Skala veličine se temelji na percepciji svjetlosti okom. Podjelu zvijezda u veličinu prema njihovom prividnom sjaju izveo je starogrčki astronom Hiparh (180 - 110 prije Krista). Hiparh je prvu magnitudu pripisao najsjajnijim zvezdama; sledeći u gradaciji svetline (tj. približno 2,5 puta slabiji) je računao kao zvezde druge veličine; zvezde koje su 2,5 puta slabije od zvezda druge magnitude nazivane su zvezde treće veličine itd .; zvezde na granici vidljivosti golim okom pripisane su šestoj veličini.
S takvom gradacijom sjaja zvijezda pokazalo se da su zvijezde šeste magnitude slabije od zvijezda prve veličine za 2,55 puta. Stoga je 1856. godine engleski astronom NK Pogsoi (1829-1891) predložio da se zvijezde šeste magnitude smatraju 100 puta slabijima od zvijezda prve veličine. Sve zvijezde nalaze se na različitim udaljenostima od Zemlje. Bilo bi lakše usporediti veličine da su udaljenosti jednake.
Zvjezdana veličina koju bi zvijezda imala na udaljenosti od 10 parseka naziva se apsolutna zvjezdana veličina. Apsolutna veličina je naznačena - M, a prividna veličina je m.
Hemijski sastav vanjskih slojeva zvijezda iz kojih dolazi njihovo zračenje karakterizira potpuna prevlast vodika. Helij je na drugom mjestu, dok je sadržaj drugih elemenata prilično nizak.
Temperatura i masa zvijezda
Poznavanje spektralne klase ili boje zvijezde odmah daje njenu površinsku temperaturu. Budući da zvijezde zrače približno poput apsolutno crnih tijela odgovarajuće temperature, snaga koju emitira jedinica njihove površine po jedinici vremena određena je iz Stefan-Boltzmannovog zakona.
Podjela zvijezda na osnovu usporedbe sjaja zvijezda sa temperaturom i bojom i apsolutnom magnitudom (Hertzsprung-Russell dijagram):
- glavni niz (u njegovom središtu je Sunce - žuti patuljak)
- super -divovi (velike veličine i velike svjetline: Antares, Betelgeuse)
- niz crvenih divova
- patuljci (bijeli - Sirius)
- patuljci
- plavo-bijeli niz
Ova podjela se takođe zasniva na starosti zvezde.
Odlikuju se sljedeće zvijezde:
- običan (Sunce);
- dvostruki (Mitsar, Albkor) podijeljeni su na:
- a) vizuelni dvostruki, ako se njihova dualnost uoči posmatranjem kroz teleskop;
- b) višekratnici su sistem zvijezda sa više od 2, ali manje od 10;
- c) optičke binarne zvijezde su takve zvijezde da je njihova blizina rezultat slučajne projekcije na nebo, a u svemiru su udaljene;
- d) fizički-binarne zvijezde su zvijezde koje čine jedinstveni sistem i rotiraju se pod djelovanjem sila međusobnog privlačenja oko zajedničkog centra mase;
- e) spektroskopske binarne zvijezde su zvijezde koje se, kad se međusobno klize, približavaju jedna drugoj i njihova dualnost se može odrediti spektrom;
- f) pomračujuće binarne zvijezde su zvijezde "koje se zamagljuju tokom međusobne cirkulacije;
Nove zvezde- ovo su zvijezde koje su dugo postojale, ali su se iznenada rasplamsale. Njihova svjetlina se za kratko vrijeme povećala za faktor 10.000 (amplituda svjetline se promijenila sa 7 na 14 magnitude).
Supernove- ovo su zvijezde koje su bile nevidljive na nebu, ali su se iznenada rasplamsale i povećale sjaj 1000 puta u odnosu na obične nove zvijezde.
Pulsar- neutronska zvijezda nastala eksplozijom supernove.
Podaci o ukupnom broju pulsara i njihovom životnom vijeku ukazuju da se u prosjeku rađaju 2-3 pulsara po stoljeću, što se približno podudara s učestalošću supernova u Galaksiji.
Evolucija zvezda
Kao i sva tijela u prirodi, zvijezde ne ostaju nepromijenjene, rađaju se, evoluiraju i konačno umiru. Ranije su astronomi vjerovali da su potrebni milioni godina da se zvijezda formira iz međuzvjezdanog plina i prašine. No, posljednjih godina snimljene su fotografije područja na nebu koje je dio magline Veliki Orion, gdje se tokom nekoliko godina pojavljivalo malo jato zvijezda. Na slikama iz 1947. na ovom mjestu zabilježena je grupa od tri objekta slična zvijezdama. Do 1954. neki od njih su postali duguljasti, a do 1959. godine ove su se duguljaste formacije raspale u pojedinačne zvijezde. Prvi put u istoriji čovječanstva ljudi su gledali rađanje zvijezda doslovno pred našim očima.
U mnogim područjima neba postoje uslovi potrebni za pojavu zvijezda. Proučavajući fotografije zamagljenih dijelova Mliječnog puta, bilo je moguće pronaći male crne mrlje nepravilnog oblika ili kuglice, koje su masovne nakupine prašine i plina. Ovi oblaci plina i prašine sadrže čestice prašine koje vrlo snažno apsorbiraju svjetlost zvijezda iza sebe. Globule su ogromne - do nekoliko svetlosnih godina u prečniku. Unatoč činjenici da je materija u ovim jatima vrlo rijetka, njihov ukupni volumen je toliko velik da je sasvim dovoljan za stvaranje malih jata zvijezda po masi blizu Sunca.
U crnoj kugli, pod djelovanjem radijacijskog pritiska koji emitiraju okolne zvijezde, materija se komprimira i sabija. Ova kompresija traje neko vrijeme, ovisno o izvorima zračenja koji okružuju kuglu i intenzitetu potonje. Gravitacijske sile koje proizlaze iz koncentracije mase u središtu kugle također imaju tendenciju stisnuti globulu, prisiljavajući tvar da padne prema njenom središtu. Padajući, čestice materije stječu kinetičku energiju i zagrijavaju lijevi oblak plinova.
Pad materije može trajati stotinama godina. U početku se to događa polako, bez žurbe, jer su gravitacijske sile koje privlače čestice u središte još uvijek vrlo slabe. Nakon nekog vremena, kada globula postane manja i gravitacijsko polje se poveća, pad se počinje događati brže. No, kugla je ogromna, promjera najmanje svjetlosne godine. To znači da udaljenost od vanjske granice do centra može premašiti 10 triliona kilometara. Ako čestica s ruba kugle počne padati prema centru brzinom nešto manjom od 2 km / s, tada će doći do središta tek nakon 200.000 godina.
Životni vek zvezde zavisi od njene mase. Zvijezde s masom manjom od Sunčeve koriste rezerve nuklearnog goriva vrlo štedljivo i mogu sijati desetinama milijardi godina. Vanjski slojevi zvijezda poput našeg Sunca, čija masa ne prelazi 1,2 puta veću masu Sunca, postupno se šire i na kraju potpuno napuštaju jezgro zvijezde. Umjesto diva, ostaje mali i vrući bijeli patuljak.
