Stručnjaci iznose nekoliko teorija o njihovoj pojavi. Najvjerovatniji od dna kaže da su takve plave zvijezde bile binarne jako dugo i da su imale proces spajanja. Kada se 2 zvezde ujedine, pojavljuje se nova zvezda sa mnogo većim sjajem, masom, temperaturom.

Primjeri plavih zvijezda:

• Gamma Sails;
• Rigel;
• Zeta Orion;
• Alpha Giraffe;
• Zeta Korma;
• Veliki veliki pas.

Bijele zvijezde - bijele zvijezde

Jedan naučnik je otkrio vrlo mutnu bijelu zvijezdu koja je bila Sirijusov satelit i nazvana je Sirijus B. Površina ove jedinstvene zvijezde je zagrijana na 25.000 Kelvina, a njen poluprečnik je mali.

Primjeri bijelih zvijezda:

• Altair u sazviježđu Orao;
• Vega u sazviježđu Lira;
• Castor;
• Sirius.

žute zvijezde - žute zvijezde

Takve zvijezde imaju žuti sjaj, a njihova masa je unutar mase Sunca - iznosi oko 0,8-1,4. Površina takvih zvijezda obično se zagrijava na temperaturu od 4-6 hiljada Kelvina. Takva zvijezda živi oko 10 milijardi godina.

Primjeri žutih zvijezda:

• Star HD 82943;
• Toliman;
• Dabih;
• Hara;
• Alhita.

crvene zvijezde crvene zvijezde

Prve crvene zvijezde otkrivene su 1868. Njihova temperatura je prilično niska, a vanjski slojevi crvenih divova ispunjeni su puno ugljika. Ranije su takve zvijezde činile dvije spektralne klase - N i R, ali sada su naučnici uspjeli identificirati još jednu zajedničku klasu - C.

Svima su poznata tri stanja materije - čvrsto, tečno i gasovito.. Šta se događa sa supstancom kada se uzastopno zagrije na visoke temperature u zatvorenom volumenu? - Sekvencijalni prijelaz iz jednog stanja agregacije u drugo: čvrsta - tečnost - gas(zbog povećanja brzine kretanja molekula s povećanjem temperature). Daljnjim zagrijavanjem plina na temperaturama iznad 1.200 ºS počinje raspadanje molekula plina na atome, a na temperaturama iznad 10.000 ºS djelomična ili potpuna dezintegracija atoma plina na sastavne elementarne čestice - elektrone i atomska jezgra. Plazma je četvrto stanje materije, u kojem su molekuli ili atomi materije djelomično ili potpuno uništeni visokim temperaturama ili iz drugih razloga. 99,9% materije u Univerzumu je u stanju plazme.

Zvijezde su klasa kosmičkih tijela mase 10 26 -10 29 kg. Zvijezda je sferično kosmičko tijelo vruće plazme, koje je po pravilu u hidrodinamičkoj i termodinamičkoj ravnoteži.

Ako je ravnoteža poremećena, zvijezda počinje da pulsira (promijene se njene dimenzije, sjaj i temperatura). Zvezda postaje promenljiva zvezda.

promenljiva zvezda je zvijezda čiji se sjaj (prividni sjaj na nebu) mijenja tokom vremena. Razlozi za varijabilnost mogu biti fizički procesi u unutrašnjosti zvijezde. Takve zvijezde se zovu fizičke varijable(na primjer, δ Cephei. Promjenjive zvijezde slične njemu počele su se nazivati Cefeide).

upoznati i eclipse varijable zvijezde čija je varijabilnost uzrokovana međusobnim pomračenjem njihovih komponenti(na primjer, β Perseus - Algol. Njegovu varijabilnost je prvi otkrio talijanski ekonomista i astronom Geminiano Montanari 1669. godine).

Pomračujuće promjenljive zvijezde su uvijek duplo, one. sastavljena od dvije blisko razmaknute zvijezde. Promjenjive zvijezde na zvjezdanim kartama označene su zaokruženim krugom:

Zvezde nisu uvek lopte. Ako se zvijezda vrlo brzo rotira, tada njen oblik nije sferičan. Zvijezda se skuplja sa polova i postaje poput mandarine ili bundeve (na primjer, Vega, Regulus). Ako je zvijezda dvostruka, onda međusobna privlačnost ovih zvijezda jedna prema drugoj također utječe na njihov oblik. Postaju jajoliki ili u obliku dinje (na primjer, komponente dvojne zvijezde β Lyra ili Spica):

Zvezde su glavni stanovnici naše Galaksije (naša Galaksija se piše velikim slovom). Sadrži oko 200 milijardi zvijezda. Uz pomoć čak i najvećih teleskopa može se vidjeti samo pola procenta od ukupnog broja zvijezda u Galaksiji. Više od 95% svih materija koje se posmatraju u prirodi koncentrisano je u zvezdama. Preostalih 5% su međuzvjezdani plin, prašina i sva nesvjetleća tijela.

Osim Sunca, sve zvezde su toliko udaljene od nas da se čak i u najvećim teleskopima posmatraju u obliku svetlećih tačaka različitih boja i sjaja. Najbliži Suncu je sistem α Centauri, koji se sastoji od tri zvijezde. Jedan od njih - crveni patuljak po imenu Proxima - je najbliža zvijezda. Udaljena je 4,2 svjetlosne godine. Do Siriusa - 8.6 St. godine, do Altaira - 17 St. godine. Do Vege - 26 St. godine. Do zvijezde Sjevernjače - 830 St. godine. Do Deneba - 1.500 St. godine. Po prvi put, udaljenost do druge zvijezde (to je bila Vega) 1837. godine uspio je odrediti V.Ya. Struve.

Prva zvijezda koja je uspjela da dobije sliku diska (pa čak i neke tačke na njemu) je Betelgeze (α Orion). Ali to je zato što je Betelgeuze 500-800 puta veći od Sunca u prečniku (zvijezda pulsira). Dobijena je i slika Altairovog diska (α Orao), ali to je zato što je Altair jedna od najbližih zvijezda.

Boja zvijezda ovisi o temperaturi njihovih vanjskih slojeva. Raspon temperature - od 2000 do 60000 °S. Najhladnije zvezde su crvene, a najtoplije plave. Po boji zvijezde možete ocijeniti koliko su topli njeni vanjski slojevi.

Primjeri crvenih zvijezda: Antares (α Škorpion) i Betelgeze (α Orion).

Primjeri narandžastih zvijezda: Aldebaran (α Bik), Arcturus (α Bootes) i Poluks (β Blizanci).

Primeri žutih zvezda: Sunce, Kapela (α Aurigae) i Toliman (α Centauri).

Primjeri žućkasto-bijelih zvijezda su Procyon (α Mali Canis) i Canopus (α Carinae).

Primjeri bijelih zvijezda su Sirijus (α Canis Major), Vega (α Lyrae), Altair (α Eagle) i Deneb (α Cygnus).

Primjeri plavkastih zvijezda: Regulus (α Lav) i Spica (α Djevica).

Zbog činjenice da vrlo malo svjetlosti dolazi od zvijezda, ljudsko oko može razlikovati nijanse boja samo u najsjajnijim od njih. Kroz dvogled, a još više kroz teleskop (oni hvataju više svjetla od oka), boja zvijezda postaje uočljivija.

Temperatura raste sa dubinom. Čak i najhladnije zvezde u centru dostižu milione stepeni. Sunce ima oko 15.000.000°C u centru (koriste i Kelvinovu skalu - skalu apsolutnih temperatura, ali kada je riječ o vrlo visokim temperaturama, razlika od 273 º između Kelvinove i Celzijusove skale može se zanemariti).

Šta je to što toliko zagreva zvezdanu unutrašnjost? Ispostavilo se da postoje termonuklearni procesi, što rezultira oslobađanjem ogromne količine energije. Na grčkom, "termos" znači toplo. Glavni hemijski element od kojeg se sastoje zvijezde je vodonik. On je taj koji je gorivo za termonuklearne procese. U tim procesima se jezgra atoma vodika pretvaraju u jezgra atoma helija, što je praćeno oslobađanjem energije. Broj jezgara vodika u zvijezdi se smanjuje, dok se broj jezgara helijuma povećava. Vremenom se u zvijezdi sintetišu drugi hemijski elementi. Svi hemijski elementi koji čine molekule raznih supstanci nekada su rođeni u dubinama zvezda."Zvijezde su prošlost čovjeka, a čovjek je budućnost zvijezde", - to se ponekad figurativno kaže.

Proces kojim zvijezda emituje energiju u obliku elektromagnetnih valova i čestica naziva se radijacije. Zvijezde zrače energiju ne samo u obliku svjetlosti i topline, već i druge vrste zračenja - gama zrake, rendgenske zrake, ultraljubičasto, radio zračenje. Osim toga, zvijezde emituju tokove neutralnih i nabijenih čestica. Ovi potoci formiraju zvezdani vetar. Zvezdani vetar je proces odliva materije iz zvezda u svemir. Kao rezultat toga, masa zvijezda se stalno i postepeno smanjuje. To je zvjezdani vjetar sa Sunca (solarni vjetar) koji dovodi do pojave aurore na Zemlji i drugim planetama. Sunčev vetar je taj koji odbija repove kometa od Sunca.

Zvijezde se, naravno, ne pojavljuju iz praznine (prostor između zvijezda nije apsolutni vakuum). Materijal je plin i prašina. Oni su neravnomjerno raspoređeni u prostoru, formirajući bezoblične oblake vrlo niske gustine i ogromnog opsega - od jedne ili dvije do desetine svjetlosnih godina. Takvi oblaci se zovu difuzno magline gasa i prašine. Temperatura u njima je veoma niska - oko -250 °C. Ali ne stvara svaka maglina gas-prašina zvijezde. Neke magline mogu dugo postojati bez zvijezda. Koji su uslovi potrebni za početak procesa rađanja zvijezda? Prvi je masa oblaka. Ako nema dovoljno materije, tada se, naravno, zvijezda neće pojaviti. Drugo, kompaktnost. U oblaku koji je previše proširen i labav, procesi njegovog kompresije ne mogu započeti. Pa, i treće, potrebno nam je sjeme - tj. gomila prašine i gasa, koja će kasnije postati embrion zvezde - protozvezde. protostar je zvijezda u završnoj fazi svog formiranja. Ako su ovi uvjeti ispunjeni, tada počinje gravitacijsko sabijanje i zagrijavanje oblaka. Ovaj proces se završava formiranje zvijezda- pojava novih zvijezda. Ovaj proces traje milionima godina. Astronomi su pronašli magline u kojima je proces formiranja zvijezda u punom jeku – neke zvijezde su već zasvijetlile, neke su u obliku embriona – protozvijezda, a maglina je još očuvana. Primjer je Velika maglina Oriona.

Glavne fizičke karakteristike zvijezde su sjaj, masa i polumjer.(ili prečnika), koji se određuju iz zapažanja. Poznavajući ih, kao i hemijski sastav zvijezde (koji je određen njenim spektrom), moguće je izračunati model zvijezde, tj. fizičke uslove u njegovim dubinama, da istraži procese koji se u njemu odvijaju.Zaustavimo se detaljnije na glavnim karakteristikama zvijezda.

Težina. Masa se može direktno proceniti samo gravitacionim dejstvom zvezde na okolna tela. Masa Sunca, na primjer, određena je iz poznatih perioda okretanja planeta oko njega. Druge zvijezde ne posmatraju direktno planete. Pouzdano mjerenje mase moguće je samo za binarne zvijezde (u ovom slučaju se koristi Keplerov zakon generaliziran Njutnom III, no i tada je greška 20-60%). Otprilike polovina svih zvijezda u našoj galaksiji su binarne. Mase zvijezda kreću se od ≈0,08 do ≈100 solarnih masa.Zvijezde s masom manjom od 0,08 mase Sunca ne postoje, one jednostavno ne postaju zvijezde, već ostaju tamna tijela.Zvijezde s masom većom od 100 solarnih masa su izuzetno rijetke. Većina zvijezda ima masu manju od 5 solarnih masa. Sudbina zvezde zavisi od mase, tj. scenarij prema kojem se zvijezda razvija, evoluira. Mali hladni crveni patuljci koriste vodonik veoma ekonomično i stoga njihov život traje stotinama milijardi godina. Životni vek Sunca - žutog patuljka - je oko 10 milijardi godina (Sunce je već proživelo otprilike polovinu svog života). Masivni supergiganti brzo troše vodonik i izumiru u roku od nekoliko miliona godina nakon rođenja. Što je zvezda masivnija, njen životni put je kraći.

Starost svemira procjenjuje se na 13,7 milijardi godina. Dakle, zvijezde starije od 13,7 milijardi godina još ne postoje.

• Zvijezde sa masom 0,08 mase Sunca su smeđi patuljci; njihova sudbina je stalna kontrakcija i hlađenje sa prestankom svih termonuklearnih reakcija i transformacijom u tamna planeta slična tijela.

• Zvijezde sa masom 0,08-0,5 mase Sunca (to su uvijek crveni patuljci) nakon trošenja vodonika počinju polako da se smanjuju, dok se zagrijavaju i postaju bijeli patuljak.
  

• Zvijezde sa masom 0,5-8 Sunčeve mase na kraju života prvo se pretvaraju u crvene divove, a zatim u bijele patuljke. U ovom slučaju, vanjski slojevi zvijezde su raspršeni u svemiru u obliku planetarna maglina. Planetarna maglina je često sfernog ili prstenastog oblika.
  

• Zvijezde sa masom 8-10 solarne mase mogu eksplodirati na kraju svog života, ili mogu tiho stare, prvo se pretvarajući u crvene supergigante, a zatim u crvene patuljke.

• Zvijezde s masom većom od 10 mase Sunca na kraju svog životnog puta, prvo postaju crveni supergiganti, zatim eksplodiraju kao supernove (supernova nije nova, već stara zvijezda), a zatim se pretvaraju u neutronske zvijezde ili postaju crne rupe.
  

Crne rupe- to nisu rupe u svemiru, već objekti (ostaci masivnih zvijezda) vrlo velike mase i gustine. Crne rupe ne posjeduju nikakve natprirodne ili magične moći, nisu "čudovišta svemira". Jednostavno imaju toliko jako gravitaciono polje da ih nikakvo zračenje (ni vidljivo – svjetlo, ni nevidljivo) ne može napustiti. Stoga crne rupe nisu vidljive. Međutim, mogu se otkriti po njihovom djelovanju na okolne zvijezde, magline. Crne rupe su sasvim uobičajena pojava u svemiru i ne treba ih se bojati. Možda postoji supermasivna crna rupa u centru naše galaksije.

Radijus (ili prečnik). Veličine zvijezda uvelike variraju - od nekoliko kilometara (neutronske zvijezde) do 2.000 solarnih promjera (supergiganti). Po pravilu, što je zvezda manja, to je veća njena prosečna gustina. U neutronskim zvijezdama, gustoća dostiže 10 13 g / cm 3! Naprstak takve supstance bio bi težak 10 miliona tona na Zemlji. Ali u supergigantima, gustina je manja od gustine vazduha blizu površine Zemlje.

Prečnici nekih zvijezda u poređenju sa Suncem:

Sirijus i Altair su 1,7 puta veći,

Vega je 2,5 puta veća,

Regulus 3,5 puta više

Arktur je 26 puta veći

Polar je 30 puta veći,

Rigel je 70 puta veći,

Deneb je 200 puta više

Antares je 800 puta veći

YV Canis Major je 2000 puta veći (najveća poznata zvijezda).

Svjetlost je ukupna energija koju emituje objekat (u ovom slučaju zvijezde) u jedinici vremena. Svjetlost zvijezda se obično upoređuje sa sjajem Sunca (svjetlost zvijezda se izražava kroz luminoznost Sunca). Sirijus, na primjer, zrači 22 puta više energije od Sunca (svjetlost Sirijusa je 22 Sunca). Sjaj Vega je 50 Sunaca, a sjaj Deneba je 54.000 Sunca (Deneb je jedna od najmoćnijih zvijezda).

Prividni sjaj (tačnije, sjaj) zvezde na Zemljinom nebu zavisi od:

- udaljenosti do zvezde. Ako nam se zvijezda približi, tada će se njen prividni sjaj postepeno povećavati. Nasuprot tome, kako se zvijezda udaljava od nas, njen prividni sjaj će se postepeno smanjivati. Ako uzmemo dvije identične zvijezde, onda će nam najbliža izgledati svjetlija.

- na temperaturu vanjskih slojeva.Što je zvijezda toplija, to više svjetlosne energije šalje u svemir i izgledat će svjetlije. Ako se zvijezda ohladi, tada će se njen prividni sjaj na nebu smanjiti. Dvije zvijezde iste veličine i na istoj udaljenosti od nas će izgledati iste po prividnom sjaju, pod uslovom da emituju istu količinu svjetlosne energije, tj. imaju istu temperaturu vanjskih slojeva. Ako je jedna od zvijezda hladnija od druge, tada će izgledati manje sjajna.

- veličina (prečnik). Ako uzmemo dvije zvijezde sa istom temperaturom vanjskih slojeva (iste boje) i postavimo ih na istoj udaljenosti od nas, tada će veća zvijezda emitovati više svjetlosne energije, što znači da će izgledati svjetlije na nebu.

- od apsorpcije svetlosti od strane oblaka kosmičke prašine i gasa koji se nalaze na putanji linije vida.Što je deblji sloj kosmičke prašine, to više svjetlosti iz zvijezde apsorbira, a zvijezda je slabija. Ako uzmemo dvije identične zvijezde i ispred jedne od njih postavimo maglinu plin-prašina, tada će samo ova zvijezda izgledati manje sjajna.

- sa visine zvezde iznad horizonta. U blizini horizonta uvijek postoji gusta izmaglica, koja upija dio svjetlosti zvijezda. Blizu horizonta (ubrzo nakon izlaska ili malo prije zalaska sunca) zvijezde su uvijek tamnije nego kada su iznad njih.

Veoma je važno ne brkati pojmove "pojaviti se" i "biti". star may biti veoma svetao sam po sebi, ali izgleda prigušeno iz raznih razloga: zbog velike udaljenosti do njega, zbog male veličine, zbog apsorpcije njegove svjetlosti kosmičkom prašinom ili prašinom u Zemljinoj atmosferi. Stoga, kada govore o sjaju zvijezde na zemaljskom nebu, koriste frazu "prividna svjetlina" ili "sjaj".

Kao što je već pomenuto, postoje binarne zvezde. Ali postoje i trostruki (na primjer, α Centauri), i četverostruki (na primjer, ε Lyra), i pet, i šest (na primjer, Castor), itd. Pojedinačne zvijezde u zvjezdanom sistemu se nazivaju komponente. Zvijezde sa više od dvije komponente se nazivaju višestruki zvijezde. Sve komponente višestruke zvijezde povezane su međusobnim gravitacijskim silama (formiraju sistem zvijezda) i kreću se po složenim putanjama.

Ako postoji mnogo komponenti, onda ovo više nije višestruka zvijezda, već zvezdano jato. Razlikovati lopta i rasuti zvezdana jata. Kuglasta jata sadrže mnogo starih zvijezda i starija su od otvorenih jata, koja sadrže mnogo mladih zvijezda. Kuglasti skupovi su prilično stabilni, jer zvijezde u njima su na malim udaljenostima jedna od druge i sile međusobnog privlačenja između njih su mnogo veće nego između zvijezda otvorenih jata. Otvoreni klasteri se vremenom još više raspršuju.

Otvorena jata, kako je tačno, nalaze se u pojasu Mliječnog puta ili u blizini. Naprotiv, kuglasta jata se nalaze na zvezdanom nebu daleko od Mlečnog puta.

Neka zvjezdana jata mogu se vidjeti na nebu čak i golim okom. Na primjer, otvorena jata Hijada i Plejada (M 45) u Biku, otvorena jata (M 44) u Raku, kuglasta jata M 13 u Herkulu. Dosta ih se može vidjeti dvogledom.

Pomoću teleskopa možete posmatrati 2 milijarde zvijezda do 21 magnitude. Postoji Harvardska spektralna klasifikacija zvijezda. U njemu su spektralni tipovi raspoređeni po opadajućoj zvjezdanoj temperaturi. Časovi su označeni slovima latinice. Ima ih sedam: O - B - A - P - O - K - M.

Dobar pokazatelj temperature spoljašnjih slojeva zvezde je njena boja. Vruće zvezde spektralnih tipova O i B su plave; zvijezde slične našem Suncu (čiji je spektralni tip 02) izgledaju žute, dok su zvijezde spektralnih klasa K i M crvene.

Sjaj i boja zvijezda

Sve zvezde imaju boju. Postoje plave, bijele, žute, žućkaste, narandžaste i crvene zvijezde. Na primjer, Betelgeuse je crvena zvijezda, Castor je bijeli, Capella je žuta. Po sjaju se dijele na zvijezde 1., 2., ... n-te magnitude (n max = 25). Termin "veličina" nema nikakve veze sa pravim dimenzijama. Magnituda karakteriše svetlosni tok koji dolazi na Zemlju od zvezde. Zvjezdane veličine mogu biti i razlomke i negativne. Skala magnituda je zasnovana na percepciji svjetlosti od strane oka. Podjelu zvijezda na zvjezdane veličine prema prividnom sjaju izvršio je starogrčki astronom Hiparh (180. - 110. pne.). Hiparh je prvu magnitudu pripisao najsjajnijim zvezdama; on je smatrao da su sljedeće u gradaciji sjaja (tj. oko 2,5 puta slabije) zvijezde druge magnitude; zvijezde slabije od zvijezda druge magnitude za 2,5 puta nazivane su zvijezdama treće magnitude, itd.; zvijezdama na granici vidljivosti golim okom dodijeljena je šesta magnituda.

Sa takvom gradacijom sjaja zvijezda, pokazalo se da su zvijezde šeste magnitude slabije od zvijezda prve magnitude za 2,55 puta. Stoga je 1856. godine engleski astronom N. K. Pogsoy (1829-1891) predložio da se zvijezdama šeste magnitude smatraju one koje su tačno 100 puta slabije od zvijezda prve magnitude. Sve zvijezde se nalaze na različitim udaljenostima od Zemlje. Bilo bi lakše upoređivati ​​veličine da su udaljenosti jednake.

Magnituda koju bi zvijezda imala na udaljenosti od 10 parseka naziva se apsolutna magnituda. Naznačena je apsolutna zvezdana magnituda - M, i prividna zvezdana veličina - m.

Hemijski sastav vanjskih slojeva zvijezda, iz kojih dolazi njihovo zračenje, karakterizira potpuna dominacija vodonika. Na drugom mjestu je helijum, a sadržaj ostalih elemenata je prilično mali.

Temperatura i masa zvijezda

Poznavanje spektralnog tipa ili boje zvijezde odmah daje temperaturu njene površine. Budući da zvijezde zrače otprilike kao apsolutno crna tijela odgovarajuće temperature, snaga koju zrači jedinica njihove površine u jedinici vremena određena je Stefan-Boltzmannovim zakonom.

Podjela zvijezda zasnovana na poređenju sjaja zvijezda s njihovom temperaturom i bojom i apsolutnom veličinom (Hertzsprung-Russell dijagram):

1. glavna sekvenca (u njenom centru je Sunce - žuti patuljak)
2. supergiganti (velike veličine i velike svjetlosti: Antares, Betelgeuse)
3. sekvenca crvenog diva
4. patuljci (bijeli - Sirius)
5. subdwarfs
6. bijelo-plavi niz

Ova podjela je također zasnovana na starosti zvijezde.

Odlikuju se sljedeće zvijezde:

1. obični (Sunce);
2. dupli (Mizar, Albkor) se dijele na:

• a) vizuelni dvojnik, ako se pri posmatranju kroz teleskop uoči njihova dvojnost;
• b) višekratnici - ovo je sistem zvijezda sa brojem većim od 2, ali manjim od 10;
• c) optičko-dvostruke - to su zvijezde čija je blizina rezultat nasumične projekcije na nebo, a u svemiru su daleko;
• d) fizičke binarne su zvijezde koje čine jedan sistem i kruže pod djelovanjem sila međusobnog privlačenja oko zajedničkog centra mase;
• e) spektroskopske binarne zvijezde su zvijezde koje se, kada se međusobno okreću, približavaju jedna drugoj i njihova dualnost se može odrediti iz spektra;
• e) pomračenje binarne - to su zvijezde "koje, kada se međusobno okreću, blokiraju jedna drugu;

varijable (b Cephei). Cefeide su promenljive u sjaju zvezde. Amplituda promjene svjetline nije veća od 1,5 magnitude. To su pulsirajuće zvijezde, odnosno povremeno se šire i skupljaju. Kompresija vanjskih slojeva uzrokuje njihovo zagrijavanje;

nestacionarni.

nove zvezde- to su zvijezde koje su postojale dugo vremena, ali su iznenada planule. Njihov sjaj se za kratko vrijeme povećao za 10.000 puta (amplituda promjene svjetline od 7 do 14 magnituda).

supernove- to su zvijezde koje su bile nevidljive na nebu, ali su iznenada bljesnule i povećale sjaj 1000 puta u odnosu na obične nove zvijezde.

Pulsar- neutronska zvijezda koja nastaje tokom eksplozije supernove.

Podaci o ukupnom broju pulsara i njihovom životnom vijeku ukazuju na to da se u prosjeku rađaju 2-3 pulsara u vijeku, što se približno poklapa sa učestalošću eksplozija supernove u Galaksiji.

Evolucija zvijezda

Kao i sva tijela u prirodi, zvijezde ne ostaju nepromijenjene, one se rađaju, evoluiraju i na kraju umiru. Astronomi su nekada mislili da su potrebni milioni godina da se zvezda formira od međuzvezdanog gasa i prašine. Ali posljednjih godina snimljene su fotografije područja neba koje je dio Velike magline Oriona, gdje se tokom nekoliko godina pojavio mali skup zvijezda. Na fotografijama iz 1947. godine na ovom mestu je zabeležena grupa od tri zvezdana objekta. Do 1954. neke od njih su postale duguljaste, a do 1959. ove duguljaste formacije su se raspale u pojedinačne zvijezde. Po prvi put u istoriji čovečanstva, ljudi su posmatrali rađanje zvezda bukvalno pred našim očima.

Na mnogim dijelovima neba postoje uslovi neophodni za pojavu zvijezda. Prilikom proučavanja fotografija maglovitih područja Mliječnog puta, bilo je moguće pronaći male crne mrlje nepravilnog oblika, ili globule, koje su ogromne nakupine prašine i plina. Ovi oblaci gasa i prašine sadrže čestice prašine koje veoma snažno apsorbuju svetlost koja dolazi od zvezda iza njih. Veličina globula je ogromna - do nekoliko svjetlosnih godina u prečniku. Unatoč činjenici da je materija u tim jatama vrlo rijetka, njihova ukupna zapremina je toliko velika da je sasvim dovoljna za formiranje malih klastera zvijezda bliskih Suncu.

U crnoj kugli, pod uticajem pritiska zračenja koje emituju okolne zvezde, materija se sabija i sabija. Takva kompresija traje neko vrijeme, ovisno o izvorima zračenja koji okružuju globulu i intenzitetu potonjeg. Gravitacijske sile koje proizlaze iz koncentracije mase u centru globule također imaju tendenciju da stisnu globulu, uzrokujući da materija pada prema njenom centru. Padajući, čestice materije dobijaju kinetičku energiju i zagrevaju gas i oblak.

Pad materije može trajati stotinama godina. U početku se to događa polako, bez žurbe, jer su gravitacijske sile koje privlače čestice u centar još uvijek vrlo slabe. Nakon nekog vremena, kada globula postane manja i gravitacijsko polje se poveća, pad počinje da se događa brže. Ali kugla je ogromna, prečnika ne manje od jedne svjetlosne godine. To znači da udaljenost od njegove vanjske granice do centra može premašiti 10 triliona kilometara. Ako čestica s ruba globule počne da pada prema centru brzinom nešto manjom od 2 km/s, tada će doći do centra tek nakon 200.000 godina.

Životni vek zvezde zavisi od njene mase. Zvijezde s masom manjom od Sunčeve vrlo štedljivo koriste svoje nuklearno gorivo i mogu svijetliti desetinama milijardi godina. Vanjski slojevi zvijezda poput našeg Sunca, s masama ne većim od 1,2 solarne mase, postepeno se šire i na kraju potpuno napuštaju jezgro zvijezde. Na mjestu diva ostaje mali i vrući bijeli patuljak.

Nikada ne pomislimo da možda postoji još neki život osim naše planete, osim našeg Sunčevog sistema. Možda na nekim planetama postoji život koji se okreće oko plave, bijele ili crvene, ili možda žute zvijezde. Možda postoji još jedna takva planeta Zemlja, na kojoj žive isti ljudi, ali još uvijek ne znamo ništa o tome. Naši sateliti i teleskopi otkrili su brojne planete na kojima možda postoji život, ali su te planete udaljene desetinama hiljada, pa čak i milionima svjetlosnih godina.

Plavi zaostali - plave zvijezde

Zvijezde koje se nalaze u zvjezdanim jatima globularnog tipa, čija je temperatura viša od temperature običnih zvijezda, a spektar karakterizira značajan pomak u plavo područje nego kod zvijezda jata sa sličnim sjajem, nazivaju se plavi zaostali. Ova karakteristika im omogućava da se ističu u odnosu na druge zvijezde u ovom jatu na Hertzsprung-Russell dijagramu. Postojanje takvih zvijezda pobija sve teorije evolucije zvijezda, čija je suština da se za zvijezde koje su nastale u istom vremenskom periodu pretpostavlja da će biti smještene u dobro definiranu regiju Hertzsprung-Russell dijagrama. U ovom slučaju, jedini faktor koji utiče na tačnu lokaciju zvijezde je njena početna masa. Česta pojava plavih zaostalih izvan gornje krive može biti potvrda postojanja takve stvari kao što je anomalna zvjezdana evolucija.

Stručnjaci koji pokušavaju da objasne prirodu njihovog pojavljivanja izneli su nekoliko teorija. Najvjerovatniji od njih ukazuje da su ove plave zvijezde u prošlosti bile binarne, nakon čega je počeo ili se trenutno odvija proces spajanja. Rezultat spajanja dvije zvijezde je pojava nove zvijezde, koja ima mnogo veću masu, sjaj i temperaturu od zvijezda iste starosti.

Ako se ispravnost ove teorije može nekako dokazati, teorija zvjezdane evolucije ne bi imala problema u obliku plavih zaostalih. Rezultirajuća zvijezda bi sadržavala više vodonika, koji bi se ponašao slično kao mlada zvijezda. Postoje činjenice koje potkrepljuju ovu teoriju. Zapažanja su pokazala da se zalutale zvijezde najčešće nalaze u središnjim područjima globularnih jata. Kao rezultat preovlađujućeg broja zvijezda jedinične zapremine tamo, bliski prolazi ili sudari postaju vjerovatniji.

Da bismo testirali ovu hipotezu, potrebno je proučiti pulsiranje plavih zaostalih, budući da između asteroseizmoloških svojstava spojenih zvijezda i normalno pulsirajućih varijabli, mogu postojati neke razlike. Treba napomenuti da je prilično teško izmjeriti pulsacije. Na ovaj proces negativno utječu i prenaseljenost zvjezdanog neba, male fluktuacije u pulsiranju plavih zaostalih, kao i rijetkost njihovih varijabli.

Jedan primjer spajanja mogao se uočiti u avgustu 2008. godine, kada je takav incident zahvatio objekat V1309, čija se svjetlina nakon detekcije povećala nekoliko desetina hiljada puta, da bi se nakon nekoliko mjeseci vratila na prvobitnu vrijednost. Kao rezultat 6-godišnjih posmatranja, naučnici su došli do zaključka da su ovaj objekt dvije zvijezde, čiji je period okretanja jedna oko druge 1,4 dana. Ove činjenice su naučnike navele na ideju da je u avgustu 2008. godine došlo do procesa spajanja ove dvije zvijezde.

Plave stagglere karakteriše visok obrtni moment. Na primjer, brzina rotacije zvijezde, koja se nalazi u sredini jata 47 Tucanae, je 75 puta veća od brzine rotacije Sunca. Prema hipotezi, njihova masa je 2-3 puta veća od mase drugih zvijezda koje se nalaze u jatu. Također, uz pomoć istraživanja, otkriveno je da ako su plave zvijezde blizu bilo koje druge zvijezde, onda će potonje imati manji postotak kisika i ugljika od svojih susjeda. Pretpostavlja se da zvijezde povlače ove tvari iz drugih zvijezda koje se kreću po njihovoj orbiti, zbog čega im se povećava sjaj i temperatura. “Opljačkane” zvijezde otkrivaju mjesta na kojima se odvijao proces transformacije početnog ugljika u druge elemente.

Imena Plavih zvijezda - Primjeri

Rigel, Gamma Sails, Alpha Giraffe, Zeta Orion, Tau Canis Major, Zeta Puppis

Bijele zvijezde - bijele zvijezde

Friedrich Bessel, koji je vodio opservatoriju u Kenigsbergu, napravio je zanimljivo otkriće 1844. Naučnik je primetio i najmanje odstupanje najsjajnije zvezde na nebu - Sirijusa, od njene putanje na nebu. Astronom je sugerisao da Sirijus ima satelit, a takođe je izračunao približni period rotacije zvezda oko njihovog centra mase, koji je bio oko pedeset godina. Besel nije naišao na odgovarajuću podršku drugih naučnika, jer. niko nije mogao otkriti satelit, iako je po svojoj masi trebao biti uporediv sa Sirijusom.

I samo 18 godina kasnije, Alvan Graham Clark, koji je testirao najbolji teleskop tog vremena, otkrio je u blizini Siriusa tamnu bijelu zvijezdu, za koju se ispostavilo da je njegov satelit, nazvanu Sirius B.

Površina ove bijele zvijezde je zagrijana na 25 hiljada Kelvina, a njen polumjer je mali. Uzimajući ovo u obzir, naučnici su zaključili da satelit ima veliku gustinu (na nivou od 106 g/cm 3 , dok je gustina samog Sirijusa oko 0,25 g/cm 3 , a gustina Sunca 1,4 g/cm 3 ). ). Nakon 55 godina (1917. godine) otkriven je još jedan bijeli patuljak, nazvan po naučniku koji ga je otkrio - van Maanenova zvijezda, koja se nalazi u sazviježđu Riba.

Imena bijelih zvijezda - primjeri

Vega u sazviježđu Lira, Altair u sazviježđu Orao, (vidljivo ljeti i u jesen), Sirijus, Kastor.

žute zvijezde - žute zvijezde

Žuti patuljci se nazivaju malim zvijezdama glavnog niza, čija je masa unutar mase Sunca (0,8-1,4). Sudeći po imenu, takve zvijezde imaju žuti sjaj, koji se oslobađa tokom termonuklearnog procesa fuzije iz helijum vodonika.

Površina takvih zvijezda je zagrijana na temperaturu od 5-6 hiljada Kelvina, a njihovi spektralni tipovi su između G0V i G9V. Žuti patuljak živi oko 10 milijardi godina. Sagorijevanje vodika u zvijezdi uzrokuje da se ona umnoži u veličini i postane crveni div. Jedan primjer crvenog diva je Aldebaran. Takve zvijezde mogu formirati planetarne magline odbacujući svoje vanjske slojeve plina. U ovom slučaju, jezgro se pretvara u bijeli patuljak, koji ima veliku gustoću.

Ako uzmemo u obzir Hertzsprung-Russell dijagram, onda se na njemu žute zvijezde nalaze u središnjem dijelu glavnog niza. Budući da se Sunce može nazvati tipičnim žutim patuljkom, njegov model je sasvim prikladan za razmatranje općeg modela žutih patuljaka. Ali postoje i druge karakteristične žute zvijezde na nebu, čija su imena Alkhita, Dabikh, Toliman, Hara, itd. Ove zvijezde nisu jako sjajne. Na primjer, isti Toliman, koji je, ako ne uzmete u obzir Proxima Centauri, najbliži Suncu, ima magnitudu od 0, ali u isto vrijeme, njegov sjaj je najveći među svim žutim patuljcima. Ova zvijezda se nalazi u sazviježđu Kentaur, takođe je karika u složenom sistemu, koji uključuje 6 zvijezda. Spektralna klasa Tolimana je G. Ali Dabih, koji se nalazi 350 svjetlosnih godina od nas, pripada spektralnoj klasi F. Ali njegov veliki sjaj je zbog prisustva obližnje zvijezde koja pripada spektralnoj klasi - A0.

Pored Tolimana, HD82943 ima spektralni tip G, koji se nalazi na glavnoj sekvenci. Ova zvijezda, zbog svog hemijskog sastava i temperature slične Suncu, također ima dvije velike planete. Međutim, oblik orbita ovih planeta je daleko od kružnog, pa se njihovo približavanje HD82943 događa relativno često. Trenutno su astronomi uspjeli dokazati da je ova zvijezda nekada imala mnogo veći broj planeta, ali ih je vremenom sve progutala.

Imena žutih zvijezda - primjeri

Toliman, zvijezda HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Crvene zvezde - crvene zvezde

Ako ste barem jednom u životu vidjeli crvene zvijezde na nebu u objektivu vašeg teleskopa, koje su gorjele na crnoj pozadini, tada će vam prisjećanje na ovaj trenutak pomoći da jasnije zamislite šta će biti napisano u ovom članku. Ako nikada niste vidjeli takve zvijezde, sljedeći put svakako pokušajte da ih pronađete.

Ako se odlučite sastaviti listu najsjajnijih crvenih zvijezda na nebu, koje se lako mogu pronaći čak i amaterskim teleskopom, otkrit ćete da su sve one ugljične. Prve crvene zvijezde otkrivene su 1868. Temperatura takvih crvenih divova je niska, osim toga, njihovi vanjski slojevi su ispunjeni ogromnom količinom ugljika. Ako su ranije slične zvijezde činile dvije spektralne klase - R i N, sada su ih naučnici identificirali u jednoj opštoj klasi - C. Svaka spektralna klasa ima podklase - od 9 do 0. Istovremeno, klasa C0 znači da zvijezda ima visoka temperatura, ali manje crvene od C9 zvijezda. Također je važno da su sve zvijezde u kojima dominira ugljik inherentno promjenjive: dugoperiodične, polupravilne ili nepravilne.

Osim toga, dvije zvijezde, nazvane crvene poluregularne varijable, bile su uključene u takvu listu, od kojih je najpoznatija m Cephei. Za njenu neobičnu crvenu boju zainteresovao se i Vilijam Heršel, koji ju je nazvao "nar". Takve zvijezde karakterizira nepravilna promjena sjaja, koja može trajati od nekoliko desetina do nekoliko stotina dana. Takve promenljive zvezde pripadaju klasi M (hladne zvezde čija je površinska temperatura od 2400 do 3800 K).

S obzirom na činjenicu da su sve zvjezdice u ocjeni promjenljive, potrebno je uvesti malo jasnoće u oznake. Općenito je prihvaćeno da crvene zvijezde imaju ime koje se sastoji od dvije komponente - slova latinske abecede i imena promjenljive konstelacije (na primjer, T Hare). Prvoj varijabli koja je otkrivena u ovoj konstelaciji dodijeljeno je slovo R i tako dalje, do slova Z. Ako takvih varijabli ima mnogo, za njih je predviđena dvostruka kombinacija latiničnih slova - od RR do ZZ. Ova metoda vam omogućava da "imenujete" 334 objekta. Osim toga, zvijezde se također mogu označiti slovom V u kombinaciji sa serijskim brojem (V228 Cygnus). Prva kolona ocjene rezervirana je za označavanje varijabli.

Sljedeće dvije kolone u tabeli označavaju lokaciju zvijezda u periodu 2000.0. Kao rezultat povećane popularnosti Uranometria 2000.0 među ljubiteljima astronomije, posljednja kolona ocjene prikazuje broj grafikona pretraživanja za svaku zvijezdu koja se nalazi u ocjeni. U ovom slučaju, prva cifra je prikaz broja volumena, a druga je serijski broj kartice.

Ocjena također prikazuje maksimalne i minimalne vrijednosti svjetline zvjezdanih veličina. Vrijedno je zapamtiti da se veća zasićenost crvene boje uočava kod zvijezda čiji je sjaj minimalan. Za zvijezde čiji je period varijabilnosti poznat, on se prikazuje kao broj dana, ali objekti koji nemaju tačan period se prikazuju kao Irr.

Nije potrebno mnogo vještine da se pronađe karbonska zvijezda, dovoljno je da vaš teleskop ima dovoljno snage da je vidi. Čak i ako je mala, njegova naglašena crvena boja trebala bi vam skrenuti pažnju. Stoga se nemojte uzrujati ako ih ne možete odmah pronaći. Dovoljno je pomoću atlasa pronaći obližnju sjajnu zvijezdu, a zatim preći s nje na crvenu.

Različiti posmatrači vide ugljenične zvezde različito. Nekima liče na rubine ili žar koji gori u daljini. Drugi vide grimizne ili krvavo crvene nijanse u takvim zvijezdama. Za početak, na rang listi je lista šest najsjajnijih crvenih zvijezda, a ako ih pronađete, možete u potpunosti uživati ​​u njihovoj ljepoti.

Imena Crvene zvezde - Primeri

Razlike u zvijezdama po boji

Postoji ogroman izbor zvijezda s neopisivim nijansama boja. Zbog toga je čak i jedno sazviježđe dobilo naziv "Kutija za dragulje", koji se zasniva na plavim i safirnim zvijezdama, au samom njegovom središtu nalazi se sjajno narandžasta zvijezda. Ako uzmemo u obzir Sunce, onda ono ima blijedožutu boju.

Direktan faktor koji utječe na razliku u boji zvijezda je temperatura njihove površine. To je jednostavno objašnjeno. Svetlost je po svojoj prirodi zračenje u obliku talasa. Valna dužina - ovo je udaljenost između njegovih vrhova, vrlo je mala. Da biste to zamislili, morate podijeliti 1 cm na 100 hiljada identičnih dijelova. Nekoliko od ovih čestica činiće talasnu dužinu svetlosti.

S obzirom na to da se ovaj broj ispostavi da je prilično mali, svaka, čak i najneznačajnija, promjena u njemu će uzrokovati promjenu slike koju promatramo. Na kraju krajeva, naša vizija percipira različite talasne dužine svetlosnih talasa kao različite boje. Na primjer, plava ima talase čija je dužina 1,5 puta manja od crvene.

Takođe, skoro svako od nas zna da temperatura može najdirektnije uticati na boju tela. Na primjer, možete uzeti bilo koji metalni predmet i zapaliti ga. Kako se zagrije, pocrvenjet će. Ako bi se temperatura vatre značajno povećala, promijenila bi se i boja predmeta - od crvene do narandžaste, od narandžaste do žute, od žute do bijele i na kraju od bijele do plavo-bijele.

Budući da Sunce ima površinsku temperaturu u području od 5,5 hiljada 0 C, to je tipičan primjer žutih zvijezda. Ali najtoplije plave zvijezde mogu se zagrijati do 33 hiljade stepeni.

Boju i temperaturu naučnici su povezali uz pomoć fizičkih zakona. Temperatura tijela je direktno proporcionalna njegovom zračenju i obrnuto proporcionalna talasnoj dužini. Plava ima kraće talasne dužine od crvene. Vrući gasovi emituju fotone čija je energija direktno proporcionalna temperaturi i obrnuto proporcionalna talasnoj dužini. Zato je plavo-plavi raspon zračenja karakterističan za najtoplije zvijezde.

Budući da nuklearno gorivo na zvijezdama nije neograničeno, ono ima tendenciju da se troši, što dovodi do hlađenja zvijezda. Stoga su sredovečne zvezde žute, a stare zvezde vidimo kao crvene.

Kao rezultat činjenice da je Sunce veoma blizu našoj planeti, njegova boja se može precizno opisati. Ali za zvijezde koje su udaljene milion svjetlosnih godina, zadatak postaje komplikovaniji. U tu svrhu koristi se uređaj koji se zove spektrograf. Kroz njega naučnici prolaze svjetlost koju emituju zvijezde, zbog čega je moguće spektralno analizirati gotovo svaku zvijezdu.

Osim toga, koristeći boju zvijezde, možete odrediti njenu starost, jer. matematičke formule omogućavaju korištenje spektralne analize za određivanje temperature zvijezde, iz koje je lako izračunati njenu starost.

Video tajne zvijezda gledajte online