Οι ειδικοί διατύπωσαν διάφορες θεωρίες για την εμφάνισή τους. Το πιο πιθανό από τα κάτω λέει ότι τέτοια μπλε αστέρια ήταν δυαδικά για πολύ μεγάλο χρονικό διάστημα και είχαν μια διαδικασία συγχώνευσης. Όταν ενώνονται 2 αστέρια, εμφανίζεται ένα νέο αστέρι με πολύ μεγαλύτερη φωτεινότητα, μάζα, θερμοκρασία.

Παραδείγματα μπλε αστεριών:

• Gamma Sails;
• Rigel;
• Zeta Orion;
• Alpha Giraffe;
• Ζέτα Κόρμα;
• Tau Canis Major.

Λευκά αστέρια - λευκά αστέρια

Ένας επιστήμονας ανακάλυψε ένα πολύ αμυδρό λευκό αστέρι που ήταν δορυφόρος του Σείριου και ονομάστηκε Sirius B. Η επιφάνεια αυτού του μοναδικού άστρου θερμαίνεται στα 25.000 Kelvin και η ακτίνα του είναι μικρή.

Παραδείγματα λευκών αστεριών:

• Altair στον αστερισμό Eagle?
• Vega στον αστερισμό της Λύρας.
• Κάστορας;
• Σείριος.

κίτρινα αστέρια - κίτρινα αστέρια

Τέτοια αστέρια έχουν κίτρινη λάμψη και η μάζα τους είναι εντός της μάζας του Ήλιου - είναι περίπου 0,8-1,4. Η επιφάνεια τέτοιων αστεριών συνήθως θερμαίνεται σε θερμοκρασία 4-6 χιλιάδων Kelvin. Ένα τέτοιο αστέρι ζει για περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια.

Παραδείγματα κίτρινων αστεριών:

• Star HD 82943;
• Toliman;
• Dabih;
• Χαρά;
• Αλχίτα.

κόκκινα αστέρια κόκκινα αστέρια

Τα πρώτα κόκκινα αστέρια ανακαλύφθηκαν το 1868. Η θερμοκρασία τους είναι αρκετά χαμηλή και τα εξωτερικά στρώματα των κόκκινων γιγάντων είναι γεμάτα με πολύ άνθρακα. Προηγουμένως, τέτοια αστέρια αποτελούσαν δύο φασματικές κατηγορίες - N και R, αλλά τώρα οι επιστήμονες μπόρεσαν να προσδιορίσουν μια άλλη κοινή τάξη - C.

Όλοι γνωρίζουν τρεις καταστάσεις ύλης - στερεά, υγρή και αέρια.. Τι συμβαίνει σε μια ουσία όταν θερμαίνεται διαδοχικά σε υψηλές θερμοκρασίες σε κλειστό όγκο; - Διαδοχική μετάβαση από τη μια κατάσταση συγκέντρωσης στην άλλη: στερεό - υγρό - αέριο(λόγω της αύξησης της ταχύτητας κίνησης των μορίων με την αύξηση της θερμοκρασίας). Με περαιτέρω θέρμανση του αερίου σε θερμοκρασίες άνω των 1.200 ºС, αρχίζει η αποσύνθεση των μορίων αερίου σε άτομα και σε θερμοκρασίες άνω των 10.000 ºС, μερική ή πλήρης αποσύνθεση των ατόμων αερίου στα συστατικά τους στοιχειώδη σωματίδια - ηλεκτρόνια και ατομικούς πυρήνες. Το πλάσμα είναι η τέταρτη κατάσταση της ύλης, στην οποία τα μόρια ή τα άτομα της ύλης καταστρέφονται μερικώς ή πλήρως από υψηλές θερμοκρασίες ή για άλλους λόγους. Το 99,9% της ύλης στο Σύμπαν βρίσκεται σε κατάσταση πλάσματος.

Τα αστέρια είναι μια κατηγορία κοσμικών σωμάτων με μάζα 10 26 -10 29 kg. Ένα αστέρι είναι ένα θερμό σφαιρικό κοσμικό σώμα πλάσματος, το οποίο, κατά κανόνα, βρίσκεται σε υδροδυναμική και θερμοδυναμική ισορροπία.

Εάν διαταραχθεί η ισορροπία, το αστέρι αρχίζει να πάλλεται (οι διαστάσεις, η φωτεινότητα και η θερμοκρασία του αλλάζουν). Το αστέρι γίνεται μεταβλητό αστέρι.

μεταβλητό αστέριείναι ένα αστέρι του οποίου η λάμψη (φαινομενική φωτεινότητα στον ουρανό) αλλάζει με την πάροδο του χρόνου. Οι λόγοι για τη μεταβλητότητα μπορεί να είναι φυσικές διεργασίες στο εσωτερικό του αστεριού. Τέτοια αστέρια λέγονται φυσικές μεταβλητές(για παράδειγμα, δ Cephei. Μεταβλητά αστέρια παρόμοια με αυτό άρχισαν να ονομάζονται Κηφείδες).

συναντιούνται και μεταβλητές έκλειψηςαστέρια των οποίων η μεταβλητότητα προκαλείται από αμοιβαίες εκλείψεις των συστατικών τους(για παράδειγμα, β Perseus - Algol. Η μεταβλητότητά του ανακαλύφθηκε για πρώτη φορά το 1669 από τον Ιταλό οικονομολόγο και αστρονόμο Geminiano Montanari).

Τα μεταβλητά αστέρια που επισκιάζουν είναι πάντα διπλό, εκείνοι. που αποτελείται από δύο αστέρια σε κοντινή απόσταση. Τα μεταβλητά αστέρια στους χάρτες αστεριών υποδεικνύονται με έναν κύκλο:

Τα αστέρια δεν είναι πάντα μπάλες. Εάν το αστέρι περιστρέφεται πολύ γρήγορα, τότε το σχήμα του δεν είναι σφαιρικό. Το αστέρι συρρικνώνεται από τους πόλους και γίνεται σαν μανταρίνι ή κολοκύθα (για παράδειγμα, Vega, Regulus). Εάν το αστέρι είναι διπλό, τότε η αμοιβαία έλξη αυτών των αστεριών μεταξύ τους επηρεάζει επίσης το σχήμα τους. Γίνονται ωοειδή ή πεπονόμορφα (για παράδειγμα, συστατικά του δυαδικού αστέρα β Lyra ή Spica):

Τα αστέρια είναι οι κύριοι κάτοικοι του Γαλαξία μας (ο Γαλαξίας μας γράφεται με κεφαλαίο). Περιέχει περίπου 200 δισεκατομμύρια αστέρια. Με τη βοήθεια ακόμη και των μεγαλύτερων τηλεσκοπίων, μπορεί να φανεί μόνο το μισό τοις εκατό του συνολικού αριθμού των άστρων στον Γαλαξία. Πάνω από το 95% της ύλης που παρατηρείται στη φύση συγκεντρώνεται στα αστέρια. Το υπόλοιπο 5% είναι διαστρικό αέριο, σκόνη και όλα τα μη φωτεινά σώματα.

Εκτός από τον Ήλιο, όλα τα αστέρια βρίσκονται τόσο μακριά από εμάς που ακόμη και στα μεγαλύτερα τηλεσκόπια παρατηρούνται με τη μορφή φωτεινών σημείων διαφορετικών χρωμάτων και λαμπρότητας. Το πλησιέστερο στον Ήλιο είναι το σύστημα α Κενταύρου, το οποίο αποτελείται από τρία αστέρια. Ένα από αυτά - ένας κόκκινος νάνος που ονομάζεται Proxima - είναι το πιο κοντινό αστέρι. Είναι 4,2 έτη φωτός μακριά. To Sirius - 8.6 St. χρόνια, στο Altair - 17 St. χρόνια. To Vega - 26 St. χρόνια. To the North Star - 830 St. χρόνια. To Deneb - 1.500 St. χρόνια. Για πρώτη φορά, η απόσταση από ένα άλλο αστέρι (ήταν ο Vega) το 1837 μπόρεσε να καθορίσει τον V.Ya. Struve.

Το πρώτο αστέρι που κατάφερε να πάρει μια εικόνα του δίσκου (ακόμα και μερικά σημεία πάνω του) είναι ο Betelgeuse (α Orion). Αλλά αυτό συμβαίνει επειδή ο Betelgeuse είναι 500-800 φορές μεγαλύτερος από τον Ήλιο σε διάμετρο (το αστέρι πάλλεται). Λήφθηκε επίσης μια εικόνα του δίσκου του Altair (α Eagle), αλλά αυτό συμβαίνει επειδή το Altair είναι ένα από τα πλησιέστερα αστέρια.

Το χρώμα των αστεριών εξαρτάται από τη θερμοκρασία των εξωτερικών στρωμάτων τους.Εύρος θερμοκρασίας - από 2000 έως 60000 °С. Τα πιο κρύα αστέρια είναι κόκκινα και τα πιο καυτά είναι μπλε. Από το χρώμα του αστεριού, μπορείτε να κρίνετε πόσο ζεστά είναι τα εξωτερικά του στρώματα.

Παραδείγματα κόκκινων αστεριών: Antares (α Σκορπιός) και Betelgeuse (α Orion).

Παραδείγματα πορτοκαλί αστεριών: Aldebaran (α Ταύρος), Arcturus (α Bootes) και Pollux (β Gemini).

Παραδείγματα κίτρινων αστεριών: Ήλιος, Capella (α Aurigae) και Toliman (α Centauri).

Παραδείγματα κιτρινωπόλευκων αστεριών είναι το Procyon (α Minor Canis) και το Canopus (α Carinae).

Παραδείγματα λευκών αστεριών είναι ο Σείριος (α Canis Major), ο Vega (α Lyrae), ο Altair (α Eagle) και ο Deneb (α Cygnus).

Παραδείγματα γαλαζωπό αστέρια: Regulus (α Λέων) και Spica (α Παρθένος).

Λόγω του γεγονότος ότι πολύ λίγο φως προέρχεται από τα αστέρια, το ανθρώπινο μάτι μπορεί να διακρίνει τις χρωματικές αποχρώσεις μόνο στις πιο φωτεινές από αυτές. Μέσα από κιάλια και πολύ περισσότερο μέσω τηλεσκοπίου (συλλαμβάνουν περισσότερο φως από το μάτι), το χρώμα των αστεριών γίνεται πιο αισθητό.

Η θερμοκρασία αυξάνεται με το βάθος. Ακόμα και τα πιο κρύα αστέρια στο κέντρο φτάνουν σε εκατομμύρια βαθμούς. Ο Ήλιος έχει περίπου 15.000.000 ° C στο κέντρο (χρησιμοποιούν επίσης την κλίμακα Kelvin - την κλίμακα των απόλυτων θερμοκρασιών, αλλά όταν πρόκειται για πολύ υψηλές θερμοκρασίες, η διαφορά των 273 º μεταξύ της κλίμακας Kelvin και Κελσίου μπορεί να παραμεληθεί).

Τι είναι αυτό που θερμαίνει τόσο πολύ το αστρικό εσωτερικό; Αποδεικνύεται ότι υπάρχουν θερμοπυρηνικές διεργασίες, με αποτέλεσμα να απελευθερώνεται τεράστια ποσότητα ενέργειας. Στα ελληνικά «θερμός» σημαίνει ζεστός. Το κύριο χημικό στοιχείο από το οποίο αποτελούνται τα αστέρια είναι υδρογόνο.Είναι αυτός που είναι το καύσιμο για τις θερμοπυρηνικές διεργασίες. Σε αυτές τις διεργασίες, οι πυρήνες των ατόμων υδρογόνου μετατρέπονται σε πυρήνες ατόμων ηλίου, κάτι που συνοδεύεται από την απελευθέρωση ενέργειας. Ο αριθμός των πυρήνων υδρογόνου στο αστέρι μειώνεται, ενώ ο αριθμός των πυρήνων του ηλίου αυξάνεται. Με την πάροδο του χρόνου, άλλα χημικά στοιχεία συντίθενται στο αστέρι. Όλα τα χημικά στοιχεία που αποτελούν τα μόρια διαφόρων ουσιών γεννήθηκαν κάποτε στα βάθη των άστρων.«Τα αστέρια είναι το παρελθόν του ανθρώπου και ο άνθρωπος είναι το μέλλον του αστεριού», - αυτό λέγεται μερικές φορές μεταφορικά.

Η διαδικασία με την οποία ένα αστέρι εκπέμπει ενέργεια με τη μορφή ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων και σωματιδίων ονομάζεται ακτινοβολία. Τα αστέρια ακτινοβολούν ενέργεια όχι μόνο με τη μορφή φωτός και θερμότητας, αλλά και άλλους τύπους ακτινοβολίας - ακτίνες γάμμα, ακτίνες Χ, υπεριώδη, ραδιοακτινοβολία. Επιπλέον, τα αστέρια εκπέμπουν ρεύματα ουδέτερων και φορτισμένων σωματιδίων. Αυτά τα ρεύματα σχηματίζουν τον αστρικό άνεμο. Αστρικός άνεμοςείναι η διαδικασία εκροής ύλης από τα αστέρια στο διάστημα. Ως αποτέλεσμα, η μάζα των αστεριών μειώνεται συνεχώς και σταδιακά. Είναι ο αστρικός άνεμος από τον Ήλιο (ηλιακός άνεμος) που οδηγεί στην εμφάνιση σέλας στη Γη και σε άλλους πλανήτες. Είναι ο ηλιακός άνεμος που εκτρέπει τις ουρές των κομητών μακριά από τον Ήλιο.

Τα αστέρια, φυσικά, δεν φαίνονται από το κενό (ο χώρος ανάμεσα στα αστέρια δεν είναι απόλυτο κενό). Το υλικό είναι αέριο και σκόνη. Είναι άνισα κατανεμημένα στο διάστημα, σχηματίζοντας άμορφα σύννεφα πολύ χαμηλής πυκνότητας και τεράστιας έκτασης - από ένα ή δύο έως δεκάδες έτη φωτός. Τέτοια σύννεφα λέγονται διαχέω νεφελώματα αερίου και σκόνης.Η θερμοκρασία σε αυτά είναι πολύ χαμηλή - περίπου -250 °C. Αλλά δεν παράγει κάθε νεφέλωμα αερίου-σκόνης αστέρια. Μερικά νεφελώματα μπορούν να υπάρχουν για μεγάλο χρονικό διάστημα χωρίς αστέρια. Ποιες προϋποθέσεις είναι απαραίτητες για την έναρξη της διαδικασίας γέννησης των αστεριών; Το πρώτο είναι η μάζα του σύννεφου. Εάν δεν υπάρχει αρκετή ύλη, τότε, φυσικά, το αστέρι δεν θα εμφανιστεί. Δεύτερον, συμπαγής. Σε ένα σύννεφο που είναι πολύ εκτεταμένο και χαλαρό, οι διαδικασίες συμπίεσής του δεν μπορούν να ξεκινήσουν. Λοιπόν, και τρίτον, χρειαζόμαστε έναν σπόρο - δηλ. ένα μάτσο σκόνης και αερίων, που αργότερα θα γίνει το έμβρυο ενός αστεριού - ενός πρωτοαστέρα. πρωτοσταρείναι ένα αστέρι στο τελικό στάδιο του σχηματισμού του. Εάν πληρούνται αυτές οι προϋποθέσεις, τότε αρχίζει η βαρυτική συμπίεση και θέρμανση του νέφους. Αυτή η διαδικασία τελειώνει σχηματισμός αστεριών- η ανάδυση νέων αστεριών. Αυτή η διαδικασία διαρκεί εκατομμύρια χρόνια. Οι αστρονόμοι βρήκαν νεφελώματα στα οποία η διαδικασία σχηματισμού άστρων βρίσκεται σε πλήρη εξέλιξη - μερικά αστέρια έχουν ήδη φωτιστεί, μερικά έχουν τη μορφή εμβρύων - πρωτοαστέρων και το νεφέλωμα διατηρείται ακόμα. Ένα παράδειγμα είναι το Μεγάλο Νεφέλωμα του Ωρίωνα.

Τα κύρια φυσικά χαρακτηριστικά ενός αστεριού είναι η φωτεινότητα, η μάζα και η ακτίνα.(ή διάμετρος), που προσδιορίζονται από παρατηρήσεις. Γνωρίζοντας τα, καθώς και τη χημική σύσταση του άστρου (η οποία καθορίζεται από το φάσμα του), είναι δυνατόν να υπολογιστεί το μοντέλο του άστρου, δηλ. φυσικές συνθήκες στα βάθη του, να εξερευνήσει τις διεργασίες που λαμβάνουν χώρα σε αυτό.Ας σταθούμε λεπτομερέστερα στα κύρια χαρακτηριστικά των αστεριών.

Βάρος.Η μάζα μπορεί να εκτιμηθεί άμεσα μόνο από τη βαρυτική επίδραση του αστεριού στα γύρω σώματα. Η μάζα του Ήλιου, για παράδειγμα, προσδιορίστηκε από τις γνωστές περιόδους περιστροφής των πλανητών γύρω του. Άλλα αστέρια δεν παρατηρούν απευθείας πλανήτες. Η αξιόπιστη μέτρηση της μάζας είναι δυνατή μόνο για δυαδικά αστέρια (στην περίπτωση αυτή χρησιμοποιείται ο νόμος του Κέπλερ που γενικεύεται από τον Νεύτωνα III, no και τότε το σφάλμα είναι 20-60%). Περίπου τα μισά από όλα τα αστέρια στον γαλαξία μας είναι δυαδικά. Οι μάζες των αστεριών κυμαίνονται από ≈0,08 έως ≈100 ηλιακές μάζες.Αστέρια με μάζα μικρότερη από 0,08 της μάζας του Ήλιου δεν υπάρχουν, απλά δεν γίνονται αστέρια, αλλά παραμένουν σκοτεινά σώματα.Τα αστέρια με μάζα μεγαλύτερη από 100 ηλιακές μάζες είναι εξαιρετικά σπάνια. Τα περισσότερα αστέρια έχουν μάζες μικρότερες από 5 ηλιακές μάζες. Η μοίρα του αστεριού εξαρτάται από τη μάζα, δηλ. το σενάριο σύμφωνα με το οποίο αναπτύσσεται το αστέρι, εξελίσσεται.Οι μικροί ψυχροί κόκκινοι νάνοι χρησιμοποιούν το υδρογόνο πολύ οικονομικά και επομένως η ζωή τους διαρκεί εκατοντάδες δισεκατομμύρια χρόνια. Η διάρκεια ζωής του Ήλιου - ενός κίτρινου νάνου - είναι περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια (ο Ήλιος έχει ήδη ζήσει περίπου το ήμισυ της ζωής του). Οι τεράστιοι υπεργίγαντες καταναλώνουν γρήγορα υδρογόνο και πεθαίνουν μέσα σε λίγα εκατομμύρια χρόνια μετά τη γέννησή τους. Όσο πιο μαζικό είναι το αστέρι, τόσο μικρότερη είναι η διαδρομή της ζωής του.

Η ηλικία του σύμπαντος υπολογίζεται στα 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια.Επομένως, αστέρια ηλικίας άνω των 13,7 δισεκατομμυρίων ετών δεν υπάρχουν ακόμη.

• Αστέρια με μάζα 0,08 Οι μάζες του Ήλιου είναι καφέ νάνοι. η μοίρα τους είναι η συνεχής συστολή και ψύξη με τη διακοπή όλων των θερμοπυρηνικών αντιδράσεων και τη μετατροπή τους σε σκοτεινά σώματα που μοιάζουν με πλανήτες.

• Αστέρια με μάζα 0,08-0,5 οι μάζες του Ήλιου (αυτοί είναι πάντα κόκκινοι νάνοι) μετά την κατανάλωση υδρογόνου αρχίζουν να συρρικνώνονται αργά, ενώ θερμαίνονται και γίνονται λευκός νάνος.
  

• Αστέρια με μάζα 0,5-8 μάζες του Ήλιου στο τέλος της ζωής μετατρέπονται πρώτα σε κόκκινους γίγαντες και μετά σε λευκούς νάνους. Σε αυτή την περίπτωση, τα εξωτερικά στρώματα του αστεριού είναι διάσπαρτα στο εξωτερικό διάστημα με τη μορφή πλανητικό νεφέλωμα. Ένα πλανητικό νεφέλωμα έχει συχνά σφαιρικό ή δακτυλιοειδές σχήμα.
  

• Αστέρια με μάζα 8-10 Οι ηλιακές μάζες μπορεί να εκραγούν στο τέλος της ζωής τους ή μπορεί να γεράσουν ήσυχα, μετατρέποντας πρώτα σε κόκκινους υπεργίγαντες και μετά σε κόκκινους νάνους.

• Αστέρια με μάζα μεγαλύτερη από 10 μάζες του Ήλιου στο τέλος της διαδρομής της ζωής τους, πρώτα γίνονται κόκκινοι υπεργίγαντες, μετά εκρήγνυνται ως σουπερνόβα (μια σουπερνόβα δεν είναι νέο, αλλά παλιό αστέρι) και στη συνέχεια μετατρέπονται σε αστέρια νετρονίων ή γίνονται μαύρες τρύπες.
  

Μαύρες τρύπες- δεν πρόκειται για τρύπες στο διάστημα, αλλά για αντικείμενα (απομεινάρια μεγάλων αστεριών) με πολύ μεγάλη μάζα και πυκνότητα. Οι μαύρες τρύπες δεν διαθέτουν υπερφυσικές ή μαγικές δυνάμεις, δεν είναι «τέρατα του Σύμπαντος». Απλώς έχουν τόσο ισχυρό βαρυτικό πεδίο που καμία ακτινοβολία (ούτε ορατή - φως, ούτε αόρατη) μπορεί να τους φύγει. Επομένως, οι μαύρες τρύπες δεν είναι ορατές. Ωστόσο, μπορούν να ανιχνευθούν από την επίδρασή τους στα γύρω αστέρια, τα νεφελώματα. Οι μαύρες τρύπες είναι ένα εντελώς κοινό φαινόμενο στο Σύμπαν και δεν πρέπει να τις φοβάστε. Μπορεί να υπάρχει μια υπερμεγέθη μαύρη τρύπα στο κέντρο του Γαλαξία μας.

Ακτίνα (ή διάμετρος). Τα μεγέθη των αστεριών ποικίλλουν πολύ - από μερικά χιλιόμετρα (άστρα νετρονίων) έως 2.000 ηλιακές διαμέτρους (υπεργίγαντες). Κατά κανόνα, όσο μικρότερο είναι το αστέρι, τόσο μεγαλύτερη είναι η μέση πυκνότητά του.Στα αστέρια νετρονίων, η πυκνότητα φτάνει τα 10 13 g / cm 3! Μια δακτυλήθρα μιας τέτοιας ουσίας θα ζύγιζε 10 εκατομμύρια τόνους στη Γη. Αλλά στους υπεργίγαντες, η πυκνότητα είναι μικρότερη από την πυκνότητα του αέρα κοντά στην επιφάνεια της Γης.

Οι διάμετροι ορισμένων άστρων σε σύγκριση με τον Ήλιο:

Το Sirius και το Altair είναι 1,7 φορές μεγαλύτερα,

Το Vega είναι 2,5 φορές μεγαλύτερο,

Regulus 3,5 φορές περισσότερο

Ο Αρκτούρος είναι 26 φορές μεγαλύτερος

Το Polar είναι 30 φορές μεγαλύτερο,

Το Rigel είναι 70 φορές μεγαλύτερο,

Το Deneb είναι 200 ​​φορές περισσότερο

Το Antares είναι 800 φορές μεγαλύτερο

Το YV Canis Major είναι 2.000 φορές μεγαλύτερο (το μεγαλύτερο γνωστό αστέρι).

Η φωτεινότητα είναι η συνολική ενέργεια που εκπέμπεται από ένα αντικείμενο (σε αυτήν την περίπτωση, αστέρια) ανά μονάδα χρόνου.Η φωτεινότητα των αστεριών συγκρίνεται συνήθως με τη φωτεινότητα του Ήλιου (η φωτεινότητα των άστρων εκφράζεται με τη φωτεινότητα του Ήλιου). Ο Σείριος, για παράδειγμα, ακτινοβολεί 22 φορές περισσότερη ενέργεια από τον Ήλιο (η φωτεινότητα του Σείριου είναι 22 Ήλιοι). Η φωτεινότητα του Βέγκα είναι 50 Ήλιοι και η φωτεινότητα του Ντενέμ είναι 54.000 Ήλιοι (ο Ντένεμπ είναι ένα από τα πιο ισχυρά αστέρια).

Η φαινομενική φωτεινότητα (πιο σωστά, λαμπρότητα) ενός αστεριού στον ουρανό της γης εξαρτάται από:

- απόσταση από το αστέρι.Εάν ένα αστέρι μας πλησιάσει, τότε η φαινομενική φωτεινότητά του θα αυξηθεί σταδιακά. Αντίθετα, καθώς ένα αστέρι απομακρύνεται από εμάς, η φαινομενική φωτεινότητά του θα μειώνεται σταδιακά. Αν πάρουμε δύο πανομοιότυπα αστέρια, τότε το πιο κοντινό μας θα φαίνεται πιο φωτεινό.

- στη θερμοκρασία των εξωτερικών στρωμάτων.Όσο πιο καυτό είναι το αστέρι, τόσο περισσότερη φωτεινή ενέργεια στέλνει στο διάστημα και τόσο πιο φωτεινό θα φαίνεται. Εάν ένα αστέρι κρυώσει, τότε η φαινομενική φωτεινότητά του στον ουρανό θα μειωθεί. Δύο αστέρια του ίδιου μεγέθους και στην ίδια απόσταση από εμάς θα φαίνονται ίδια σε φαινομενική φωτεινότητα, υπό την προϋπόθεση ότι εκπέμπουν την ίδια ποσότητα φωτεινής ενέργειας, δηλ. έχουν την ίδια θερμοκρασία με τα εξωτερικά στρώματα. Εάν ένα από τα αστέρια είναι πιο κρύο από το άλλο, τότε θα φαίνεται λιγότερο φωτεινό.

- μέγεθος (διάμετρος).Αν πάρουμε δύο αστέρια με την ίδια θερμοκρασία των εξωτερικών στρωμάτων (του ίδιου χρώματος) και τα τοποθετήσουμε στην ίδια απόσταση από εμάς, τότε το μεγαλύτερο αστέρι θα εκπέμπει περισσότερη φωτεινή ενέργεια, που σημαίνει ότι θα φαίνεται πιο φωτεινό στον ουρανό.

- από την απορρόφηση του φωτός από τα σύννεφα κοσμικής σκόνης και αερίου που βρίσκονται στο μονοπάτι της γραμμής όρασης.Όσο πιο παχύ είναι το στρώμα της κοσμικής σκόνης, τόσο περισσότερο φως από το αστέρι απορροφά και τόσο πιο αμυδρό εμφανίζεται το αστέρι. Εάν πάρουμε δύο πανομοιότυπα αστέρια και τοποθετήσουμε ένα νεφέλωμα αερίου-σκόνης μπροστά σε ένα από αυτά, τότε μόνο αυτό το αστέρι θα φαίνεται λιγότερο φωτεινό.

- από το ύψος του αστεριού πάνω από τον ορίζοντα.Υπάρχει πάντα μια πυκνή ομίχλη κοντά στον ορίζοντα, η οποία απορροφά μέρος του φωτός από τα αστέρια. Κοντά στον ορίζοντα (λίγο μετά την ανατολή του ηλίου ή λίγο πριν από τη δύση του ηλίου) τα αστέρια φαίνονται πάντα πιο αμυδρά από ό,τι όταν βρίσκονται από πάνω.

Είναι πολύ σημαντικό να μην συγχέουμε τις έννοιες «φαίνομαι» και «είναι». αστέρι μπορεί να είναιπολύ φωτεινό από μόνο του, αλλά φαίνομαιαμυδρό για διάφορους λόγους: λόγω της μεγάλης απόστασης από αυτό, λόγω του μικρού του μεγέθους, λόγω της απορρόφησης του φωτός του από την κοσμική σκόνη ή τη σκόνη στην ατμόσφαιρα της Γης. Επομένως, όταν μιλούν για τη λάμψη ενός αστεριού στον ουρανό της γης, χρησιμοποιούν τη φράση «φαινομενική φωτεινότητα» ή «λαμπρότητα».

Όπως ήδη αναφέρθηκε, υπάρχουν δυαδικά αστέρια. Υπάρχουν όμως και τριπλοί (για παράδειγμα, α Κένταυρος), και τετραπλοί (για παράδειγμα, ε Λύρα), και πέντε, και έξι (για παράδειγμα, Κάστορας), κ.λπ. Τα μεμονωμένα αστέρια σε ένα αστρικό σύστημα ονομάζονται συστατικά. Τα αστέρια με περισσότερα από δύο συστατικά ονομάζονται πολλαπλάσιααστέρια. Όλα τα συστατικά ενός πολλαπλού αστέρα συνδέονται με αμοιβαίες βαρυτικές δυνάμεις (σχηματίζουν ένα σύστημα αστεριών) και κινούνται κατά μήκος σύνθετων τροχιών.

Εάν υπάρχουν πολλά στοιχεία, τότε αυτό δεν είναι πλέον ένα πολλαπλό αστέρι, αλλά αστρικό σμήνος. Διακρίνω μπάλακαι διεσπαρμένοςαστρικά σμήνη. Τα σφαιρικά σμήνη περιέχουν πολλά παλιά αστέρια και είναι παλαιότερα από τα ανοιχτά σμήνη, τα οποία περιέχουν πολλά νεαρά αστέρια. Τα σφαιρικά σμήνη είναι αρκετά σταθερά, γιατί τα αστέρια σε αυτά βρίσκονται σε μικρές αποστάσεις μεταξύ τους και οι δυνάμεις αμοιβαίας έλξης μεταξύ τους είναι πολύ μεγαλύτερες από ό,τι μεταξύ των αστεριών των ανοιχτών σμηνών. Τα ανοιχτά συμπλέγματα διαλύονται ακόμη περισσότερο με την πάροδο του χρόνου.

Οι ανοιχτές συστάδες, όπως είναι σωστό, βρίσκονται στη ζώνη του Γαλαξία ή κοντά. Αντίθετα, σφαιρικά σμήνη βρίσκονται στον έναστρο ουρανό μακριά από τον Γαλαξία μας.

Μερικά αστρικά σμήνη φαίνονται στον ουρανό ακόμη και με γυμνό μάτι. Για παράδειγμα, ανοιχτά σμήνη Υάδες και Πλειάδες (Μ 45) στον Ταύρο, ανοιχτά σμήνη Φάτνης (Μ 44) στον Καρκίνο, σφαιρικό σμήνος Μ 13 στον Ηρακλή. Αρκετά από αυτά φαίνονται με κιάλια.

Με ένα τηλεσκόπιο, μπορείτε να παρατηρήσετε 2 δισεκατομμύρια αστέρια έως και 21 μεγέθη. Υπάρχει μια φασματική ταξινόμηση των αστεριών του Χάρβαρντ. Σε αυτό, οι φασματικοί τύποι είναι διατεταγμένοι κατά σειρά φθίνουσας αστρικής θερμοκρασίας. Οι τάξεις ορίζονται με γράμματα του λατινικού αλφαβήτου. Υπάρχουν επτά από αυτά: O - B - A - P - O - K - M.

Ένας καλός δείκτης της θερμοκρασίας των εξωτερικών στρωμάτων ενός άστρου είναι το χρώμα του. Τα καυτά αστέρια των φασματικών τύπων Ο και Β είναι μπλε. αστέρια παρόμοια με τον Ήλιο μας (του οποίου ο φασματικός τύπος είναι 02) φαίνονται κίτρινα, ενώ τα αστέρια των φασματικών κατηγοριών Κ και Μ είναι κόκκινα.

Φωτεινότητα και χρώμα των αστεριών

Όλα τα αστέρια έχουν ένα χρώμα. Υπάρχουν μπλε, λευκά, κίτρινα, κιτρινωπά, πορτοκαλί και κόκκινα αστέρια. Για παράδειγμα, ο Betelgeuse είναι ένα κόκκινο αστέρι, ο Castor είναι λευκός, ο Capella είναι κίτρινος. Με βάση τη φωτεινότητα, χωρίζονται σε αστέρια 1ου, 2ου, ... nου μεγέθους (n max = 25). Ο όρος «μέγεθος» δεν έχει καμία σχέση με τις πραγματικές διαστάσεις. Το μέγεθος χαρακτηρίζει τη ροή φωτός που έρχεται στη Γη από ένα αστέρι. Τα αστρικά μεγέθη μπορεί να είναι και κλασματικά και αρνητικά. Η κλίμακα μεγέθους βασίζεται στην αντίληψη του φωτός από το μάτι. Η διαίρεση των άστρων σε αστρικά μεγέθη σύμφωνα με τη φαινομενική φωτεινότητα πραγματοποιήθηκε από τον αρχαίο Έλληνα αστρονόμο Ίππαρχο (180 - 110 π.Χ.). Ο Ίππαρχος απέδωσε το πρώτο μέγεθος στα φωτεινότερα αστέρια. Θεώρησε ότι το επόμενο σε διαβάθμιση φωτεινότητας (δηλαδή περίπου 2,5 φορές πιο αδύναμο) ήταν αστέρια δεύτερου μεγέθους. αστέρια που είναι πιο αδύναμα από τα αστέρια δεύτερου μεγέθους κατά 2,5 φορές ονομάστηκαν αστέρια τρίτου μεγέθους κ.λπ. στα αστέρια στο όριο της ορατότητας με γυμνό μάτι αποδόθηκε έκτο μέγεθος.

Με μια τέτοια διαβάθμιση της φωτεινότητας των άστρων, αποδείχθηκε ότι τα αστέρια του έκτου μεγέθους είναι πιο αδύναμα από τα αστέρια του πρώτου μεγέθους κατά 2,55 φορές. Επομένως, το 1856, ο Άγγλος αστρονόμος N. K. Pogsoy (1829-1891) πρότεινε να θεωρηθούν αστέρια έκτου μεγέθους όσοι είναι ακριβώς 100 φορές πιο αμυδροί από τους αστέρες του πρώτου μεγέθους. Όλα τα αστέρια βρίσκονται σε διαφορετικές αποστάσεις από τη Γη. Θα ήταν ευκολότερο να συγκρίνουμε μεγέθη αν οι αποστάσεις ήταν ίσες.

Το μέγεθος που θα είχε ένα αστέρι σε απόσταση 10 parsecs ονομάζεται απόλυτο μέγεθος. Το απόλυτο αστρικό μέγεθος υποδεικνύεται - Μκαι το φαινομενικό αστρικό μέγεθος - Μ.

Η χημική σύσταση των εξωτερικών στρωμάτων των άστρων, από τα οποία προέρχεται η ακτινοβολία τους, χαρακτηρίζεται από την πλήρη επικράτηση του υδρογόνου. Στη δεύτερη θέση βρίσκεται το ήλιο και η περιεκτικότητα σε άλλα στοιχεία είναι αρκετά μικρή.

Θερμοκρασία και μάζα αστεριών

Η γνώση του φασματικού τύπου ή του χρώματος ενός άστρου δίνει αμέσως τη θερμοκρασία της επιφάνειάς του. Δεδομένου ότι τα αστέρια ακτινοβολούν περίπου σαν απολύτως μαύρα σώματα της αντίστοιχης θερμοκρασίας, η ισχύς που ακτινοβολείται από μια μονάδα της επιφάνειάς τους ανά μονάδα χρόνου καθορίζεται από τον νόμο Stefan-Boltzmann.

Η διαίρεση των αστεριών με βάση τη σύγκριση της φωτεινότητας των άστρων με τη θερμοκρασία και το χρώμα και το απόλυτο μέγεθός τους (διάγραμμα Hertzsprung-Russell):

1. η κύρια ακολουθία (στο κέντρο της είναι ο Ήλιος - ένας κίτρινος νάνος)
2. υπεργίγαντες (μεγάλοι σε μέγεθος και υψηλή φωτεινότητα: Antares, Betelgeuse)
3. ακολουθία κόκκινου γίγαντα
4. νάνοι (λευκό - Σείριος)
5. υπονάνους
6. ασπρο-μπλε ακολουθία

Αυτή η διαίρεση βασίζεται επίσης στην ηλικία του αστεριού.

Διακρίνονται τα ακόλουθα αστέρια:

1. συνηθισμένος (Ήλιος)?
2. διπλά (Mizar, Albkor) χωρίζονται σε:

• α) οπτικό διπλό, εάν παρατηρείται η δυαδικότητα τους κατά την παρατήρηση μέσω τηλεσκοπίου.
• β) πολλαπλάσια - αυτό είναι ένα σύστημα αστεριών με αριθμό μεγαλύτερο από 2, αλλά μικρότερο από 10.
• γ) οπτικό-διπλό - πρόκειται για αστέρια που η εγγύτητά τους είναι αποτέλεσμα μιας τυχαίας προβολής στον ουρανό και στο διάστημα είναι πολύ μακριά.
• δ) τα φυσικά δυαδικά είναι αστέρια που σχηματίζουν ένα ενιαίο σύστημα και κυκλοφορούν υπό τη δράση δυνάμεων αμοιβαίας έλξης γύρω από ένα κοινό κέντρο μάζας.
• ε) Τα φασματοσκοπικά δυαδικά είναι αστέρια που, όταν περιστρέφονται αμοιβαία, πλησιάζουν το ένα στο άλλο και η δυαδικότητα τους μπορεί να προσδιοριστεί από το φάσμα.
• ε) δυαδική έκλειψη - αυτά είναι αστέρια "τα οποία, όταν περιστρέφονται αμοιβαία, μπλοκάρουν το ένα το άλλο.

μεταβλητές (b Cephei). Οι Κηφείδες είναι μεταβλητές στη φωτεινότητα ενός αστεριού. Το πλάτος της αλλαγής της φωτεινότητας δεν είναι μεγαλύτερο από 1,5 μεγέθη. Αυτά είναι παλλόμενα αστέρια, δηλαδή διαστέλλονται και συστέλλονται περιοδικά. Η συμπίεση των εξωτερικών στρωμάτων προκαλεί τη θέρμανση τους.

μη στάσιμος.

νέα αστέρια- αυτά είναι αστέρια που υπήρχαν για πολύ καιρό, αλλά ξαφνικά φούντωσαν. Η φωτεινότητά τους αυξήθηκε σε σύντομο χρονικό διάστημα κατά 10.000 φορές (το πλάτος της αλλαγής της φωτεινότητας από 7 σε 14 μεγέθη).

σουπερνόβα- αυτά είναι αστέρια που ήταν αόρατα στον ουρανό, αλλά ξαφνικά έλαμψαν και αυξήθηκαν σε φωτεινότητα 1000 φορές σε σχέση με τα συνηθισμένα νέα αστέρια.

Πάλσαρ- ένα αστέρι νετρονίων που εμφανίζεται κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης σουπερνόβα.

Τα δεδομένα για τον συνολικό αριθμό των πάλσαρ και τη διάρκεια ζωής τους δείχνουν ότι, κατά μέσο όρο, γεννιούνται 2-3 πάλσαρ ανά αιώνα, κάτι που συμπίπτει περίπου με τη συχνότητα των εκρήξεων σουπερνόβα στον Γαλαξία.

Εξέλιξη αστεριών

Όπως όλα τα σώματα στη φύση, τα αστέρια δεν μένουν αναλλοίωτα, γεννιούνται, εξελίσσονται και τελικά πεθαίνουν. Οι αστρονόμοι πίστευαν ότι χρειάστηκαν εκατομμύρια χρόνια για να σχηματιστεί ένα αστέρι από διαστρικό αέριο και σκόνη. Αλλά τα τελευταία χρόνια, έχουν ληφθεί φωτογραφίες από μια περιοχή του ουρανού που είναι μέρος του Μεγάλου Νεφελώματος του Ωρίωνα, όπου ένα μικρό σμήνος αστεριών εμφανίστηκε κατά τη διάρκεια αρκετών ετών. Στις φωτογραφίες του 1947, μια ομάδα τριών αντικειμένων που μοιάζουν με αστέρια καταγράφηκε σε αυτό το μέρος. Μέχρι το 1954 μερικά από αυτά είχαν γίνει επιμήκη και μέχρι το 1959 αυτοί οι επιμήκεις σχηματισμοί είχαν αποσυντεθεί σε μεμονωμένα αστέρια. Για πρώτη φορά στην ιστορία της ανθρωπότητας, οι άνθρωποι παρατήρησαν τη γέννηση των αστεριών κυριολεκτικά μπροστά στα μάτια μας.

Σε πολλά σημεία του ουρανού, υπάρχουν οι απαραίτητες συνθήκες για την εμφάνιση των αστεριών. Κατά τη μελέτη φωτογραφιών των μουντών περιοχών του Γαλαξία μας, ήταν δυνατό να βρεθούν μικρές μαύρες κηλίδες ακανόνιστου σχήματος ή σφαιρίδια, που είναι τεράστιες συσσωρεύσεις σκόνης και αερίου. Αυτά τα νέφη αερίου και σκόνης περιέχουν σωματίδια σκόνης που απορροφούν πολύ έντονα το φως που προέρχεται από τα αστέρια πίσω τους. Το μέγεθος των σφαιριδίων είναι τεράστιο - έως και αρκετά έτη φωτός σε διάμετρο. Παρά το γεγονός ότι η ύλη σε αυτά τα σμήνη είναι πολύ σπάνια, ο συνολικός όγκος τους είναι τόσο μεγάλος που αρκεί για να σχηματιστούν μικρά σμήνη αστεριών κοντά σε μάζα στον Ήλιο.

Σε ένα μαύρο σφαιρίδιο, υπό την επίδραση της πίεσης ακτινοβολίας που εκπέμπεται από τα γύρω αστέρια, η ύλη συμπιέζεται και συμπιέζεται. Αυτή η συμπίεση συνεχίζεται για κάποιο χρονικό διάστημα, ανάλογα με τις πηγές ακτινοβολίας που περιβάλλουν το σφαιρίδιο και την ένταση του τελευταίου. Οι βαρυτικές δυνάμεις που προκύπτουν από τη συγκέντρωση της μάζας στο κέντρο του σφαιριδίου τείνουν επίσης να συμπιέσουν το σφαιρίδιο, προκαλώντας την πτώση της ύλης προς το κέντρο του. Πέφτοντας, τα σωματίδια της ύλης αποκτούν κινητική ενέργεια και θερμαίνουν το αέριο και το σύννεφο.

Η πτώση της ύλης μπορεί να διαρκέσει εκατοντάδες χρόνια. Στην αρχή, συμβαίνει αργά, χωρίς βιασύνη, αφού οι βαρυτικές δυνάμεις που έλκουν τα σωματίδια στο κέντρο είναι ακόμα πολύ αδύναμες. Μετά από κάποιο χρονικό διάστημα, όταν το σφαιρίδιο γίνεται μικρότερο και το βαρυτικό πεδίο αυξάνεται, η πτώση αρχίζει να συμβαίνει πιο γρήγορα. Αλλά το σφαιρίδιο είναι τεράστιο, όχι λιγότερο από ένα έτος φωτός σε διάμετρο. Αυτό σημαίνει ότι η απόσταση από τα εξωτερικά του σύνορα μέχρι το κέντρο μπορεί να ξεπεράσει τα 10 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα. Εάν ένα σωματίδιο από την άκρη του σφαιριδίου αρχίσει να πέφτει προς το κέντρο με ταχύτητα ελαφρώς μικρότερη από 2 km/s, τότε θα φτάσει στο κέντρο μόνο μετά από 200.000 χρόνια.

Η διάρκεια ζωής ενός αστεριού εξαρτάται από τη μάζα του. Αστέρια Με μάζα μικρότερη από αυτή του Ήλιου χρησιμοποιούν το πυρηνικό τους καύσιμο με φειδώ και μπορούν να λάμπουν για δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια. Τα εξωτερικά στρώματα των αστεριών όπως ο Ήλιος μας, με μάζα όχι μεγαλύτερη από 1,2 ηλιακές μάζες, διαστέλλονται σταδιακά και, στο τέλος, εγκαταλείπουν εντελώς τον πυρήνα του άστρου. Στη θέση του γίγαντα παραμένει ένας μικρός και καυτός λευκός νάνος.

Ποτέ δεν σκεφτόμαστε ότι ίσως υπάρχει κάποια άλλη ζωή εκτός από τον πλανήτη μας, εκτός από το ηλιακό μας σύστημα. Ίσως υπάρχει ζωή σε μερικούς από τους πλανήτες που περιστρέφονται γύρω από ένα μπλε ή λευκό ή κόκκινο, ή ίσως ένα κίτρινο αστέρι. Ίσως υπάρχει ένας άλλος τέτοιος πλανήτης Γη, στον οποίο ζουν οι ίδιοι άνθρωποι, αλλά ακόμα δεν γνωρίζουμε τίποτα γι 'αυτό. Οι δορυφόροι και τα τηλεσκόπια μας έχουν ανακαλύψει έναν αριθμό πλανητών στους οποίους μπορεί να υπάρχει ζωή, αλλά αυτοί οι πλανήτες απέχουν δεκάδες χιλιάδες, ακόμη και εκατομμύρια έτη φωτός.

Μπλε στραγγαλιστές - μπλε αστέρια

Τα αστέρια που βρίσκονται σε αστρικά σμήνη σφαιρικού τύπου, η θερμοκρασία των οποίων είναι υψηλότερη από τη θερμοκρασία των συνηθισμένων άστρων και το φάσμα χαρακτηρίζεται από σημαντική μετατόπιση προς την μπλε περιοχή από αυτή των αστεριών σμήνων με παρόμοια φωτεινότητα, ονομάζονται μπλε στραγάλες. Αυτό το χαρακτηριστικό τους επιτρέπει να ξεχωρίζουν σε σχέση με άλλα αστέρια σε αυτό το σμήνος στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell. Η ύπαρξη τέτοιων αστεριών διαψεύδει όλες τις θεωρίες αστρικής εξέλιξης, η ουσία των οποίων είναι ότι για αστέρια που προέκυψαν την ίδια χρονική περίοδο, υποτίθεται ότι θα τοποθετηθούν σε μια καλά καθορισμένη περιοχή του διαγράμματος Hertzsprung-Russell. Σε αυτή την περίπτωση, ο μόνος παράγοντας που επηρεάζει την ακριβή θέση ενός αστεριού είναι η αρχική του μάζα. Η συχνή εμφάνιση μπλε στραγάλων εκτός της παραπάνω καμπύλης μπορεί να είναι μια επιβεβαίωση της ύπαρξης ενός τέτοιου πράγματος όπως η ανώμαλη αστρική εξέλιξη.

Οι ειδικοί που προσπαθούν να εξηγήσουν τη φύση της εμφάνισής τους προβάλλουν διάφορες θεωρίες. Το πιο πιθανό από αυτά δείχνει ότι αυτά τα μπλε αστέρια ήταν δυαδικά στο παρελθόν, μετά από το οποίο άρχισε να συμβαίνει ή λαμβάνει χώρα αυτή τη στιγμή η διαδικασία της συγχώνευσης. Το αποτέλεσμα της συγχώνευσης δύο αστέρων είναι η εμφάνιση ενός νέου αστέρα, το οποίο έχει πολύ μεγαλύτερη μάζα, φωτεινότητα και θερμοκρασία από αστέρια της ίδιας ηλικίας.

Εάν η ορθότητα αυτής της θεωρίας μπορεί με κάποιο τρόπο να αποδειχθεί, η θεωρία της αστρικής εξέλιξης θα ήταν απαλλαγμένη από προβλήματα με τη μορφή μπλε στραγάλιων. Το προκύπτον αστέρι θα περιέχει περισσότερο υδρογόνο, το οποίο θα συμπεριφερόταν παρόμοια με ένα νεαρό αστέρι. Υπάρχουν γεγονότα που υποστηρίζουν αυτή τη θεωρία. Οι παρατηρήσεις έδειξαν ότι τα αδέσποτα αστέρια βρίσκονται πιο συχνά στις κεντρικές περιοχές των σφαιρικών σμηνών. Ως αποτέλεσμα του επικρατούντος αριθμού αστέρων μοναδιαίου όγκου εκεί, τα κοντινά περάσματα ή οι συγκρούσεις γίνονται πιο πιθανές.

Για να ελεγχθεί αυτή η υπόθεση, είναι απαραίτητο να μελετηθεί ο παλμός των γαλάζιων στραγάλων, αφού μεταξύ των αστεροσεισμολογικών ιδιοτήτων των συγχωνευμένων αστέρων και των κανονικά παλλόμενων μεταβλητών, μπορεί να υπάρχουν κάποιες διαφορές. Πρέπει να σημειωθεί ότι είναι μάλλον δύσκολο να μετρηθούν οι παλμοί. Αυτή η διαδικασία επηρεάζεται επίσης αρνητικά από τον υπερπληθυσμό του έναστρου ουρανού, τις μικρές διακυμάνσεις στους παλμούς των γαλάζιων στραγάλιων, καθώς και τη σπανιότητα των μεταβλητών τους.

Ένα παράδειγμα συγχώνευσης θα μπορούσε να παρατηρηθεί τον Αύγουστο του 2008, όταν ένα τέτοιο περιστατικό επηρέασε το αντικείμενο V1309, η φωτεινότητα του οποίου μετά την ανίχνευση αυξήθηκε αρκετές δεκάδες χιλιάδες φορές και μετά από λίγους μήνες επέστρεψε στην αρχική του τιμή. Ως αποτέλεσμα 6ετών παρατηρήσεων, οι επιστήμονες κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι αυτό το αντικείμενο είναι δύο αστέρια, η περίοδος περιστροφής των οποίων το ένα γύρω από το άλλο είναι 1,4 ημέρες. Αυτά τα γεγονότα οδήγησαν τους επιστήμονες στην ιδέα ότι τον Αύγουστο του 2008 έλαβε χώρα η διαδικασία συγχώνευσης αυτών των δύο αστεριών.

Τα μπλε stragglers χαρακτηρίζονται από υψηλή ροπή. Για παράδειγμα, η ταχύτητα περιστροφής του αστεριού, που βρίσκεται στη μέση του σμήνους 47 Tucanae, είναι 75 φορές μεγαλύτερη από την ταχύτητα περιστροφής του Ήλιου. Σύμφωνα με την υπόθεση, η μάζα τους είναι 2-3 φορές τη μάζα των άλλων αστέρων που βρίσκονται στο σμήνος. Επίσης, με τη βοήθεια της έρευνας, διαπιστώθηκε ότι αν τα μπλε αστέρια είναι κοντά σε οποιοδήποτε άλλο αστέρι, τότε τα τελευταία θα έχουν χαμηλότερο ποσοστό οξυγόνου και άνθρακα από τα διπλανά τους αστέρια. Πιθανώς, τα αστέρια τραβούν αυτές τις ουσίες από άλλα αστέρια που κινούνται στην τροχιά τους, με αποτέλεσμα να αυξάνεται η φωτεινότητα και η θερμοκρασία τους. Τα «ληστευμένα» αστέρια αποκαλύπτουν μέρη όπου έλαβε χώρα η διαδικασία μετατροπής του αρχικού άνθρακα σε άλλα στοιχεία.

Ονόματα Blue Star - Παραδείγματα

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

Λευκά αστέρια - λευκά αστέρια

Ο Friedrich Bessel, ο οποίος ηγήθηκε του Παρατηρητηρίου Koenigsberg, έκανε μια ενδιαφέρουσα ανακάλυψη το 1844. Ο επιστήμονας παρατήρησε την παραμικρή απόκλιση του φωτεινότερου αστέρα στον ουρανό - του Σείριου, από την τροχιά του στον ουρανό. Ο αστρονόμος πρότεινε ότι ο Σείριος είχε έναν δορυφόρο και υπολόγισε επίσης την κατά προσέγγιση περίοδο περιστροφής των άστρων γύρω από το κέντρο μάζας τους, που ήταν περίπου πενήντα χρόνια. Ο Μπέσελ δεν βρήκε την κατάλληλη υποστήριξη από άλλους επιστήμονες, γιατί. κανείς δεν μπορούσε να ανιχνεύσει τον δορυφόρο, αν και ως προς τη μάζα του θα έπρεπε να ήταν συγκρίσιμος με τον Σείριο.

Και μόνο 18 χρόνια αργότερα, ο Alvan Graham Clark, ο οποίος δοκίμαζε το καλύτερο τηλεσκόπιο εκείνης της εποχής, ανακάλυψε ένα αμυδρό λευκό αστέρι κοντά στον Σείριο, το οποίο αποδείχθηκε ότι ήταν ο δορυφόρος του, ονόματι Sirius B.

Η επιφάνεια αυτού του λευκού αστεριού θερμαίνεται στα 25 χιλιάδες Kelvin και η ακτίνα του είναι μικρή. Λαμβάνοντας αυτό υπόψη, οι επιστήμονες κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι ο δορυφόρος έχει υψηλή πυκνότητα (στο επίπεδο των 106 g/cm 3 , ενώ η πυκνότητα του ίδιου του Σείριου είναι περίπου 0,25 g/cm 3 , και του Ήλιου είναι 1,4 g/cm 3 ). Μετά από 55 χρόνια (το 1917), ανακαλύφθηκε ένας άλλος λευκός νάνος, που πήρε το όνομά του από τον επιστήμονα που τον ανακάλυψε - το αστέρι του van Maanen, το οποίο βρίσκεται στον αστερισμό των Ιχθύων.

Ονόματα λευκών αστεριών - παραδείγματα

Vega στον αστερισμό Lyra, Altair στον αστερισμό Eagle, (ορατός το καλοκαίρι και το φθινόπωρο), Sirius, Castor.

κίτρινα αστέρια - κίτρινα αστέρια

Οι κίτρινοι νάνοι ονομάζονται μικρά αστέρια κύριας ακολουθίας, η μάζα των οποίων είναι εντός της μάζας του Ήλιου (0,8-1,4). Κρίνοντας από το όνομα, τέτοια αστέρια έχουν μια κίτρινη λάμψη, η οποία απελευθερώνεται κατά τη διάρκεια της θερμοπυρηνικής διαδικασίας σύντηξης από το υδρογόνο του ηλίου.

Η επιφάνεια τέτοιων αστεριών θερμαίνεται σε θερμοκρασία 5-6 χιλιάδων Kelvin και οι φασματικοί τύποι τους είναι μεταξύ G0V και G9V. Ένας κίτρινος νάνος ζει για περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Η καύση υδρογόνου σε ένα αστέρι το αναγκάζει να πολλαπλασιαστεί σε μέγεθος και να γίνει ένας κόκκινος γίγαντας. Ένα παράδειγμα κόκκινου γίγαντα είναι ο Αλντεμπαράν. Τέτοια αστέρια μπορούν να σχηματίσουν πλανητικά νεφελώματα αποβάλλοντας τα εξωτερικά στρώματα αερίου τους. Σε αυτή την περίπτωση, ο πυρήνας μετατρέπεται σε λευκό νάνο, ο οποίος έχει υψηλή πυκνότητα.

Αν λάβουμε υπόψη το διάγραμμα Hertzsprung-Russell, τότε πάνω του τα κίτρινα αστέρια βρίσκονται στο κεντρικό τμήμα της κύριας ακολουθίας. Δεδομένου ότι ο Ήλιος μπορεί να ονομαστεί τυπικός κίτρινος νάνος, το μοντέλο του είναι αρκετά κατάλληλο για την εξέταση του γενικού μοντέλου των κίτρινων νάνων. Υπάρχουν όμως και άλλα χαρακτηριστικά κίτρινα αστέρια στον ουρανό, τα ονόματα των οποίων είναι Alkhita, Dabikh, Toliman, Hara κ.λπ. Αυτά τα αστέρια δεν είναι πολύ φωτεινά. Για παράδειγμα, το ίδιο Toliman, το οποίο, αν δεν λάβετε υπόψη τον Proxima Centauri, είναι πιο κοντά στον Ήλιο, έχει μέγεθος 0, αλλά ταυτόχρονα, η φωτεινότητά του είναι η υψηλότερη μεταξύ όλων των κίτρινων νάνων. Αυτό το αστέρι βρίσκεται στον αστερισμό του Κενταύρου, είναι επίσης ένας σύνδεσμος σε ένα πολύπλοκο σύστημα, το οποίο περιλαμβάνει 6 αστέρια. Η φασματική τάξη του Toliman είναι G. Αλλά ο Dabih, που βρίσκεται 350 έτη φωτός από εμάς, ανήκει στη φασματική κατηγορία F. Αλλά η υψηλή φωτεινότητά του οφείλεται στην παρουσία ενός κοντινού αστέρα που ανήκει στη φασματική κατηγορία - A0.

Εκτός από το Toliman, το HD82943 έχει φασματικό τύπο G, ο οποίος βρίσκεται στην κύρια ακολουθία. Αυτό το αστέρι, λόγω της χημικής του σύστασης και της θερμοκρασίας παρόμοιας με τον Ήλιο, έχει επίσης δύο μεγάλους πλανήτες. Ωστόσο, το σχήμα των τροχιών αυτών των πλανητών απέχει πολύ από το κυκλικό, επομένως οι προσεγγίσεις τους στο HD82943 συμβαίνουν σχετικά συχνά. Επί του παρόντος, οι αστρονόμοι μπόρεσαν να αποδείξουν ότι αυτό το αστέρι παλαιότερα είχε πολύ μεγαλύτερο αριθμό πλανητών, αλλά με την πάροδο του χρόνου τους κατάπιε όλους.

Ονόματα κίτρινων αστεριών - Παραδείγματα

Toliman, αστέρι HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Κόκκινα αστέρια - κόκκινα αστέρια

Εάν τουλάχιστον μία φορά στη ζωή σας έχετε δει κόκκινα αστέρια στον ουρανό στον φακό του τηλεσκοπίου σας, που έκαιγαν σε μαύρο φόντο, τότε η ανάμνηση αυτής της στιγμής θα σας βοηθήσει να φανταστείτε πιο καθαρά τι θα γραφτεί σε αυτό το άρθρο. Αν δεν έχετε δει ποτέ τέτοια αστέρια, την επόμενη φορά φροντίστε να προσπαθήσετε να τα βρείτε.

Αν αναλάβετε να συντάξετε μια λίστα με τα πιο λαμπερά κόκκινα αστέρια στον ουρανό, τα οποία μπορείτε εύκολα να βρείτε ακόμα και με ένα ερασιτεχνικό τηλεσκόπιο, μπορείτε να διαπιστώσετε ότι είναι όλα άνθρακα. Τα πρώτα κόκκινα αστέρια ανακαλύφθηκαν το 1868. Η θερμοκρασία τέτοιων κόκκινων γιγάντων είναι χαμηλή, επιπλέον, τα εξωτερικά τους στρώματα είναι γεμάτα με τεράστια ποσότητα άνθρακα. Εάν προηγουμένως παρόμοια αστέρια αποτελούσαν δύο φασματικές κατηγορίες - R και N, τώρα οι επιστήμονες τα έχουν αναγνωρίσει σε μια γενική κατηγορία - C. Κάθε φασματική κατηγορία έχει υποκατηγορίες - από 9 έως 0. Την ίδια στιγμή, η κατηγορία C0 σημαίνει ότι το αστέρι έχει υψηλή θερμοκρασία, αλλά λιγότερο κόκκινο από τα αστέρια C9. Είναι επίσης σημαντικό ότι όλα τα αστέρια που κυριαρχούνται από άνθρακα είναι εγγενώς μεταβλητά: μακράς περιόδου, ημικανονικά ή ακανόνιστα.

Επιπλέον, δύο αστέρια, που ονομάζονται κόκκινες ημικανονικές μεταβλητές, συμπεριλήφθηκαν σε μια τέτοια λίστα, το πιο διάσημο από τα οποία είναι το m Cephei. Ο William Herschel ενδιαφέρθηκε επίσης για το ασυνήθιστο κόκκινο χρώμα της, ο οποίος την ονόμασε "ρόδι". Τέτοια αστέρια χαρακτηρίζονται από μια ακανόνιστη αλλαγή στη φωτεινότητα, η οποία μπορεί να διαρκέσει από μερικές δεκάδες έως αρκετές εκατοντάδες ημέρες. Τέτοια μεταβλητά αστέρια ανήκουν στην κατηγορία Μ (ψυχρά αστέρια, η θερμοκρασία της επιφάνειας των οποίων είναι από 2400 έως 3800 Κ).

Δεδομένου του γεγονότος ότι όλα τα αστέρια της βαθμολογίας είναι μεταβλητές, είναι απαραίτητο να εισαχθεί κάποια σαφήνεια στους χαρακτηρισμούς. Είναι γενικά αποδεκτό ότι τα κόκκινα αστέρια έχουν ένα όνομα που αποτελείται από δύο συστατικά - το γράμμα του λατινικού αλφαβήτου και το όνομα του μεταβλητού αστερισμού (για παράδειγμα, T Hare). Στην πρώτη μεταβλητή που ανακαλύφθηκε σε αυτόν τον αστερισμό αποδίδεται το γράμμα R και ούτω καθεξής, μέχρι το γράμμα Z. Εάν υπάρχουν πολλές τέτοιες μεταβλητές, παρέχεται ένας διπλός συνδυασμός λατινικών γραμμάτων για αυτές - από RR έως ZZ. Αυτή η μέθοδος σας επιτρέπει να "ονομάσετε" 334 αντικείμενα. Επιπλέον, τα αστέρια μπορούν επίσης να οριστούν χρησιμοποιώντας το γράμμα V σε συνδυασμό με έναν σειριακό αριθμό (V228 Cygnus). Η πρώτη στήλη της βαθμολογίας προορίζεται για τον προσδιορισμό των μεταβλητών.

Οι επόμενες δύο στήλες του πίνακα υποδεικνύουν τη θέση των αστεριών την περίοδο 2000.0. Ως αποτέλεσμα της αυξημένης δημοτικότητας του Uranometria 2000.0 στους λάτρεις της αστρονομίας, η τελευταία στήλη της βαθμολογίας εμφανίζει τον αριθμό του γραφήματος αναζήτησης για κάθε αστέρι που περιλαμβάνεται στη βαθμολογία. Σε αυτήν την περίπτωση, το πρώτο ψηφίο είναι μια ένδειξη του αριθμού τόμου και το δεύτερο είναι ο σειριακός αριθμός της κάρτας.

Η βαθμολογία εμφανίζει επίσης τις μέγιστες και ελάχιστες τιμές φωτεινότητας των αστρικών μεγεθών. Αξίζει να θυμηθούμε ότι μεγαλύτερος κορεσμός κόκκινου χρώματος παρατηρείται σε αστέρια των οποίων η φωτεινότητα είναι ελάχιστη. Για αστέρια των οποίων η περίοδος μεταβλητότητας είναι γνωστή, εμφανίζεται ως αριθμός ημερών, αλλά τα αντικείμενα που δεν έχουν τη σωστή περίοδο εμφανίζονται ως Irr.

Δεν χρειάζεται πολλή επιδεξιότητα για να βρείτε ένα αστέρι άνθρακα, αρκεί το τηλεσκόπιό σας να έχει αρκετή ισχύ για να το δει. Ακόμα κι αν το μέγεθός του είναι μικρό, το έντονο κόκκινο χρώμα του πρέπει να σας τραβάει την προσοχή. Επομένως, μην στεναχωριέστε αν δεν μπορείτε να τα βρείτε αμέσως. Αρκεί να χρησιμοποιήσετε τον άτλαντα για να βρείτε ένα κοντινό φωτεινό αστέρι και μετά να μετακινηθείτε από αυτό στο κόκκινο.

Διαφορετικοί παρατηρητές βλέπουν διαφορετικά τα ανθρακικά αστέρια. Σε κάποιους μοιάζουν με ρουμπίνια ή με χόβολη που καίγεται από μακριά. Άλλοι βλέπουν βυσσινί ή κόκκινες αποχρώσεις του αίματος σε τέτοια αστέρια. Για αρχή, υπάρχει μια λίστα με τα έξι πιο λαμπερά κόκκινα αστέρια στην κατάταξη, και αν τα βρείτε, μπορείτε να απολαύσετε την ομορφιά τους στο έπακρο.

Ονόματα Ερυθρού Αστέρα - Παραδείγματα

Διαφορές στα αστέρια ανά χρώμα

Υπάρχει μια τεράστια ποικιλία από αστέρια με απερίγραπτες χρωματικές αποχρώσεις. Ως αποτέλεσμα αυτού, ακόμη και ένας αστερισμός έχει λάβει το όνομα "Κουτί κοσμημάτων", το οποίο βασίζεται σε μπλε και ζαφείρια αστέρια και στο κέντρο του είναι ένα αστραφτερό πορτοκαλί αστέρι. Αν αναλογιστούμε τον Ήλιο, τότε έχει ανοιχτό κίτρινο χρώμα.

Ένας άμεσος παράγοντας που επηρεάζει τη διαφορά στο χρώμα των άστρων είναι η θερμοκρασία της επιφάνειάς τους. Εξηγείται απλά. Το φως από τη φύση του είναι ακτινοβολία με τη μορφή κυμάτων. Μήκος κύματος - αυτή είναι η απόσταση μεταξύ των κορυφών του, είναι πολύ μικρή. Για να το φανταστείτε, πρέπει να διαιρέσετε 1 cm σε 100 χιλιάδες πανομοιότυπα μέρη. Μερικά από αυτά τα σωματίδια θα αποτελέσουν το μήκος κύματος του φωτός.

Λαμβάνοντας υπόψη ότι αυτός ο αριθμός αποδεικνύεται αρκετά μικρός, κάθε, ακόμη και η πιο ασήμαντη, αλλαγή σε αυτόν θα προκαλέσει την αλλαγή της εικόνας που παρατηρούμε. Εξάλλου, η όρασή μας αντιλαμβάνεται διαφορετικά μήκη κύματος κυμάτων φωτός ως διαφορετικά χρώματα. Για παράδειγμα, το μπλε έχει κύματα των οποίων το μήκος είναι 1,5 φορές μικρότερο από αυτό του κόκκινου.

Επίσης, σχεδόν ο καθένας μας γνωρίζει ότι η θερμοκρασία μπορεί να έχει την πιο άμεση επίδραση στο χρώμα των σωμάτων. Για παράδειγμα, μπορείτε να πάρετε οποιοδήποτε μεταλλικό αντικείμενο και να το βάλετε στη φωτιά. Καθώς ζεσταίνεται, θα κοκκινίσει. Εάν η θερμοκρασία της φωτιάς αυξανόταν σημαντικά, το χρώμα του αντικειμένου θα άλλαζε επίσης - από κόκκινο σε πορτοκαλί, από πορτοκαλί σε κίτρινο, από κίτρινο σε λευκό και τέλος από λευκό σε μπλε-λευκό.

Δεδομένου ότι ο Ήλιος έχει θερμοκρασία επιφάνειας της τάξης των 5,5 χιλιάδων 0 C, είναι χαρακτηριστικό παράδειγμα κίτρινων αστεριών. Αλλά τα πιο καυτά μπλε αστέρια μπορούν να ζεσταθούν έως και 33 χιλιάδες βαθμούς.

Το χρώμα και η θερμοκρασία έχουν συνδεθεί από τους επιστήμονες με τη βοήθεια φυσικών νόμων. Η θερμοκρασία ενός σώματος είναι ευθέως ανάλογη με την ακτινοβολία του και αντιστρόφως ανάλογη με το μήκος κύματος. Το μπλε έχει μικρότερα μήκη κύματος από το κόκκινο. Τα θερμά αέρια εκπέμπουν φωτόνια των οποίων η ενέργεια είναι ευθέως ανάλογη με τη θερμοκρασία και αντιστρόφως ανάλογη με το μήκος κύματος. Γι' αυτό το μπλε-μπλε εύρος ακτινοβολίας είναι χαρακτηριστικό των πιο καυτών άστρων.

Δεδομένου ότι το πυρηνικό καύσιμο στα αστέρια δεν είναι απεριόριστο, τείνει να καταναλώνεται, γεγονός που οδηγεί στην ψύξη των αστεριών. Επομένως, τα αστέρια μέσης ηλικίας είναι κίτρινα και βλέπουμε τα παλιά αστέρια ως κόκκινα.

Ως αποτέλεσμα του γεγονότος ότι ο Ήλιος βρίσκεται πολύ κοντά στον πλανήτη μας, το χρώμα του μπορεί να περιγραφεί με ακρίβεια. Αλλά για αστέρια που βρίσκονται ένα εκατομμύριο έτη φωτός μακριά, το έργο γίνεται πιο περίπλοκο. Για το σκοπό αυτό χρησιμοποιείται μια συσκευή που ονομάζεται φασματογράφος. Μέσω αυτού, οι επιστήμονες περνούν το φως που εκπέμπουν τα αστέρια, με αποτέλεσμα να είναι δυνατή η φασματική ανάλυση σχεδόν κάθε αστέρα.

Επιπλέον, χρησιμοποιώντας το χρώμα ενός αστεριού, μπορείτε να προσδιορίσετε την ηλικία του, γιατί. Οι μαθηματικοί τύποι επιτρέπουν τη χρήση φασματικής ανάλυσης για τον προσδιορισμό της θερμοκρασίας ενός αστεριού, από την οποία είναι εύκολο να υπολογιστεί η ηλικία του.

Δείτε το βίντεο μυστικά των σταρ στο διαδίκτυο