Stručnjaci su iznijeli nekoliko teorija o njihovoj pojavi. Najvjerojatnije dno kaže da su takve plave zvijezde jako dugo bile binarne i imale su proces spajanja. Kada se 2 zvijezde ujedine, pojavljuje se nova zvijezda puno većeg sjaja, mase i temperature.

Primjeri plavih zvijezda:

• Gama jedra;
• Rigel;
• Zeta Orion;
• alfa žirafa;
• Zeta Korma;
• Tau Canis Major.

Bijele zvijezde - bijele zvijezde

Jedan je znanstvenik otkrio vrlo mutnu bijelu zvijezdu koja je bila Siriusov satelit i nazvana je Sirius B. Površina ove jedinstvene zvijezde zagrijana je na 25 000 Kelvina, a radijus joj je mali.

Primjeri bijelih zvijezda:

• Altair u zviježđu Orao;
• Vega u zviježđu Lire;
• Castor;
• Sirius.

žute zvijezde - žute zvijezde

Takve zvijezde imaju žuti sjaj, a njihova masa je unutar mase Sunca - to je oko 0,8-1,4. Površina takvih zvijezda obično se zagrijava na temperaturu od 4-6 tisuća 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 velikom količinom ugljika. Prije su takve zvijezde činile dvije spektralne klase - N i R, ali sada su znanstvenici uspjeli identificirati još jednu zajedničku klasu - C.

Svima su poznata tri agregatna stanja - čvrsto, tekuće i plinovito.. Što se događa s tvari kada se uzastopno zagrijava do visokih temperatura u zatvorenom volumenu? - Sekvencijalni prijelaz iz jednog agregatnog stanja u drugo: čvrsto - tekuće - plin(zbog porasta brzine gibanja molekula s porastom temperature). Daljnjim zagrijavanjem plina na temperaturama iznad 1200 ºS počinje raspad molekula plina na atome, a na temperaturama iznad 10 000 ºS djelomična ili potpuna dezintegracija atoma plina na njihove sastavne elementarne čestice - elektrone i atomske jezgre. Plazma je četvrto agregatno stanje u kojem su molekule ili atomi tvari djelomično ili potpuno uništeni visokim temperaturama ili iz drugih razloga. 99,9% materije u svemiru je u stanju plazme.

Zvijezde su klasa kozmičkih tijela s masom od 10 26 -10 29 kg. Zvijezda je kuglasto kozmičko tijelo vruće plazme, koje je u pravilu u hidrodinamičkoj i termodinamičkoj ravnoteži.

Ako se ravnoteža poremeti, zvijezda počinje pulsirati (mijenjaju se njezine dimenzije, sjaj i temperatura). Zvijezda postaje promjenjiva zvijezda.

promjenjiva zvijezda je zvijezda čiji se sjaj (prividni sjaj na nebu) mijenja tijekom vremena. Razlozi varijabilnosti mogu biti fizički procesi u unutrašnjosti zvijezde. Takve se zvijezde nazivaju fizičke varijable(na primjer, δ Cephei. Promjenjive zvijezde slične njemu počele su se nazivati cefeide).

upoznati i varijable pomrčine zvijezde čija je varijabilnost uzrokovana međusobnim pomrčinama njihovih komponenti(npr. β Perseus - Algol. Njegovu varijabilnost prvi je otkrio 1669. talijanski ekonomist i astronom Geminiano Montanari).

Pomrčinske promjenjive zvijezde su uvijek dvostruko, oni. sastavljen od dvije blisko razmaknute zvijezde. Promjenjive zvijezde na zvjezdanim kartama označene su zaokruženim krugom:

Zvijezde nisu uvijek muda. Ako zvijezda rotira vrlo brzo, tada njen oblik nije sferičan. Zvijezda se skuplja od polova i postaje poput mandarine ili bundeve (na primjer, Vega, Regulus). Ako je zvijezda dvostruka, tada međusobna privlačnost tih zvijezda jedna prema drugoj također utječe na njihov oblik. Postaju jajolikog ili oblika dinje (na primjer, komponente binarne zvijezde β Lyra ili Spica):

Zvijezde 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 posto od ukupnog broja zvijezda u Galaksiji. Više od 95% sve promatrane materije u prirodi koncentrirano je u zvijezdama. Preostalih 5% su međuzvjezdani plin, prašina i sva nesvjetleća tijela.

Osim Sunca, sve su zvijezde toliko udaljene od nas da se i u najvećim teleskopima promatraju u obliku svjetlećih točaka različitih boja i sjaja. Najbliži Suncu je sustav α Centauri koji se sastoji od tri zvijezde. Jedna od njih - crveni patuljak nazvan Proxima - je najbliža zvijezda. Udaljen je 4,2 svjetlosne godine. Do Siriusa - 8,6 St. godina, do Altaira - 17 sv. godine. To Vega - 26 St. godine. Do Sjevernjače - 830 St. godine. Denebu - 1.500 sv. godine. Po prvi put, udaljenost do druge zvijezde (bila je to Vega) 1837. godine uspio je odrediti V.Ya. Struve.

Prva zvijezda koja je uspjela dobiti sliku diska (pa čak i neke točke na njemu) je Betelgeuse (α Orion). Ali to je zato što je Betelgeuse 500-800 puta veći od Sunca u promjeru (zvijezda pulsira). Dobivena je i slika diska Altaira (α Eagle), 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 zvijezde su crvene, a najtoplije plave. Po boji zvijezde možete procijeniti koliko su vrući njezini vanjski slojevi.

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

Primjeri narančastih zvijezda: Aldebaran (α Bika), Arktur (α Bootes) i Poluks (β Blizanci).

Primjeri žutih zvijezda: Sunce, Capella (α Aurigae) i Toliman (α Centauri).

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

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

Primjeri plavičastih zvijezda: Regulus (α Lava) i Spica (α Djevice).

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

Temperatura raste s dubinom. Čak i najhladnije zvijezde u središtu dosežu milijune stupnjeva. Sunce ima oko 15 000 000 °C u središtu (također koriste Kelvinovu ljestvicu - ljestvicu apsolutnih temperatura, ali kada su u pitanju vrlo visoke temperature razlika od 273 º između Kelvinove i Celzijeve ljestvice može se zanemariti).

Što je to što toliko zagrije zvjezdanu unutrašnjost? Ispostavilo se da postoje termonuklearni procesi, što rezultira oslobađanjem ogromne količine energije. Na grčkom "termos" znači toplo. Glavni kemijski element od kojeg se sastoje zvijezde je vodik. On je gorivo za termonuklearne procese. U tim se procesima jezgre atoma vodika pretvaraju u jezgre atoma helija, što je popraćeno oslobađanjem energije. Broj jezgri vodika u zvijezdi se smanjuje, a povećava broj jezgri helija. S vremenom se u zvijezdi sintetiziraju i drugi kemijski elementi. Svi kemijski elementi koji čine molekule raznih tvari nekada su rođeni u dubinama zvijezda."Zvijezde su prošlost čovjeka, a čovjek je budućnost zvijezde", ponekad se slikovito kaže.

Proces kojim zvijezda emitira energiju u obliku elektromagnetskih valova i čestica naziva se radijacija. Zvijezde zrače energiju ne samo u obliku svjetlosti i topline, već i drugim vrstama zračenja - gama zrakama, X-zrakama, ultraljubičastim, radio zračenjem. Osim toga, zvijezde emitiraju struje neutralnih i nabijenih čestica. Ti tokovi tvore zvjezdani vjetar. Zvjezdani vjetar je proces istjecanja materije sa zvijezda u svemir. Zbog toga se masa zvijezda stalno i postupno smanjuje. Upravo zvjezdani vjetar sa Sunca (solarni vjetar) dovodi do pojave polarne svjetlosti na Zemlji i drugim planetima. Sunčev vjetar je taj koji skreće repove kometa od Sunca.

Zvijezde, naravno, ne nastaju iz praznine (prostor između zvijezda nije apsolutni vakuum). Materijal je plin i prašina. Neravnomjerno su raspoređeni u prostoru, tvoreći bezoblične oblake vrlo niske gustoće i ogromnog opsega - od jedne ili dvije do desetaka svjetlosnih godina. Takvi se oblaci nazivaju difuzno maglice plina i prašine. Temperatura u njima je vrlo niska - oko -250 °C. Ali ne stvara svaka maglica plina i prašine zvijezde. Neke maglice mogu postojati dugo vremena bez zvijezda. Koji su uvjeti potrebni za početak procesa rađanja zvijezda? Prva je masa oblaka. Ako nema dovoljno materije, tada se, naravno, zvijezda neće pojaviti. Drugo, kompaktnost. U previše rastegnutom i rastresitom oblaku ne mogu započeti procesi njegove kompresije. Pa, i treće, potrebno nam je sjeme - tj. hrpa prašine i plina, koji će kasnije postati zametak zvijezde – protozvijezda. protozvijezda je zvijezda u završnoj fazi svog formiranja. Ako su ti uvjeti ispunjeni, tada počinje gravitacijska kompresija i zagrijavanje oblaka. Ovaj proces završava stvaranje zvijezda- pojava novih zvijezda. Ovaj proces traje milijune godina. Astronomi su pronašli maglice u kojima je proces nastajanja zvijezda u punom jeku - neke su zvijezde već zasvijetlile, neke su u obliku embrija - protozvijezda, a maglica je još uvijek očuvana. Primjer je Velika Orionova maglica.

Glavne fizičke karakteristike zvijezde su sjaj, masa i radijus.(ili promjer), koji se određuju iz promatranja. Poznavajući njih, kao i kemijski sastav zvijezde (koji je određen njezinim spektrom), moguće je izračunati model zvijezde, tj. fizičke uvjete u njezinim dubinama, istražiti procese koji se u njoj odvijaju.Zadržimo se detaljnije na glavnim karakteristikama zvijezda.

Težina. Masa se može izravno procijeniti samo gravitacijskim djelovanjem zvijezde na okolna tijela. Masa Sunca, na primjer, određena je iz poznatih razdoblja revolucije planeta oko njega. Druge zvijezde ne promatraju izravno planete. Pouzdano mjerenje mase moguće je samo za dvojne zvijezde (u ovom slučaju koristi se Keplerov zakon koji je generalizirao Newton III, no i tada je greška 20-60%). Otprilike polovica svih zvijezda u našoj galaksiji su binarne. Mase zvijezda kreću se od ≈0,08 do ≈100 Sunčevih masa.Zvijezde s masom manjom od 0,08 mase Sunca ne postoje, one jednostavno ne postanu zvijezde, već ostaju tamna tijela.Zvijezde s masom većom od 100 masa Sunca izuzetno su rijetke. Većina zvijezda ima masu manju od 5 Sunčevih masa. Sudbina zvijezde ovisi o masi, tj. scenarij prema kojem se zvijezda razvija, evoluira. Mali hladni crveni patuljci vrlo ekonomično koriste vodik i stoga njihov život traje stotinama milijardi godina. Životni vijek Sunca - žutog patuljka - je oko 10 milijardi godina (Sunce je već živjelo oko polovice svog života). Masivni superdivovi brzo troše vodik i izumiru unutar nekoliko milijuna godina nakon rođenja. Što je zvijezda masivnija, to je njezin životni put kraći.

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

• Zvijezde s masom 0,08 mase Sunca su smeđi patuljci; njihova je sudbina stalno stezanje i hlađenje uz prestanak svih termonuklearnih reakcija i pretvaranje u tamna tijela nalik planetima.

• Zvijezde s masom 0,08-0,5 mase Sunca (to su uvijek crveni patuljci) nakon potrošnje vodika počinju se polako smanjivati, dok se zagrijavaju i postaju bijeli patuljak.
  

• Zvijezde s masom 0,5-8 Mase Sunca na kraju života pretvaraju se prvo u crvene divove, a zatim u bijele patuljke. U ovom slučaju, vanjski slojevi zvijezde su razbacani u svemiru u obliku planetarna maglica. Planetarna maglica je često sferična ili prstenasta.
  

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

• Zvijezde s masom većom od 10 mase Sunca na kraju svog životnog puta, prvo postaju crveni superdivovi, zatim eksplodiraju kao supernove (supernova nije nova, već stara zvijezda) i 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 gustoće. Crne rupe ne posjeduju nikakve nadnaravne ili magične moći, one nisu "čudovišta iz svemira". Oni samo imaju toliko jako gravitacijsko polje da ih nikakvo zračenje (ni vidljivo - svjetlo, ni nevidljivo) ne može napustiti. Stoga crne rupe nisu vidljive. Međutim, oni se mogu otkriti po njihovom djelovanju na okolne zvijezde, maglice. Crne rupe su sasvim uobičajena pojava u Svemiru i ne treba ih se bojati. Možda postoji supermasivna crna rupa u središtu naše galaksije.

Radijus (ili promjer). Veličine zvijezda jako variraju - od nekoliko kilometara (neutronske zvijezde) do 2000 solarnih promjera (superdivovi). U pravilu, što je zvijezda manja, to je veća njezina prosječna gustoća. U neutronskim zvijezdama gustoća doseže 10 13 g / cm 3! Naprstak takve tvari na Zemlji bi težio 10 milijuna tona. Ali u superdivovima, gustoća je manja od gustoće zraka u blizini površine Zemlje.

Promjeri nekih zvijezda u usporedbi sa Suncem:

Sirius i Altair su 1,7 puta veći,

Vega je 2,5 puta veća,

Regulus 3,5 puta više

Arkturus 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).

Sjaj je ukupna energija koju emitira neki objekt (u ovom slučaju zvijezde) po jedinici vremena. Sjaj zvijezda obično se uspoređuje sa sjajem Sunca (sjaj zvijezda izražava se preko sjaja Sunca). Sirijus, na primjer, zrači 22 puta više energije od Sunca (luminozitet Sirijusa je 22 Sunca). Sjaj Vege je 50 Sunca, a Deneba 54 000 Sunca (Deneb je jedna od najmoćnijih zvijezda).

Prividni sjaj (točnije, sjaj) zvijezde na Zemljinom nebu ovisi o:

- udaljenost do zvijezde. Ako nam se zvijezda približi, tada će njen prividni sjaj postupno rasti. Suprotno tome, kako se zvijezda udaljava od nas, njezin će se prividni sjaj postupno smanjivati. Ako uzmemo dvije identične zvijezde, tada će se ona koja nam je najbliža činiti svjetlijom.

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

- veličina (promjer). Ako uzmemo dvije zvijezde s istom temperaturom vanjskih slojeva (iste boje) i postavimo ih na istu udaljenost od nas, tada će veća zvijezda emitirati više svjetlosne energije, što znači da će izgledati svjetlije na nebu.

- od apsorpcije svjetlosti od strane oblaka kozmičke prašine i plina koji se nalaze na putu linije gledanja.Što je deblji sloj kozmičke prašine, apsorbira više svjetla sa zvijezde i zvijezda izgleda tamnije. Ako uzmemo dvije identične zvijezde i postavimo maglicu plina i prašine ispred jedne od njih, tada će samo ta zvijezda izgledati manje sjajna.

- s visine zvijezde iznad horizonta. U blizini horizonta uvijek postoji gusta izmaglica, koja apsorbira dio svjetla sa zvijezda. U blizini horizonta (ubrzo nakon izlaska sunca ili nedugo prije zalaska sunca) zvijezde uvijek izgledaju tamnije nego kad su iznad nas.

Vrlo je važno ne brkati pojmove "pojaviti se" i "biti". zvijezda svibanj biti vrlo svijetao sam po sebi, ali činiti se zatamnjen zbog različitih razloga: zbog velike udaljenosti do njega, zbog svoje male veličine, zbog apsorpcije njegove svjetlosti od strane kozmičke prašine ili prašine u Zemljinoj atmosferi. Stoga, kada govore o sjaju zvijezde na zemaljskom nebu, koriste izraz "prividna svjetlina" ili "sjaj".

Kao što je već spomenuto, postoje binarne zvijezde. 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 sustavu nazivaju se komponente. Zvijezde s više od dvije komponente nazivaju se višestruki zvijezde. Sve komponente višestruke zvijezde povezane su međusobnim gravitacijskim silama (tvore sustav zvijezda) i gibaju se složenim putanjama.

Ako ima mnogo komponenti, onda to više nije višestruka zvijezda, već zvjezdani skup. razlikovati lopta i raštrkani zvjezdani skupovi. Kuglasti skupovi sadrže mnogo starih zvijezda i stariji su od otvorenih skupova koji sadrže mnogo mladih zvijezda. Kuglasti grozdovi su prilično stabilni, jer zvijezde u njima su na maloj udaljenosti jedna od druge i sile međusobnog privlačenja među njima su puno veće nego između zvijezda otvorenih skupova. Otvoreni skupovi se s vremenom još više rasipaju.

Otvoreni skupovi, kako je točno, nalaze se u pojasu Mliječne staze ili u blizini. Naprotiv, kuglasti skupovi nalaze se na zvjezdanom nebu daleko od Mliječnog puta.

Neki zvjezdani skupovi mogu se vidjeti na nebu čak i golim okom. Na primjer, otvoreni skupovi Hijada i Plejada (M 45) u Biku, otvoreni skupovi Jaslica (M 44) u Raku, kuglasti skup M 13 u Herkulu. Dosta ih se može vidjeti dalekozorom.

Teleskopom možete promatrati 2 milijarde zvijezda do 21 magnitude. Postoji harvardska spektralna klasifikacija zvijezda. U njemu su spektralni tipovi raspoređeni prema opadanju temperature zvijezda. Klase su označene slovima latinične abecede. Ima ih sedam: O - B - A - P - O - K - M.

Dobar pokazatelj temperature vanjskih slojeva zvijezde je njezina boja. Vruće zvijezde spektralnih vrsta O i B su plave; zvijezde slične našem Suncu (čiji je spektralni tip 02) izgledaju žuto, dok su zvijezde spektralnih klasa K i M crvene.

Sjaj i boja zvijezda

Sve zvijezde imaju boju. Postoje plave, bijele, žute, žućkaste, narančaste i crvene zvijezde. Na primjer, Betelgeuse je crvena zvijezda, Castor je bijela, Capella je žuta. Po sjaju se dijele na zvijezde 1., 2., ... n-te magnitude (n max = 25). Izraz "veličina" nema nikakve veze s pravim dimenzijama. Magnituda karakterizira svjetlosni tok koji dolazi na Zemlju od zvijezde. Zvjezdane veličine mogu biti i frakcijske i negativne. Ljestvica magnitude temelji se na percepciji svjetlosti okom. Podjelu zvijezda na zvjezdane magnitude prema prividnom sjaju proveo je starogrčki astronom Hiparh (180. - 110. pr. Kr.). Hiparh je pripisao prvu magnitudu najsjajnijim zvijezdama; smatrao je da su sljedeće po graduaciji sjaja (tj. oko 2,5 puta slabije) zvijezde druge magnitude; zvijezde slabije od zvijezda druge magnitude 2,5 puta nazivane su zvijezdama treće magnitude itd.; zvijezdama na granici vidljivosti golim okom dodijeljena je šesta veličina.

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

Magnituda koju bi zvijezda imala na udaljenosti od 10 parseka zove se apsolutna magnituda. Označena je apsolutna zvjezdana magnituda - M, a prividna zvjezdana veličina - m.

Kemijski sastav vanjskih slojeva zvijezda, iz kojih dolazi njihovo zračenje, karakterizira potpuna prevlast vodika. Na drugom mjestu je helij, a sadržaj ostalih elemenata je prilično mali.

Temperatura i masa zvijezda

Poznavanje spektralne vrste ili boje zvijezde odmah daje temperaturu njezine površine. Budući da zvijezde zrače približno kao apsolutno crna tijela odgovarajuće temperature, snaga koju zrači jedinica njihove površine u jedinici vremena određena je Stefan-Boltzmannovom zakonu.

Podjela zvijezda na temelju usporedbe sjaja zvijezda s njihovom temperaturom i bojom te apsolutnom magnitudom (Hertzsprung-Russell dijagram):

1. glavni niz (u njegovom središtu je Sunce - žuti patuljak)
2. superdivovi (veliki i jakog sjaja: Antares, Betelgeuse)
3. niz crvenih divova
4. patuljci (bijeli - Sirius)
5. potpatuljasti
6. bijelo-plavi niz

Ova se podjela temelji i na starosti zvijezde.

Razlikuju se sljedeće zvijezde:

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

• a) vidni dvojnik, ako se pri promatranju teleskopom uočava njihova dvojnost;
• b) višekratnici - ovo je sustav zvijezda s brojem većim od 2, ali manjim od 10;
• c) optičko-dvostruke - to su zvijezde čija je blizina rezultat slučajne projekcije na nebo, au svemiru su daleko;
• d) fizičke dvojne zvijezde su zvijezde koje tvore jedan sustav i kruže pod djelovanjem sila međusobnog privlačenja oko zajedničkog središta mase;
• e) spektroskopske dvojne zvijezde su zvijezde koje se međusobno kružeći približavaju jedna drugoj i iz spektra se može utvrditi njihova dvojnost;
• e) pomrčinski binar - to su zvijezde "koje, kada se međusobno okreću, blokiraju jedna drugu;

varijable (b Cephei). Cefeide su varijable u sjaju zvijezde. 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;

nestacionarno.

nove zvijezde- to su zvijezde koje su dugo postojale, ali su odjednom planule. Njihov se sjaj u kratkom vremenu povećao za 10 000 puta (amplituda promjene sjaja 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 tijekom eksplozije supernove.

Podaci o ukupnom broju pulsara i njihovom životnom vijeku pokazuju da se u prosjeku rađaju 2-3 pulsara po stoljeću, što se približno podudara s učestalošću eksplozija supernova u Galaksiji.

Evolucija zvijezda

Kao i sva tijela u prirodi, zvijezde ne ostaju nepromijenjene, one se rađaju, razvijaju i na kraju umiru. Astronomi su mislili da su bili potrebni milijuni godina da se zvijezda formira iz međuzvjezdanog plina i prašine. No posljednjih godina snimljene su fotografije područja neba koje je dio Velike Orionove maglice, gdje se tijekom nekoliko godina pojavio mali skup zvijezda. Na fotografijama iz 1947. godine na ovom je mjestu zabilježena skupina od tri zvjezdasta objekta. Do 1954. neke od njih postale su duguljaste, a do 1959. te su se duguljaste formacije raspale u pojedinačne zvijezde. Po prvi put u povijesti čovječanstva ljudi su promatrali rađanje zvijezda doslovno pred našim očima.

Na mnogim dijelovima neba postoje uvjeti potrebni za pojavu zvijezda. Proučavajući fotografije maglovitih područja Mliječne staze, bilo je moguće pronaći male crne mrlje nepravilnog oblika ili kuglice, koje su masivne nakupine prašine i plina. Ovi oblaci plina i prašine sadrže čestice prašine koje vrlo snažno apsorbiraju svjetlost koja dolazi od zvijezda iza njih. Veličina globula je ogromna - do nekoliko svjetlosnih godina u promjeru. Unatoč činjenici da je materija u tim klasterima vrlo razrijeđena, njihov ukupni volumen je toliko velik da je sasvim dovoljan za formiranje malih klastera zvijezda bliskih masi Suncu.

U crnoj kugli, pod utjecajem tlaka zračenja koje emitiraju okolne zvijezde, materija se sabija i zbija. Takva kompresija traje neko vrijeme, ovisno o izvorima zračenja koji okružuju globulu i intenzitetu potonjeg. Gravitacijske sile koje proizlaze iz koncentracije mase u središtu globule također nastoje sabiti globulu, uzrokujući da materija padne prema njezinu središtu. Padajući, čestice tvari dobivaju kinetičku energiju i zagrijavaju plin i oblak.

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 se globula smanji, a gravitacijsko polje poveća, pad se počinje događati brže. Ali kugla je golema, promjera ne manje od svjetlosne godine. To znači da udaljenost od njegove vanjske granice do središta može premašiti 10 trilijuna kilometara. Ako čestica s ruba globule počne padati prema središtu brzinom nešto manjom od 2 km/s, tada će do središta doći tek nakon 200 000 godina.

Životni vijek zvijezde ovisi o njezinoj masi. Zvijezde s masom manjom od mase Sunca vrlo štedljivo koriste svoje nuklearno gorivo i mogu svijetliti desecima milijardi godina. Vanjski slojevi zvijezda poput našeg Sunca, s masama ne većim od 1,2 Sunčeve mase, postupno se šire i na kraju potpuno napuštaju jezgru zvijezde. Na mjestu diva ostaje mali i vrući bijeli patuljak.

Nikada ne pomislimo da možda postoji još neki život osim našeg planeta, osim našeg sunčevog sustava. Možda postoji život na nekom od planeta koji se okreće oko plave, bijele ili crvene, ili možda žute zvijezde. Možda postoji još jedan takav planet Zemlja, na kojem žive isti ljudi, ali mi još uvijek ne znamo ništa o tome. Naši sateliti i teleskopi otkrili su brojne planete na kojima bi moglo biti života, ali ti su planeti udaljeni desetke tisuća pa čak i milijune svjetlosnih godina.

Plavi lutalice - plave zvijezde

Zvijezde smještene u zvjezdanim grozdovima globularnog tipa, čija je temperatura viša od temperature običnih zvijezda, a spektar je karakteriziran značajnim pomakom prema plavom području u odnosu na zvijezde klastera sličnog sjaja, nazivaju se plavim stragglerima. Ova značajka im omogućuje da se istaknu u odnosu na druge zvijezde u ovom skupu na Hertzsprung-Russell dijagramu. Postojanje takvih zvijezda pobija sve teorije o evoluciji zvijezda, čija je bit da se za zvijezde koje su nastale u istom vremenskom razdoblju pretpostavlja da će biti smještene u točno određeno područje Hertzsprung-Russellovog dijagrama. U ovom slučaju, jedini faktor koji utječe na točnu lokaciju zvijezde je njezina početna masa. Česta pojava plavih lutalica izvan gornje krivulje može biti potvrda postojanja takve stvari kao što je anomalna evolucija zvijezda.

Stručnjaci koji pokušavaju objasniti prirodu njihove pojave iznijeli su nekoliko teorija. Najvjerojatniji od njih ukazuje na to da su te plave zvijezde u prošlosti bile binarne, nakon čega se proces spajanja počeo događati ili se trenutno odvija. Rezultat spajanja dviju zvijezda je pojava nove zvijezde, koja ima mnogo veću masu, sjaj i temperaturu od zvijezda iste starosti.

Ako se ispravnost ove teorije nekako dokaže, teorija o evoluciji zvijezda bila bi bez problema u obliku plavih lutalica. Rezultirajuća zvijezda sadržavala bi više vodika, koji bi se ponašao slično mladoj zvijezdi. Postoje činjenice koje podupiru ovu teoriju. Promatranja su pokazala da se zvijezde lutalice najčešće nalaze u središnjim područjima globularnih skupova. Kao rezultat prevladavajućeg broja zvijezda jediničnog volumena, bliski prolazi ili sudari postaju vjerojatniji.

Da bi se testirala ova hipoteza, potrebno je proučiti pulsiranje plavih lutalica, jer između asteroseizmoloških svojstava spojenih zvijezda i normalno pulsirajućih varijabli mogu postojati neke razlike. Treba napomenuti da je prilično teško mjeriti pulsacije. Na ovaj proces negativno utječu i prenapučenost zvjezdanog neba, male fluktuacije u pulsacijama plavih lutalica, kao i rijetkost njihovih varijabli.

Jedan od primjera spajanja mogao se uočiti u kolovozu 2008. godine, kada je takav incident zahvatio objekt V1309, čiji se sjaj nakon detekcije povećao nekoliko desetaka tisuća puta, a nakon nekoliko mjeseci vratio se na prvobitnu vrijednost. Kao rezultat 6-godišnjih promatranja, znanstvenici su došli do zaključka da su ovaj objekt dvije zvijezde, čije je razdoblje revolucije jedna oko druge 1,4 dana. Ove činjenice dovele su znanstvenike do ideje da je u kolovozu 2008. došlo do procesa spajanja ove dvije zvijezde.

Plave stragglere karakterizira veliki okretni moment. Na primjer, brzina rotacije zvijezde, koja se nalazi u sredini skupa 47 Tucanae, je 75 puta veća od brzine rotacije Sunca. Prema hipotezi, njihova masa je 2-3 puta veća od mase ostalih zvijezda koje se nalaze u skupu. Također, uz pomoć istraživanja, utvrđeno je da ako su plave zvijezde blizu bilo koje druge zvijezde, tada će potonje imati manji postotak kisika i ugljika od svojih susjeda. Pretpostavlja se da zvijezde povlače te tvari od drugih zvijezda koje se kreću u njihovoj orbiti, zbog čega im se povećava sjaj i temperatura. “Okradene” zvijezde otkrivaju mjesta gdje se odvijao proces transformacije početnog ugljika u druge elemente.

Imena plave zvijezde - primjeri

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

Bijele zvijezde - bijele zvijezde

Friedrich Bessel, koji je vodio opservatorij Koenigsberg, došao je do zanimljivog otkrića 1844. godine. Znanstvenik je primijetio i najmanje odstupanje najsjajnije zvijezde na nebu - Siriusa, od svoje putanje na nebu. Astronom je sugerirao da Sirius ima satelit, a također je izračunao približno razdoblje rotacije zvijezda oko njihovog središta mase, koje je bilo oko pedeset godina. Bessel nije naišao na odgovarajuću podršku drugih znanstvenika, jer. nitko nije mogao otkriti satelit, iako je po masi trebao biti usporediv sa Siriusom.

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

Površina ove bijele zvijezde zagrijana je na 25 tisuća Kelvina, a radijus joj je mali. Uzimajući to u obzir, znanstvenici su zaključili da satelit ima veliku gustoću (na razini od 106 g/cm 3 , dok je gustoća samog Siriusa približno 0,25 g/cm 3 , a gustoća Sunca 1,4 g/cm 3 ). ). Nakon 55 godina (1917.) otkriven je još jedan bijeli patuljak, nazvan po znanstveniku koji ga je otkrio - van Maanenova zvijezda, koja se nalazi u zviježđu Riba.

Imena bijelih zvijezda - primjeri

Vega u zviježđu Lire, Altair u zviježđu Orla, (vidljiv ljeti i jesen), Sirijus, Kastor.

žute zvijezde - žute zvijezde

Žuti patuljci nazivaju se male zvijezde glavnog niza, čija je masa unutar mase Sunca (0,8-1,4). Sudeći po nazivu, takve zvijezde imaju žuti sjaj, koji se oslobađa tijekom termonuklearnog procesa fuzije iz helija vodika.

Površina takvih zvijezda zagrijana je na temperaturu od 5-6 tisuća Kelvina, a njihovi spektralni tipovi su između G0V i G9V. Žuti patuljak živi oko 10 milijardi godina. Izgaranje vodika u zvijezdi uzrokuje njeno višestruko povećanje i postaje crveni div. Jedan primjer crvenog diva je Aldebaran. Takve zvijezde mogu formirati planetarne maglice odbacivanjem svojih vanjskih slojeva plina. U ovom slučaju, jezgra se pretvara u bijeli patuljak, koji ima visoku gustoću.

Ako uzmemo u obzir Hertzsprung-Russell dijagram, tada su na njemu žute zvijezde u središnjem dijelu glavnog niza. Budući da se Sunce može nazvati tipičnim žutim patuljkom, njegov je model 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 0, ali je u isto vrijeme njegova svjetlina najveća među svim žutim patuljcima. Ova zvijezda nalazi se u zviježđu Kentaura, također je veza u složenom sustavu 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 prisutnosti obližnje zvijezde koja pripada spektralnoj klasi - A0.

Uz Toliman, HD82943 ima spektralni tip G, koji se nalazi na glavnoj sekvenci. Ova zvijezda, zbog svog kemijskog sastava i temperature slične Suncu, također ima dva velika planeta. Međutim, oblik orbita ovih planeta daleko je od kružnog, pa se njihova približavanja HD82943 događaju relativno često. Trenutno su astronomi uspjeli dokazati da je ova zvijezda nekada imala puno veći broj planeta, ali ih je s vremenom sve progutala.

Imena žutih zvijezda - primjeri

Toliman, zvijezda HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Crvene zvijezde - crvene zvijezde

Ako ste barem jednom u životu vidjeli crvene zvijezde na nebu u objektivu svog teleskopa, koji je gorio na crnoj pozadini, tada će vam sjećanje na ovaj trenutak pomoći da jasnije zamislite što će biti napisano u ovom članku. Ako nikada niste vidjeli takve zvijezde, sljedeći put ih svakako pokušajte pronaći.

Ako krenete sastavljati popis najsjajnijih crvenih zvijezda na nebu, koje se lako mogu pronaći čak i amaterskim teleskopom, ustanovit ćete da su sve ugljične. Prve crvene zvijezde otkrivene su 1868. Temperatura takvih crvenih divova je niska, osim toga, njihovi vanjski slojevi ispunjeni su ogromnom količinom ugljika. Ako su ranije slične zvijezde činile dvije spektralne klase - R i N, sada su ih znanstvenici identificirali u jednoj općoj klasi - C. Svaka spektralna klasa ima podklase - od 9 do 0. U isto vrijeme, klasa C0 znači da zvijezda ima visoke temperature, ali manje crvene od zvijezda C9. Također je važno da su sve zvijezde u kojima dominira ugljik inherentno varijabilne: dugoperiodične, polupravilne ili nepravilne.

Osim toga, dvije zvijezde, nazvane crvene polupravilne varijable, bile su uključene u takav popis, od kojih je najpoznatija m Cephei. Za njezinu neobičnu crvenu boju zainteresirao se i William Herschel koji ju je prozvao "šipak". Takve zvijezde karakterizira nepravilna promjena sjaja, koja može trajati od nekoliko desetaka do nekoliko stotina dana. Takve promjenjive zvijezde pripadaju klasi M (hladne zvijezde čija je površinska temperatura od 2400 do 3800 K).

S obzirom na činjenicu da su sve zvjezdice u ocjeni varijable, potrebno je uvesti određenu jasnoću u oznake. Općenito je prihvaćeno da crvene zvijezde imaju ime koje se sastoji od dvije komponente - slova latinične abecede i naziva promjenjivog zviježđa (na primjer, T Hare). Prvoj varijabli koja je otkrivena u ovoj konstelaciji dodijeljeno je slovo R i tako dalje, do slova Z. Ako je takvih varijabli više, za njih je predviđena dvostruka kombinacija latiničnih slova - od RR do ZZ. Ova metoda omogućuje "imenovanje" 334 objekta. Osim toga, zvijezde se također mogu označiti slovom V u kombinaciji sa serijskim brojem (V228 Cygnus). Prvi stupac ocjene rezerviran je za označavanje varijabli.

Sljedeća dva stupca u tablici označavaju položaj zvijezda u razdoblju 2000.0. Kao rezultat povećane popularnosti Uranometrije 2000.0 među astronomskim entuzijastima, zadnji stupac ocjene prikazuje broj grafikona pretraživanja za svaku zvijezdu koja je u ocjeni. U ovom slučaju, prva znamenka je prikaz broja volumena, a druga je serijski broj kartice.

Ocjena također prikazuje maksimalne i minimalne vrijednosti svjetline zvjezdanih magnituda. Vrijedno je zapamtiti da se veća zasićenost crvene boje opaža u zvijezdama čiji je sjaj minimalan. Za zvijezde čiji je period varijabilnosti poznat, prikazuje se kao broj dana, ali objekti koji nemaju točan period prikazuju se kao Irr.

Za pronalaženje karbonske zvijezde nije potrebna velika vještina, dovoljno je da vaš teleskop ima dovoljno snage da je vidite. Čak i ako je mala, njegova izražena crvena boja bi trebala privući vašu pozornost. Stoga se nemojte uzrujati ako ih ne možete odmah pronaći. Dovoljno je atlasom pronaći obližnju sjajnu zvijezdu, a zatim s nje prijeći na crvenu.

Različiti promatrači različito vide ugljikove zvijezde. Nekima podsjećaju na rubine ili žeravicu koja gori u daljini. Drugi u takvim zvijezdama vide grimizne ili krvavocrvene nijanse. Za početak, tu je popis šest najsjajnijih crvenih zvijezda na ljestvici, 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 jedno zviježđe dobilo naziv "Kutija s draguljima", koja se temelji na plavim i safirnim zvijezdama, au samom središtu nalazi se jarko sjajna narančasta zvijezda. Ako uzmemo u obzir Sunce, onda ima blijedo žutu boju.

Izravan faktor koji utječe na razliku u boji zvijezda je njihova površinska temperatura. Objašnjava se jednostavno. Svjetlost je po svojoj prirodi zračenje u obliku valova. Valna duljina - ovo je udaljenost između njegovih vrhova, vrlo je mala. Da biste to zamislili, trebate podijeliti 1 cm na 100 tisuća identičnih dijelova. Nekoliko od tih čestica će činiti valnu duljinu svjetlosti.

S obzirom na to da se taj broj pokazuje prilično malim, svaka, pa i najneznatnija promjena u njemu dovest će do promjene slike koju promatramo. Uostalom, naš vid različite valne duljine svjetlosnih valova percipira kao različite boje. Na primjer, plava ima valove čija je duljina 1,5 puta manja od crvene.

Također, gotovo svatko od nas zna da temperatura može najizravnije utjecati na boju tijela. Na primjer, možete uzeti bilo koji metalni predmet i zapaliti ga. Kako se zagrijava, pocrvenit će. Kad bi se temperatura vatre značajno povećala, promijenila bi se i boja predmeta - iz crvene u narančastu, iz narančaste u žutu, iz žute u bijelu i na kraju iz bijele u plavo-bijelu.

Budući da Sunce ima površinsku temperaturu u području od 5,5 tisuća 0 C, ono je tipičan primjer žutih zvijezda. Ali najtoplije plave zvijezde mogu se zagrijati do 33 tisuće stupnjeva.

Boju i temperaturu znanstvenici su povezali uz pomoć fizikalnih zakona. Temperatura tijela izravno je proporcionalna njegovom zračenju, a obrnuto proporcionalna valnoj duljini. Plava ima kraće valne duljine od crvene. Vrući plinovi emitiraju fotone čija je energija izravno proporcionalna temperaturi i obrnuto proporcionalna valnoj duljini. Zato je plavo-plavi raspon zračenja karakterističan za najtoplije zvijezde.

Budući da nuklearno gorivo na zvijezdama nije neograničeno, ono teži da se potroši, što dovodi do hlađenja zvijezda. Stoga su sredovječne zvijezde žute, a stare zvijezde vidimo kao crvene.

Kao rezultat činjenice da je Sunce vrlo blizu našem planetu, njegova se boja može točno opisati. Ali za zvijezde koje su udaljene milijun svjetlosnih godina zadatak postaje kompliciraniji. U tu svrhu koristi se uređaj koji se zove spektrograf. Kroz njega znanstvenici propuštaju svjetlost koju emitiraju zvijezde, zbog čega je moguće spektralno analizirati gotovo svaku zvijezdu.

Osim toga, pomoću boje zvijezde možete odrediti njezinu starost, jer. matematičke formule omogućuju korištenje spektralne analize za određivanje temperature zvijezde, iz koje je lako izračunati njezinu starost.

Video tajne zvijezda gledajte online