Odborníci predložili niekoľko teórií ich výskytu. Najpravdepodobnejšia spodná časť hovorí, že takéto modré hviezdy boli veľmi dlho binárne a mali proces zlučovania. Keď sa 2 hviezdy spoja, objaví sa nová hviezda s oveľa väčšou jasnosťou, hmotnosťou, teplotou.

Príklady modrých hviezd:

• Gamma plachty;
• Rigel;
• Zeta Orion;
• Alfa žirafa;
• Zeta Korma;
• Tau Canis major.

Biele hviezdy - biele hviezdy

Jeden vedec objavil veľmi slabú bielu hviezdu, ktorá bola satelitom Síria a dostala názov Sirius B. Povrch tejto jedinečnej hviezdy sa zahrieva na 25 000 Kelvinov a jej polomer je malý.

Príklady bielych hviezd:

• Altair v súhvezdí Orla;
• Vega v súhvezdí Lýra;
• Castor;
• Sirius.

žlté hviezdy - žlté hviezdy

Takéto hviezdy majú žltú žiaru a ich hmotnosť je v rámci hmotnosti Slnka - je to asi 0,8-1,4. Povrch takýchto hviezd sa zvyčajne zahrieva na teplotu 4-6 tisíc Kelvinov. Takáto hviezda žije asi 10 miliárd rokov.

Príklady žltých hviezd:

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

červené hviezdy červené hviezdy

Prvé červené hviezdy boli objavené v roku 1868. Ich teplota je pomerne nízka a vonkajšie vrstvy červených obrov sú naplnené množstvom uhlíka. Predtým takéto hviezdy tvorili dve spektrálne triedy - N a R, ale teraz vedci dokázali identifikovať ďalšiu spoločnú triedu - C.

Každý pozná tri skupenstvá hmoty – pevné, kvapalné a plynné.. Čo sa stane s látkou, keď sa postupne zahrieva na vysoké teploty v uzavretom objeme? - Postupný prechod z jedného stavu agregácie do druhého: tuhá látka - kvapalina - plyn(v dôsledku zvýšenia rýchlosti pohybu molekúl so zvyšujúcou sa teplotou). Pri ďalšom zahrievaní plynu pri teplotách nad 1 200 ºС začína rozpad molekúl plynu na atómy a pri teplotách nad 10 000 ºС čiastočný alebo úplný rozpad atómov plynu na ich základné elementárne častice - elektróny a atómové jadrá. Plazma je štvrtý stav hmoty, v ktorom sú molekuly alebo atómy hmoty čiastočne alebo úplne zničené vysokými teplotami alebo z iných dôvodov. 99,9% hmoty vo vesmíre je v stave plazmy.

Hviezdy sú triedou kozmických telies s hmotnosťou 10 26 -10 29 kg. Hviezda je horúce plazmové sférické kozmické teleso, ktoré je spravidla v hydrodynamickej a termodynamickej rovnováhe.

Ak je rovnováha narušená, hviezda začne pulzovať (menia sa jej rozmery, svietivosť a teplota). Hviezda sa stáva premennou hviezdou.

premenná hviezda je hviezda, ktorej jas (zdanlivý jas na oblohe) sa v priebehu času mení. Príčinou premenlivosti môžu byť fyzikálne procesy vo vnútri hviezdy. Takéto hviezdy sa nazývajú fyzikálne premenné(napríklad δ Cephei. Jemu podobné premenné hviezdy sa začali nazývať Cefeidy).

stretnúť a premenné zatmenia hviezd, ktorých premenlivosť je spôsobená vzájomnými zákrytmi ich zložiek(napríklad β Perseus - Algol. Jeho variabilitu prvýkrát objavil v roku 1669 taliansky ekonóm a astronóm Geminiano Montanari).

Zákrytové premenné hviezdy sú vždy dvojitý, tie. pozostáva z dvoch blízko seba umiestnených hviezd. Premenné hviezdy na hviezdnych mapách sú označené zakrúžkovaným kruhom:

Hviezdy nie sú vždy gule. Ak sa hviezda otáča veľmi rýchlo, potom jej tvar nie je sférický. Hviezda sa zmenšuje od pólov a stáva sa ako mandarínka alebo tekvica (napríklad Vega, Regulus). Ak je hviezda dvojitá, potom vzájomná príťažlivosť týchto hviezd k sebe ovplyvňuje aj ich tvar. Stávajú sa vajcovitého alebo melónového tvaru (napríklad zložky dvojhviezdy β Lyra alebo Spica):

Hviezdy sú hlavnými obyvateľmi našej Galaxie (naša Galaxia sa píše s veľkým písmenom). Obsahuje asi 200 miliárd hviezd. S pomocou aj tých najväčších ďalekohľadov je možné vidieť len pol percenta z celkového počtu hviezd v Galaxii. Viac ako 95 % všetkej hmoty pozorovanej v prírode je sústredených vo hviezdach. Zvyšných 5 % tvorí medzihviezdny plyn, prach a všetky nesvietiace telesá.

Okrem Slnka sú všetky hviezdy od nás tak vzdialené, že aj v tých najväčších ďalekohľadoch ich možno pozorovať v podobe svietiacich bodov rôznych farieb a lesku. Najbližšie k Slnku je systém α Centauri, ktorý pozostáva z troch hviezd. Jedna z nich – červený trpaslík nazývaný Proxima – je najbližšou hviezdou. Je vzdialená 4,2 svetelných rokov. Síriusovi - 8.6. rokov, do Altairu - 17. sv. rokov. Do Vega - 26. sv. rokov. K severnej hviezde - 830 St. rokov. Do Deneb - 1 500 sv. rokov. Prvýkrát bola vzdialenosť k inej hviezde (bola to Vega) v roku 1837 schopná určiť V.Ya. Struve.

Prvou hviezdou, ktorej sa podarilo získať obraz disku (a dokonca aj niektorých škvŕn na ňom), je Betelgeuse (α Orion). Ale je to preto, že Betelgeuze je 500-800 krát väčšia ako priemer Slnka (hviezda pulzuje). Získal sa aj obraz disku Altaira (α Eagle), ale je to preto, že Altair je jednou z najbližších hviezd.

Farba hviezd závisí od teploty ich vonkajších vrstiev. Teplotný rozsah - od 2000 do 60000 °C. Najchladnejšie hviezdy sú červené a najhorúcejšie modré. Podľa farby hviezdy môžete posúdiť, aké horúce sú jej vonkajšie vrstvy.

Príklady červených hviezd: Antares (α Scorpio) a Betelgeuse (α Orion).

Príklady oranžových hviezd: Aldebaran (α Taurus), Arcturus (α Bootes) a Pollux (β Gemini).

Príklady žltých hviezd: Slnko, Capella (α Aurigae) a Toliman (α Centauri).

Príklady žltobielych hviezd sú Procyon (α Minor Canis) a Canopus (α Carinae).

Príklady bielych hviezd sú Sirius (α Canis Major), Vega (α Lyrae), Altair (α Eagle) a Deneb (α Cygnus).

Príklady modrastých hviezd: Regulus (α Leo) a Spica (α Virgo).

Vzhľadom na to, že z hviezd prichádza veľmi málo svetla, ľudské oko dokáže rozlíšiť farebné odtiene len v najjasnejšom z nich. Cez ďalekohľad a ešte viac cez ďalekohľad (zachytia viac svetla ako oko) sa farba hviezd stáva výraznejšou.

Teplota stúpa s hĺbkou. Dokonca aj najchladnejšie hviezdy v strede dosahujú milióny stupňov. Slnko má v strede asi 15 000 000 °C (používajú aj Kelvinovu stupnicu - stupnicu absolútnych teplôt, ale pokiaľ ide o veľmi vysoké teploty, rozdiel 273º medzi Kelvinovou a Celziovou stupnicou možno zanedbať).

Čím to je, že hviezdny interiér tak zahrieva? Ukazuje sa, že existujú termonukleárne procesy, čo vedie k uvoľneniu obrovského množstva energie. V gréčtine „termoska“ znamená teplý. Hlavným chemickým prvkom, z ktorého sú hviezdy vyrobené, je vodík. Je to on, kto je palivom pre termonukleárne procesy. Pri týchto procesoch sa jadrá atómov vodíka premieňajú na jadrá atómov hélia, čo je sprevádzané uvoľňovaním energie. Počet jadier vodíka vo hviezde klesá, zatiaľ čo počet jadier hélia stúpa. Postupom času sa vo hviezde syntetizujú ďalšie chemické prvky. Všetky chemické prvky, ktoré tvoria molekuly rôznych látok, sa kedysi zrodili v hlbinách hviezd."Hviezdy sú minulosťou človeka a človek je budúcnosťou hviezdy," - to sa niekedy obrazne hovorí.

Proces, pri ktorom hviezda vyžaruje energiu vo forme elektromagnetických vĺn a častíc, sa nazýva žiarenia. Hviezdy vyžarujú energiu nielen vo forme svetla a tepla, ale aj iných druhov žiarenia – gama, röntgenové, ultrafialové, rádiové žiarenie. Hviezdy navyše vyžarujú prúdy neutrálnych a nabitých častíc. Tieto prúdy tvoria hviezdny vietor. Hviezdny vietor je proces odlivu hmoty z hviezd do vesmíru. V dôsledku toho hmotnosť hviezd neustále a postupne klesá. Je to hviezdny vietor zo Slnka (slnečný vietor), ktorý vedie k objaveniu sa polárnych žiaroviek na Zemi a iných planétach. Je to slnečný vietor, ktorý odkláňa chvosty komét od Slnka.

Hviezdy, samozrejme, nevznikajú z prázdnoty (priestor medzi hviezdami nie je absolútne vákuum). Materiál je plyn a prach. Sú nerovnomerne rozmiestnené v priestore, tvoria beztvaré oblaky veľmi nízkej hustoty a obrovského rozsahu – od jedného alebo dvoch až po desiatky svetelných rokov. Takýmto oblakom sa hovorí difúzne plynové a prachové hmloviny. Teplota v nich je veľmi nízka – okolo -250 °C. Ale nie každá plynno-prachová hmlovina produkuje hviezdy. Niektoré hmloviny môžu existovať dlho bez hviezd. Aké podmienky sú potrebné na spustenie procesu zrodu hviezd? Prvým je hmotnosť oblaku. Ak nie je dostatok hmoty, potom sa hviezda samozrejme neobjaví. Po druhé, kompaktnosť. V príliš roztiahnutom a voľnom oblaku nemôžu začať procesy jeho kompresie. No a do tretice potrebujeme semienko - t.j. zhluk prachu a plynu, ktorý sa neskôr stane zárodkom hviezdy – protohviezdy. protostar je hviezda v záverečnej fáze svojho vzniku. Ak sú tieto podmienky splnené, potom začne gravitačné stláčanie a zahrievanie oblaku. Tento proces končí tvorba hviezd- vznik nových hviezd. Tento proces trvá milióny rokov. Astronómovia našli hmloviny, v ktorých je proces vzniku hviezd v plnom prúde – niektoré hviezdy sa už rozsvietili, niektoré sú vo forme embryí – protohviezd a hmlovina je stále zachovaná. Príkladom je Veľká hmlovina Orion.

Hlavné fyzikálne vlastnosti hviezdy sú svietivosť, hmotnosť a polomer.(alebo priemer), ktoré sú určené z pozorovaní. Pri ich poznaní, ako aj o chemickom zložení hviezdy (ktoré je určené jej spektrom), je možné vypočítať model hviezdy, t.j. fyzikálne podmienky v jej hĺbke, skúmať procesy, ktoré v nej prebiehajú.Pozrime sa podrobnejšie na hlavné charakteristiky hviezd.

Hmotnosť. Hmotnosť sa dá priamo odhadnúť iba gravitačným účinkom hviezdy na okolité telesá. Hmotnosť Slnka bola napríklad určená zo známych období revolúcie planét okolo neho. Iné hviezdy priamo nepozorujú planéty. Spoľahlivé meranie hmotnosti je možné len pre dvojhviezdy (v tomto prípade sa používa Keplerov zákon zovšeobecnený Newtonom III, no a potom je chyba 20-60%). Približne polovica všetkých hviezd v našej galaxii sú binárne. Hmotnosti hviezd sa pohybujú od ≈0,08 do ≈100 hmotností Slnka.Hviezdy s hmotnosťou menšou ako 0,08 hmotnosti Slnka neexistujú, jednoducho sa nestávajú hviezdami, ale zostávajú tmavými telesami.Hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 100 hmotností Slnka sú extrémne zriedkavé. Väčšina hviezd má hmotnosť nižšiu ako 5 hmotností Slnka. Osud hviezdy závisí od hmotnosti, t.j. scenár, podľa ktorého sa hviezda vyvíja, vyvíja. Malí studení červení trpaslíci využívajú vodík veľmi hospodárne, a preto ich život trvá stovky miliárd rokov. Životnosť Slnka - žltého trpaslíka - je asi 10 miliárd rokov (Slnko už prežilo asi polovicu svojho života). Masívni supergianti rýchlo spotrebúvajú vodík a vymierajú do niekoľkých miliónov rokov po svojom narodení. Čím je hviezda hmotnejšia, tým je jej životná dráha kratšia.

Vek vesmíru sa odhaduje na 13,7 miliardy rokov. Preto hviezdy staršie ako 13,7 miliardy rokov ešte neexistujú.

• Hviezdy s hmotnosťou 0,08 hmotnosti Slnka sú hnedí trpaslíci; ich osudom je neustále sťahovanie a ochladzovanie so zastavením všetkých termonukleárnych reakcií a premenou na temné telesá podobné planétam.

• Hviezdy s hmotnosťou 0,08-0,5 hmoty Slnka (vždy ide o červených trpaslíkov) sa po spotrebovaní vodíka začnú pomaly zmenšovať, pričom sa zahrievajú a stávajú sa z nich biely trpaslík.
  

• Hviezdy s hmotnosťou 0,5-8 masy Slnka sa na konci života premenia najskôr na červených obrov a potom na bielych trpaslíkov. V tomto prípade sú vonkajšie vrstvy hviezdy rozptýlené vo vesmíre vo forme planetárna hmlovina. Planetárna hmlovina má často tvar gule alebo prstenca.
  

• Hviezdy s hmotnosťou 8-10 slnečné masy môžu na konci svojho života explodovať alebo môžu potichu starnúť, pričom sa najprv premenia na červených supergiantov a potom na červených trpaslíkov.

• Hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 10 hmotnosti Slnka na konci svojej životnej dráhy sa najskôr stanú červenými supergiantmi, potom explodujú ako supernovy (supernova nie je nová, ale stará hviezda) a potom sa premenia na neutrónové hviezdy alebo sa stanú čiernymi dierami.
  

Čierne diery- nie sú to diery vo vesmíre, ale objekty (pozostatky masívnych hviezd) s veľmi veľkou hmotnosťou a hustotou. Čierne diery nemajú žiadne nadprirodzené ani magické sily, nie sú to „monštrá vesmíru“. Len majú také silné gravitačné pole, že ich nemôže opustiť žiadne žiarenie (ani viditeľné - svetelné, ani neviditeľné). Preto čierne diery nie sú viditeľné. Dajú sa však odhaliť podľa účinku na okolité hviezdy, hmloviny. Čierne diery sú vo vesmíre úplne bežným javom a nemali by ste sa ich báť. V strede našej galaxie môže byť supermasívna čierna diera.

Polomer (alebo priemer). Veľkosti hviezd sa značne líšia - od niekoľkých kilometrov (neutrónové hviezdy) až po 2000 priemerov Slnka (supergianti). Spravidla platí, že čím je hviezda menšia, tým je jej priemerná hustota vyššia. V neutrónových hviezdach dosahuje hustota 10 13 g / cm 3! Náprstok takejto látky by na Zemi vážil 10 miliónov ton. Ale u supergiantov je hustota menšia ako hustota vzduchu blízko povrchu Zeme.

Priemery niektorých hviezd v porovnaní so Slnkom:

Sirius a Altair sú 1,7-krát väčšie,

Vega je 2,5-krát väčšia,

Regulus 3,5 krát viac

Arcturus je 26-krát väčší

Polar je 30-krát väčší,

Rigel je 70-krát väčší,

Deneb je 200-krát viac

Antares je 800-krát väčší

YV Canis Major je 2000-krát väčší (najväčšia známa hviezda).

Svietivosť je celková energia vyžarovaná objektom (v tomto prípade hviezdami) za jednotku času. Svietivosť hviezd sa zvyčajne porovnáva so svietivosťou Slnka (svietivosť hviezd sa vyjadruje svietivosťou Slnka). Napríklad Sírius vyžaruje 22-krát viac energie ako Slnko (svietivosť Síria je 22 Sĺnk). Svietivosť Vega je 50 Sĺnk a svietivosť Deneba je 54 000 Sĺnk (Deneb je jedna z najmocnejších hviezd).

Zdanlivý jas (správnejšie, lesk) hviezdy na zemskej oblohe závisí od:

- vzdialenosť k hviezde. Ak sa k nám hviezda priblíži, jej zdanlivá jasnosť sa bude postupne zvyšovať. Naopak, ako sa hviezda od nás vzďaľuje, jej zdanlivá jasnosť sa bude postupne znižovať. Ak vezmeme dve rovnaké hviezdy, potom sa tá, ktorá je nám najbližšie, bude zdať jasnejšia.

- na teplote vonkajších vrstiev.Čím je hviezda teplejšia, tým viac svetelnej energie vyšle do vesmíru a tým bude jasnejšia. Ak sa hviezda ochladí, jej zdanlivá jasnosť na oblohe sa zníži. Dve hviezdy rovnakej veľkosti a v rovnakej vzdialenosti od nás sa budú javiť rovnako v zdanlivej jasnosti za predpokladu, že vyžarujú rovnaké množstvo svetelnej energie, t.j. majú rovnakú teplotu ako vonkajšie vrstvy. Ak je jedna z hviezd chladnejšia ako druhá, bude sa zdať menej jasná.

- veľkosť (priemer). Ak vezmeme dve hviezdy s rovnakou teplotou vonkajších vrstiev (rovnakej farby) a umiestnime ich do rovnakej vzdialenosti od nás, potom väčšia hviezda bude vyžarovať viac svetelnej energie, čo znamená, že bude na oblohe jasnejšia.

- z absorpcie svetla oblakmi kozmického prachu a plynu, ktoré sú v dráhe zorného poľa.Čím je vrstva kozmického prachu hrubšia, tým viac svetla z hviezdy pohltí a tým sa hviezda javí tlmenejšie. Ak vezmeme dve identické hviezdy a pred jednu z nich umiestnime plynovo-prachovú hmlovinu, potom sa práve táto hviezda bude javiť ako menej jasná.

- z výšky hviezdy nad obzorom. V blízkosti horizontu je vždy hustý opar, ktorý pohlcuje časť svetla z hviezd. V blízkosti horizontu (krátko po východe slnka alebo krátko pred západom slnka) sa hviezdy vždy javia slabšie, ako keď sú nad hlavou.

Je veľmi dôležité nezamieňať pojmy „zjaviť sa“ a „byť“. hviezda máj byť sám o sebe veľmi svetlý, ale zdať slabá z rôznych dôvodov: kvôli veľkej vzdialenosti od nej, kvôli jej malej veľkosti, kvôli absorpcii jej svetla kozmickým prachom alebo prachom v zemskej atmosfére. Preto, keď hovoria o jase hviezdy na pozemskej oblohe, používajú frázu „zdanlivý jas“ alebo „brilancia“.

Ako už bolo spomenuté, existujú dvojhviezdy. Existujú však aj trojité (napríklad α Centauri) a štvornásobné (napríklad ε Lyra) a päť a šesť (napríklad Castor) atď. Jednotlivé hviezdy v hviezdnom systéme sa nazývajú komponentov. Hviezdy s viac ako dvoma zložkami sa nazývajú násobky hviezdy. Všetky zložky viacnásobnej hviezdy sú spojené vzájomnými gravitačnými silami (tvoria sústavu hviezd) a pohybujú sa po zložitých trajektóriách.

Ak existuje veľa komponentov, potom to už nie je viacnásobná hviezda, ale hviezdokopa. Rozlišovať loptu a rozptýlené hviezdokopy. Guľové hviezdokopy obsahujú veľa starých hviezd a sú staršie ako otvorené hviezdokopy, ktoré obsahujú veľa mladých hviezd. Guľové hviezdokopy sú pomerne stabilné, pretože hviezdy v nich sú v malých vzdialenostiach od seba a sily vzájomnej príťažlivosti medzi nimi sú oveľa väčšie ako medzi hviezdami otvorených hviezdokôp. Otvorené zhluky sa časom rozptýlia ešte viac.

Otvorené hviezdokopy, ako je správne, sa nachádzajú v pásme Mliečnej dráhy alebo v jej blízkosti. Naopak, guľové hviezdokopy sa nachádzajú na hviezdnej oblohe ďaleko od Mliečnej dráhy.

Niektoré hviezdokopy je možné vidieť na oblohe aj voľným okom. Napríklad otvorené hviezdokopy Hyády a Plejády (M 45) v Býkovi, otvorené hviezdokopy Manger (M 44) v Raku, guľová hviezdokopa M 13 v Herkulovi. Pomerne veľa z nich sa dá vidieť ďalekohľadom.

Pomocou ďalekohľadu môžete pozorovať 2 miliardy hviezd až do 21 magnitúd. Existuje Harvardská spektrálna klasifikácia hviezd. V ňom sú spektrálne typy usporiadané v poradí podľa klesajúcej hviezdnej teploty. Triedy sú označené písmenami latinskej abecedy. Je ich sedem: O - B - A - P - O - K - M.

Dobrým indikátorom teploty vonkajších vrstiev hviezdy je jej farba. Horúce hviezdy spektrálnych typov O a B sú modré; hviezdy podobné nášmu Slnku (ktorého spektrálny typ je 02) sa javia ako žlté, zatiaľ čo hviezdy spektrálnych tried K a M sú červené.

Jas a farba hviezd

Všetky hviezdy majú farbu. Existujú modré, biele, žlté, žltkasté, oranžové a červené hviezdy. Napríklad Betelgeuse je červená hviezda, Castor je biely, Capella je žltý. Podľa jasnosti sa delia na hviezdy 1., 2., ... n-tej magnitúdy (n max = 25). Pojem "veľkosť" nemá nič spoločné so skutočnými rozmermi. Veľkosť charakterizuje svetelný tok prichádzajúci na Zem z hviezdy. Hviezdne magnitúdy môžu byť zlomkové aj záporné. Stupnica magnitúdy je založená na vnímaní svetla okom. Rozdelenie hviezd na hviezdne magnitúdy podľa zdanlivej jasnosti uskutočnil starogrécky astronóm Hipparchos (180 - 110 pred Kr.). Hipparchos pripisoval prvú magnitúdu najjasnejším hviezdam; ďalšie v stupňovaní jasnosti (t. j. asi 2,5-krát slabšie) považoval za hviezdy druhej magnitúdy; hviezdy slabšie ako hviezdy druhej magnitúdy 2,5-krát sa nazývali hviezdy tretej magnitúdy atď.; hviezdam na hranici viditeľnosti voľným okom bola priradená šiesta magnitúda.

Pri takomto odstupňovaní jasnosti hviezd sa ukázalo, že hviezdy šiestej magnitúdy sú slabšie ako hviezdy prvej magnitúdy 2,55-krát. Preto v roku 1856 anglický astronóm N. K. Pogsoy (1829-1891) navrhol považovať za hviezdy šiestej veľkosti tie, ktoré sú presne 100-krát slabšie ako hviezdy prvej veľkosti. Všetky hviezdy sa nachádzajú v rôznych vzdialenostiach od Zeme. Bolo by jednoduchšie porovnávať veľkosti, ak by boli vzdialenosti rovnaké.

Veľkosť, ktorú by mala hviezda vo vzdialenosti 10 parsekov, sa nazýva absolútna magnitúda. Je uvedená absolútna hviezdna veľkosť - M a zdanlivá hviezdna veľkosť - m.

Chemické zloženie vonkajších vrstiev hviezd, z ktorých pochádza ich žiarenie, sa vyznačuje úplnou prevahou vodíka. Na druhom mieste je hélium a obsah ostatných prvkov je dosť malý.

Teplota a hmotnosť hviezd

Poznanie spektrálneho typu alebo farby hviezdy okamžite udáva teplotu jej povrchu. Keďže hviezdy vyžarujú približne ako absolútne čierne telesá zodpovedajúcej teploty, výkon vyžiarený jednotkou ich povrchu za jednotku času je určený zo Stefanovho-Boltzmannovho zákona.

Rozdelenie hviezd na základe porovnania svietivosti hviezd s ich teplotou a farbou a absolútnou magnitúdou (Hertzsprung-Russellov diagram):

1. hlavná sekvencia (v jej strede je Slnko - žltý trpaslík)
2. supergianty (veľké rozmery a vysoká svietivosť: Antares, Betelgeuse)
3. sekvencia červeného obra
4. trpaslíci (bieli - Sirius)
5. subtrpaslíkov
6. bielo-modrá sekvencia

Toto rozdelenie je tiež založené na veku hviezdy.

Rozlišujú sa tieto hviezdy:

1. obyčajné (Slnko);
2. dvojité (Mizar, Albkor) sa delia na:

• a) vizuálne dvojité, ak sa pri pozorovaní ďalekohľadom všimne ich dualita;
• b) násobky - ide o sústavu hviezd s číslom väčším ako 2, ale menším ako 10;
• c) optické dvojité - sú to hviezdy, ktorých blízkosť je výsledkom náhodnej projekcie na oblohu a vo vesmíre sú ďaleko;
• d) fyzické dvojhviezdy sú hviezdy, ktoré tvoria jeden systém a obiehajú pôsobením síl vzájomnej príťažlivosti okolo spoločného ťažiska;
• e) spektroskopické dvojhviezdy sú hviezdy, ktoré sa pri vzájomnom otáčaní približujú k sebe a zo spektra možno určiť ich dualitu;
• e) zákrytová dvojhviezda - sú to hviezdy, ktoré sa pri vzájomnom otáčaní navzájom blokujú;

premenné (b Cephei). Cefeidy sú premenné v jasnosti hviezdy. Amplitúda zmeny jasu nie je väčšia ako 1,5 magnitúdy. Sú to pulzujúce hviezdy, to znamená, že sa periodicky rozširujú a zmršťujú. Stlačenie vonkajších vrstiev spôsobuje ich zahrievanie;

nestacionárne.

nové hviezdy- to sú hviezdy, ktoré existovali dlho, ale zrazu vzplanuli. Ich jasnosť vzrástla v krátkom čase 10 000-krát (amplitúda zmeny jasu zo 7 na 14 magnitúd).

supernovy- sú to hviezdy, ktoré boli na oblohe neviditeľné, ale zrazu zablikali a jas sa zvýšil 1000-krát v porovnaní s bežnými novými hviezdami.

Pulsar- neutrónová hviezda, ktorá vzniká pri výbuchu supernovy.

Údaje o celkovom počte pulzarov a ich životnosti naznačujú, že v priemere sa za storočie zrodia 2-3 pulzary, čo sa približne zhoduje s frekvenciou výbuchov supernov v Galaxii.

Evolúcia hviezd

Ako všetky telá v prírode, ani hviezdy nezostávajú nezmenené, rodia sa, vyvíjajú sa a nakoniec zomierajú. Astronómovia si kedysi mysleli, že trvá milióny rokov, kým sa hviezda sformuje z medzihviezdneho plynu a prachu. Ale v posledných rokoch boli urobené fotografie oblasti oblohy, ktorá je súčasťou Veľkej hmloviny Orion, kde sa v priebehu niekoľkých rokov objavil malý zhluk hviezd. Na fotografiách z roku 1947 bola na tomto mieste zaznamenaná skupina troch objektov podobných hviezdam. Do roku 1954 sa niektoré z nich stali podlhovastými a do roku 1959 sa tieto podlhovasté útvary rozpadli na jednotlivé hviezdy. Prvýkrát v histórii ľudstva ľudia pozorovali zrod hviezd doslova pred našimi očami.

Na mnohých miestach oblohy existujú podmienky potrebné na vznik hviezd. Pri štúdiu fotografií zahmlených oblastí Mliečnej dráhy bolo možné nájsť malé čierne škvrny nepravidelného tvaru alebo guľôčky, čo sú masívne nahromadenia prachu a plynu. Tieto oblaky plynu a prachu obsahujú prachové častice, ktoré veľmi silne absorbujú svetlo prichádzajúce z hviezd za nimi. Veľkosť guľôčok je obrovská - až niekoľko svetelných rokov v priemere. Napriek tomu, že hmota v týchto hviezdokopách je veľmi riedka, ich celkový objem je taký veľký, že stačí na vytvorenie malých zhlukov hviezd v blízkosti Slnka.

V čiernej globule sa vplyvom tlaku žiarenia vyžarovaného okolitými hviezdami hmota stlačí a zhutní. Takáto kompresia prebieha určitý čas v závislosti od zdrojov žiarenia obklopujúcich guľôčku a od intenzity žiarenia. Gravitačné sily vznikajúce z koncentrácie hmoty v strede globule majú tiež tendenciu globulu stláčať, čo spôsobuje, že hmota klesá do jej stredu. Padajúce častice hmoty získavajú kinetickú energiu a zahrievajú plyn a oblak.

Pád hmoty môže trvať stovky rokov. Spočiatku sa to deje pomaly, bez zhonu, pretože gravitačné sily, ktoré priťahujú častice do stredu, sú stále veľmi slabé. Po určitom čase, keď sa globula zmenší a gravitačné pole sa zvýši, pád začne prebiehať rýchlejšie. Ale globula je obrovská, s priemerom nie menším ako svetelný rok. To znamená, že vzdialenosť od jeho vonkajšej hranice k stredu môže presiahnuť 10 biliónov kilometrov. Ak častica z okraja globule začne padať smerom k stredu rýchlosťou o niečo menšou ako 2 km/s, potom sa do stredu dostane až po 200 000 rokoch.

Životnosť hviezdy závisí od jej hmotnosti. Hviezdy s hmotnosťou menšou ako Slnko využívajú svoje jadrové palivo veľmi šetrne a môžu svietiť desiatky miliárd rokov. Vonkajšie vrstvy hviezd, ako je naše Slnko, s hmotnosťou nie väčšou ako 1,2 hmotnosti Slnka, sa postupne rozširujú a nakoniec úplne opustia jadro hviezdy. Namiesto obra zostáva malý a horúci biely trpaslík.

Nikdy si nemyslíme, že možno existuje nejaký iný život okrem našej planéty, okrem našej slnečnej sústavy. Možno existuje život na niektorých planétach, ktoré sa točia okolo modrej, bielej alebo červenej, alebo možno žltej hviezdy. Možno existuje ďalšia taká planéta Zem, na ktorej žijú tí istí ľudia, ale stále o nej nič nevieme. Naše satelity a teleskopy objavili množstvo planét, na ktorých môže byť život, no tieto planéty sú vzdialené desaťtisíce a dokonca milióny svetelných rokov.

Modrí opozdilci - modré hviezdy

Hviezdy nachádzajúce sa v hviezdokopách guľového typu, ktorých teplota je vyššia ako teplota obyčajných hviezd a spektrum sa vyznačuje výrazným posunom do modrej oblasti ako v hviezdokope s podobnou svietivosťou, sa nazývajú modré stragglery. Táto vlastnosť im umožňuje vyniknúť v porovnaní s inými hviezdami v tejto hviezdokope na Hertzsprung-Russellovom diagrame. Existencia takýchto hviezd vyvracia všetky teórie o vývoji hviezd, ktorých podstatou je, že pre hviezdy, ktoré vznikli v rovnakom časovom období, sa predpokladá, že budú umiestnené v presne definovanej oblasti Hertzsprung-Russellovho diagramu. V tomto prípade je jediným faktorom, ktorý ovplyvňuje presné umiestnenie hviezdy, jej počiatočná hmotnosť. Častý výskyt modrých opozdilcov mimo vyššie uvedenej krivky môže byť potvrdením existencie niečoho ako anomálny hviezdny vývoj.

Odborníci, ktorí sa snažia vysvetliť podstatu ich výskytu, predložili niekoľko teórií. Najpravdepodobnejšia z nich naznačuje, že tieto modré hviezdy boli v minulosti dvojhviezdy, potom začal alebo v súčasnosti prebieha proces splývania. Výsledkom splynutia dvoch hviezd je vznik novej hviezdy, ktorá má oveľa väčšiu hmotnosť, jasnosť a teplotu ako hviezdy rovnakého veku.

Ak by sa správnosť tejto teórie nejakým spôsobom dokázala, teória hviezdneho vývoja by bola bez problémov v podobe modrých potuliek. Výsledná hviezda by obsahovala viac vodíka, ktorý by sa správal podobne ako mladá hviezda. Na podporu tejto teórie existujú fakty. Pozorovania ukázali, že bludné hviezdy sa najčastejšie nachádzajú v centrálnych oblastiach guľových hviezdokôp. V dôsledku prevládajúceho počtu hviezd s jednotkovým objemom sa stávajú pravdepodobnejšie blízke prechody alebo kolízie.

Na overenie tejto hypotézy je potrebné študovať pulzáciu modrých tulákov, od r medzi asteroseizmologickými vlastnosťami zlúčených hviezd a normálne pulzujúcich premenných môžu existovať určité rozdiely. Treba poznamenať, že je dosť ťažké merať pulzácie. Negatívne na tento proces vplýva aj preľudnenosť hviezdnej oblohy, malé kolísanie pulzácií modrých potuliek, ako aj vzácnosť ich premenných.

Jeden príklad zlúčenia bolo možné pozorovať v auguste 2008, kedy takýto incident postihol objekt V1309, ktorého jasnosť po detekcii niekoľko desiatok tisíckrát vzrástla a po niekoľkých mesiacoch sa vrátila na pôvodnú hodnotu. V dôsledku 6-ročných pozorovaní vedci dospeli k záveru, že tento objekt sú dve hviezdy, ktorých doba obehu okolo seba je 1,4 dňa. Tieto skutočnosti priviedli vedcov k myšlienke, že v auguste 2008 došlo k procesu zlúčenia týchto dvoch hviezd.

Modré opozdilce sa vyznačujú vysokým krútiacim momentom. Napríklad rýchlosť rotácie hviezdy, ktorá sa nachádza v strede zhluku 47 Tucanae, je 75-násobkom rýchlosti rotácie Slnka. Podľa hypotézy je ich hmotnosť 2-3 krát väčšia ako hmotnosť iných hviezd, ktoré sa nachádzajú v zhluku. S pomocou výskumu sa tiež zistilo, že ak sú modré hviezdy blízko akýchkoľvek iných hviezd, potom tieto budú mať nižšie percento kyslíka a uhlíka ako ich susedia. Pravdepodobne hviezdy sťahujú tieto látky z iných hviezd pohybujúcich sa na ich obežnej dráhe, v dôsledku čoho sa zvyšuje ich jas a teplota. „Okradnuté“ hviezdy odhaľujú miesta, kde prebiehal proces premeny pôvodného uhlíka na iné prvky.

Názvy modrých hviezd - príklady

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

Biele hviezdy - biele hviezdy

Friedrich Bessel, ktorý viedol observatórium Koenigsberg, urobil v roku 1844 zaujímavý objav. Vedec si všimol najmenšiu odchýlku najjasnejšej hviezdy na oblohe – Siriusa, od jej trajektórie na oblohe. Astronóm navrhol, že Sirius mal satelit, a tiež vypočítal približnú dobu rotácie hviezd okolo ich ťažiska, čo bolo asi päťdesiat rokov. Bessel nenašiel náležitú podporu u iných vedcov, pretože. nikto nemohol detekovať satelit, hoci z hľadiska jeho hmotnosti by mal byť porovnateľný so Siriusom.

A len o 18 rokov neskôr Alvan Graham Clark, ktorý testoval najlepší ďalekohľad tých čias, objavil v blízkosti Siriusa slabú bielu hviezdu, z ktorej sa ukázalo, že je to jeho satelit s názvom Sirius B.

Povrch tejto bielej hviezdy sa zahreje na 25 tisíc Kelvinov a jej polomer je malý. Vzhľadom na to vedci dospeli k záveru, že satelit má vysokú hustotu (na úrovni 106 g/cm 3 , pričom hustota samotného Síria je približne 0,25 g/cm 3 a hustota Slnka je 1,4 g/cm 3 ). Po 55 rokoch (v roku 1917) bol objavený ďalší biely trpaslík, pomenovaný po vedcovi, ktorý ho objavil – van Maanenova hviezda, ktorá sa nachádza v súhvezdí Rýb.

Názvy bielych hviezd - príklady

Vega v súhvezdí Lýra, Altair v súhvezdí Orla, (viditeľné v lete a na jeseň), Sírius, Castor.

žlté hviezdy - žlté hviezdy

Žltí trpaslíci sa nazývajú malé hviezdy hlavnej postupnosti, ktorých hmotnosť je v rámci hmotnosti Slnka (0,8-1,4). Podľa názvu majú takéto hviezdy žltú žiaru, ktorá sa uvoľňuje počas termonukleárneho procesu fúzie z vodíka hélia.

Povrch takýchto hviezd sa zahrieva na teplotu 5-6 tisíc Kelvinov a ich spektrálne typy sú medzi G0V a G9V. Žltý trpaslík žije asi 10 miliárd rokov. Spaľovanie vodíka vo hviezde spôsobí, že sa znásobí a stane sa červeným obrom. Jedným z príkladov červeného obra je Aldebaran. Takéto hviezdy môžu vytvárať planetárne hmloviny tým, že odlupujú svoje vonkajšie vrstvy plynu. V tomto prípade sa jadro premení na bieleho trpaslíka, ktorý má vysokú hustotu.

Ak vezmeme do úvahy Hertzsprungov-Russellov diagram, potom sú na ňom žlté hviezdy v centrálnej časti hlavnej postupnosti. Keďže Slnko možno nazvať typickým žltým trpaslíkom, jeho model je celkom vhodný na zváženie všeobecného modelu žltých trpaslíkov. Na oblohe sú však ďalšie charakteristické žlté hviezdy, ktorých mená sú Alkhita, Dabikh, Toliman, Hara atď. Tieto hviezdy nie sú veľmi jasné. Napríklad ten istý Toliman, ktorý, ak neberiete do úvahy Proximu Centauri, je najbližšie k Slnku, má magnitúdu 0, no zároveň je jeho jasnosť najvyššia spomedzi všetkých žltých trpaslíkov. Táto hviezda sa nachádza v súhvezdí Kentaurus, je tiež prepojením v zložitom systéme, ktorý zahŕňa 6 hviezd. Spektrálna trieda Tolimana je G. Ale Dabih, ktorý sa nachádza 350 svetelných rokov od nás, patrí do spektrálnej triedy F. Jeho vysoká jasnosť je však spôsobená prítomnosťou blízkej hviezdy patriacej do spektrálnej triedy - A0.

Okrem Tolimana má HD82943 spektrálny typ G, ktorý sa nachádza na hlavnej sekvencii. Táto hviezda má vďaka svojmu chemickému zloženiu a teplote podobnej Slnku aj dve veľké planéty. Tvar obežných dráh týchto planét má však ďaleko od kruhového tvaru, takže k ich priblíženiu k HD82943 dochádza pomerne často. V súčasnosti sa astronómom podarilo dokázať, že táto hviezda mala kedysi oveľa väčší počet planét, no postupom času ich všetky pohltila.

Názvy žltých hviezd - príklady

Toliman, hviezda HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Červené hviezdy - červené hviezdy

Ak ste aspoň raz v živote videli červené hviezdy na oblohe v šošovke vášho ďalekohľadu, ktoré horeli na čiernom pozadí, potom vám spomienka na tento moment pomôže jasnejšie predstaviť si, čo bude napísané v tomto článku. Ak ste takéto hviezdy ešte nevideli, nabudúce ich určite skúste nájsť.

Ak sa zaviažete zostaviť zoznam najjasnejších červených hviezd na oblohe, ktoré sa dajú ľahko nájsť aj amatérskym ďalekohľadom, môžete zistiť, že sú všetky uhlíkové. Prvé červené hviezdy boli objavené v roku 1868. Teplota takýchto červených obrov je nízka, navyše ich vonkajšie vrstvy sú vyplnené obrovským množstvom uhlíka. Ak predtým podobné hviezdy tvorili dve spektrálne triedy – R a N, teraz ich vedci identifikovali v jednej všeobecnej triede – C. Každá spektrálna trieda má podtriedy – od 9 do 0. Trieda C0 zároveň znamená, že hviezda má vysoká teplota, ale menej červená ako hviezdy C9. Je tiež dôležité, že všetky hviezdy s prevahou uhlíka sú vo svojej podstate premenlivé: dlhoperiodické, polopravidelné alebo nepravidelné.

Okrem toho boli do takéhoto zoznamu zahrnuté dve hviezdy, nazývané červené polopravidelné premenné, z ktorých najznámejšia je m Cephei. O jej nezvyčajnú červenú farbu sa začal zaujímať aj William Herschel, ktorý ju nazval „granátové jablko“. Takéto hviezdy sa vyznačujú nepravidelnou zmenou svietivosti, ktorá môže trvať niekoľko desiatok až niekoľko stoviek dní. Takéto premenné hviezdy patria do triedy M (studené hviezdy, ktorých povrchová teplota je od 2400 do 3800 K).

Vzhľadom na to, že všetky hviezdičky v hodnotení sú premenné, je potrebné vniesť do označení určitú jasnosť. Všeobecne sa uznáva, že červené hviezdy majú názov, ktorý pozostáva z dvoch zložiek - písmena latinskej abecedy a názvu premennej konštelácie (napríklad T Hare). Prvá premenná, ktorá bola objavená v tejto konštelácii, má priradené písmeno R atď., až po písmeno Z. Ak je takýchto premenných veľa, poskytuje sa pre ne dvojitá kombinácia latinských písmen - od RR po ZZ. Táto metóda umožňuje „pomenovať“ 334 objektov. Okrem toho môžu byť hviezdy označené aj písmenom V v kombinácii so sériovým číslom (V228 Cygnus). Prvý stĺpec hodnotenia je vyhradený pre označenie premenných.

Nasledujúce dva stĺpce v tabuľke označujú polohu hviezd v období 2000,0. V dôsledku zvýšenej popularity Uranometria 2000.0 medzi nadšencami astronómie sa v poslednom stĺpci hodnotenia zobrazuje číslo vyhľadávacej tabuľky pre každú hviezdu, ktorá je v hodnotení. V tomto prípade prvá číslica predstavuje zobrazenie čísla zväzku a druhá je sériové číslo karty.

Hodnotenie tiež zobrazuje maximálne a minimálne hodnoty jasu hviezdnych magnitúd. Je potrebné pripomenúť, že väčšia sýtosť červenej farby je pozorovaná u hviezd, ktorých jas je minimálny. Pre hviezdy, ktorých perióda premenlivosti je známa, sa zobrazuje ako počet dní, ale objekty, ktoré nemajú správnu periódu, sa zobrazujú ako Irr.

Nájsť uhlíkovú hviezdu si nevyžaduje veľkú zručnosť, stačí, že váš teleskop má dostatočný výkon, aby ju videl. Aj keď je jeho veľkosť malá, jeho výrazná červená farba by mala upútať vašu pozornosť. Preto nebuďte naštvaní, ak ich nemôžete okamžite nájsť. Stačí pomocou atlasu nájsť blízku jasnú hviezdu a potom prejsť od nej k červenej.

Rôzni pozorovatelia vidia uhlíkové hviezdy inak. Niekomu pripomínajú rubíny alebo žeravý uhlík horiaci v diaľke. Iní vidia v takýchto hviezdach karmínové alebo krvavočervené odtiene. Na začiatok je tu zoznam šiestich najžiarivejších červených hviezd v rebríčku a ak ich nájdete, môžete si ich krásu užiť naplno.

Názvy červených hviezd - príklady

Rozdiely v hviezdach podľa farby

Existuje obrovské množstvo hviezd s neopísateľnými farebnými odtieňmi. V dôsledku toho dokonca jedno súhvezdie dostalo názov „Jewel Box“, ktorý je založený na modrých a zafírových hviezdach a v jeho samom strede je jasne žiariaca oranžová hviezda. Ak vezmeme do úvahy Slnko, potom má svetložltú farbu.

Priamym faktorom ovplyvňujúcim rozdielnosť farieb hviezd je ich povrchová teplota. Je to vysvetlené jednoducho. Svetlo je svojou povahou žiarenie vo forme vĺn. Vlnová dĺžka - to je vzdialenosť medzi jej hrebeňmi, je veľmi malá. Aby ste si to predstavili, musíte rozdeliť 1 cm na 100 tisíc rovnakých častí. Niekoľko z týchto častíc bude tvoriť vlnovú dĺžku svetla.

Ak vezmeme do úvahy, že toto číslo je dosť malé, každá, aj tá najnepodstatnejšia zmena v ňom spôsobí zmenu obrazu, ktorý pozorujeme. Náš zrak totiž vníma rôzne vlnové dĺžky svetelných vĺn ako rôzne farby. Napríklad modrá má vlny, ktorých dĺžka je 1,5-krát menšia ako dĺžka červenej.

Takmer každý z nás vie, že teplota môže mať najpriamejší vplyv na farbu telies. Môžete napríklad vziať akýkoľvek kovový predmet a zapáliť ho. Keď sa zahreje, zmení sa na červenú. Ak by sa výrazne zvýšila teplota ohňa, zmenila by sa aj farba objektu – z červenej na oranžovú, z oranžovej na žltú, zo žltej na bielu a napokon z bielej na modrobielu.

Keďže Slnko má povrchovú teplotu v oblasti 5,5 tisíc 0 C, je typickým príkladom žltých hviezd. Ale najhorúcejšie modré hviezdy sa môžu zahriať až na 33 tisíc stupňov.

Farbu a teplotu vedci spojili pomocou fyzikálnych zákonov. Teplota telesa je priamo úmerná jeho žiareniu a nepriamo úmerná vlnovej dĺžke. Modrá má kratšie vlnové dĺžky ako červená. Horúce plyny emitujú fotóny, ktorých energia je priamo úmerná teplote a nepriamo úmerná vlnovej dĺžke. Preto je modro-modrý rozsah žiarenia charakteristický pre najhorúcejšie hviezdy.

Keďže jadrové palivo na hviezdach nie je neobmedzené, má tendenciu sa spotrebovať, čo vedie k ochladzovaniu hviezd. Preto sú hviezdy stredného veku žlté a staré hviezdy vidíme ako červené.

Vďaka tomu, že Slnko je veľmi blízko našej planéty, je možné presne opísať jeho farbu. Ale pre hviezdy, ktoré sú vzdialené milión svetelných rokov, sa táto úloha stáva zložitejšou. Práve na tento účel sa používa zariadenie nazývané spektrograf. Vedci ním prechádzajú svetlo vyžarované hviezdami, v dôsledku čoho je možné spektrálne analyzovať takmer akúkoľvek hviezdu.

Okrem toho pomocou farby hviezdy môžete určiť jej vek, pretože. matematické vzorce umožňujú použitie spektrálnej analýzy na určenie teploty hviezdy, z ktorej je ľahké vypočítať jej vek.

Sledujte video Tajomstvo hviezd online