Фахівці висувають кілька теорій їхнього виникнення. Найімовірніша з низ говорить про те, що такі зірки блакитного кольору дуже давно були подвійними, і у них відбувався процес злиття. Коли 2 зірки об'єднуються, виникає нова зірка з набагато великою яскравістю, масою, температурою.

Блакитні зірки приклади:

• Гамма Вітрильників;
• Ригель;
• Дет Оріона;
• Альфа Жірафа;
• Діта Корми;
• Тау Великого пса.

Зірки білого кольору - білі зірки

Один вчений виявив дуже тьмяну зірку білого кольору, яка була супутником Сіріуса і отримала назву Сіріус В. Поверхня це унікальної зірки розігріта до 25000 Кельвінів, а радіус її маленький.

Білі зірки приклади:

• Альтаїр у сузір'ї Орла;
• Вега у сузір'ї Ліри;
• Кастор;
• Сіріус.

Зірки жовтого кольору – жовті зірки

Такі зірки мають свічення жовтого кольору, які маса перебувати у межах маси Сонця — близько 0,8-1,4. Поверхня таких зірок зазвичай розігріта до температури 4-6 тис. кельвінів. Живе така зірка близько 10 млрд років.

Жовті зірки приклади:

• Зірка HD 82943;
• Толіман;
• Дабіх;
• Хара;
• Альхіта.

Зірки червоного кольору - червоні зірки

Перші червоні зірки відкрили 1868 року. Їхня температура досить низька, а зовнішні шари червоних гігантів заповнені великою кількістю вуглецю. Раніше подібні зірки становили два спектральні класи - N і R, але зараз вчені змогли визначити ще один загальний клас - C.

Всім відомі три агрегатні стани речовини - твердий, рідкий та газоподібний. Що станеться із речовиною при послідовному нагріванні до високих температур у замкнутому обсязі? - Послідовний перехід з одного агрегатного стану до іншого: тверде тіло - рідина - газ(Внаслідок збільшення швидкості руху молекул при зростанні температури). При подальшому нагріванні газу при температурах понад 1200 ºС починається розпад молекул газу на атоми, а при температурах вище 10 000 ºС - частковий або повний розпад атомів газу на елементарні частинки, що їх складають, - електрони і ядра атомів. Плазма - четверте стан речовини, у якому молекули чи атоми речовини частково чи повністю зруйновані під впливом високих температур чи з інших причин. 99,9% речовини Всесвіту перебуває у стані плазми.

Зірки - це клас космічних тіл, що мають масу 10 26 -10 29 кг. Зірка - це розпечене плазмове кулясте космічне тіло, що знаходиться, як правило, в гідродинамічній і термодинамічній рівновазі.

Якщо рівновага порушується, зірка починає пульсувати (змінюються її розміри, світність та температура). Зірка стає змінною зіркою.

Змінна зірка- це зірка, у якої згодом змінюється блиск (яскравість на небі). Причинами змінності можуть бути фізичні процеси у надрах зірки. Такі зірки називають фізичними змінними(наприклад, δ Цефея. Подібні до неї змінні зірки стали називати цефеїдами).

Зустрічаються і затемнено-зміннізірки, причиною змінності яких є взаємні затемнення їх компонентів(наприклад, β Персея - Алголь. Її змінність вперше виявив у 1669 р. італійський економіст та астроном Джемініано Монтанарі).

Затменно-змінні зірки завжди є подвійними, тобто. складаються із двох близько розташованих зірок. Змінні зірки на зіркових картах позначаються обведеним гуртком:

Не завжди зірки – кулі. Якщо зірка дуже швидко обертається, то її форма не куляста. Зірка стискається з полюсів і стає схожою на мандарин чи гарбуз (наприклад, Вега, Регул). Якщо зірка є подвійною, то взаємне тяжіння цих зірок одна до одної також впливає їх форму. Вони стають яйцеподібними або динеподібними (наприклад, компоненти подвійної зірки β Ліри або Спіки):

Зірки – основні жителі нашої Галактики (наша Галактика пишеться з великої літери). У ній налічується близько 200 мільярдів зірок. За допомогою навіть найбільших телескопів вдається розглянути лише піввідсотка загальної кількості зірок Галактики. У зірках зосереджено понад 95 % усієї речовини, що спостерігається в природі. Інші 5% становлять міжзоряний газ, пил і всі несамосвітлюючі тіла.

Крім Сонця, всі зірки знаходяться від нас так далеко, що навіть у найбільші телескопи вони спостерігаються у вигляді крапок, що світяться, різного кольору і блиску. Найближчою до Сонця є система Центавра, що складається з трьох зірок. Одна з них - червоний карлик під назвою Проксима - є найближчою зіркою. До неї 4,2 світлового року. До Сіріуса – 8,6 св. років, до Альтаїра – 17 св. років. До Веги – 26 св. років. До Полярної зірки – 830 св. років. До Денеба – 1 500 св. років. Вперше відстань до іншої зірки (це була Вега) в 1837 зміг визначити В.Я. Струве.

Перша зірка, яка отримала зображення диска (і навіть якихось плям на ньому) - Бетельгейзе (α Оріона). Але це тому, що діаметром Бетельгейзе перевершує Сонце в 500-800 разів (зірка пульсує). Також було отримано зображення диска Альтаїра (α Орла), але це тому, що Альтаїр – одна з найближчих зірок.

Колір зірок залежить від температури зовнішніх шарів.Діапазон температур – від 2 000 до 60 000 °С. Найхолодніші зірки – червоні, а найгарячіші – блакитні. За кольором зірки можна судити, наскільки сильно розжарені зовнішні шари.

Приклади червоних зірок: Антарес ( Скорпіона) і Бетельгейзе ( Оріона).

Приклади помаранчевих зірок: Альдебаран (α Тельця), Арктур ​​(α Волопаса) і Поллукс (β Близнюків).

Приклади жовтих зірок: Сонце, Капелла (α Возничого) та Толіман (α Центавра).

Приклади жовтувато-білих зірок: Проціон (α Малого Пса) та Канопус (α Кіля).

Приклади білих зірок: Сіріус (α Великого Пса), Вега (α Ліри), Альтаїр (α Орла) та Денеб (α Лебедя).

Приклади блакитних зірок: Регул (α Лева) та Спіка (α Діви).

Через те, що від зірок приходить дуже мало світла, людське око здатне розрізняти колірні відтінки лише у найяскравіших із них. У бінокль і тим більше телескоп (вони вловлюють більше світла, ніж очей) колір зірок стає помітнішим.

З глибиною температура наростає. Навіть у найхолодніших зірок у центрі температура сягає мільйонів градусів. У Сонця в центрі близько 15 000 000 °С (використовують також шкалу Кельвіна - шкалу абсолютних температур, але коли йдеться про дуже високі температури, різницею в 273 º між шкалами Кельвіна і Цельсія можна знехтувати).

Що так сильно розігріває зоряні надра? Виявляється, там відбуваються термоядерні процеси, внаслідок яких виділяється величезна кількість енергії. У перекладі з грецької "термос" означає теплий. Основний хімічний елемент, з якого складаються зірки. водень.Саме він є паливом для термоядерних процесів. У цих процесах відбувається перетворення ядер атомів водню на ядра атомів гелію, що супроводжується виділенням енергії. Кількість ядер водню у зірці у своїй зменшується, а кількість ядер гелію - збільшується. Згодом у зірці синтезуються та інші хімічні елементи. Усі хімічні елементи, у тому числі складаються молекули різних речовин, народилися колись у надрах зірок."Зірки - це минуле людини, а людина - це майбутнє зірки", - так іноді образно кажуть.

Процес випромінювання зіркою енергії у вигляді електромагнітних хвиль і частинок називається випромінюванням. Зірки випромінюють енергію у вигляді світла і тепла, а й інших видів випромінювань - гамма-променів, рентгенівського, ультрафіолетового, радіовипромінювання. Крім того, зірки випускають потоки нейтральних та заряджених частинок. Ці потоки утворюють зоряний вітер. Зірковий вітер- це процес витікання речовини зі зірок у космічний простір. В результаті маса зірок постійно і поступово зменшується. Саме зоряний вітер від Сонця (сонячний вітер) призводить до появи полярних сяйв Землі та інших планетах. Саме сонячний вітер відхиляє хвости комет у протилежний від Сонця бік.

Зірки з'являються, звісно, ​​ні з порожнечі (простір між зірками - це абсолютний вакуум). Матеріалом служать газ та пил. Вони розподілені в космосі нерівномірно, утворюючи безформні хмари дуже невеликої щільності та величезної протяжності - від одного-двох до десятків світлових років. Такі хмари називаються дифузними газо-пиловими туманностями.Температура в них дуже низька – близько -250 °С. Але не в кожній газопиловій туманності утворюються зірки. Деякі туманності можуть довго існувати без зірок. Які умови необхідні для початку процесу зародження зірок? По-перше, це маса хмари. Якщо матерії недостатньо, то, звісно, ​​зірка не з'явиться. Друге – компактність. У надто протяжній і пухкій хмарі не можуть початися процеси його стиснення. Ну, і по-третє, потрібна затравка – тобто. потік пилу і газу, який стане згодом зародком зірки - протозіркою. Протозірка– це зірка на завершальному етапі свого формування. Якщо цих умов дотримуються, то починається гравітаційне стиск і розігрів хмари. Цей процес закінчується зіркоутворенням- Появою нових зірок. Займає цей процес мільйони років. Астрономами було знайдено туманності, у яких процес зореутворення у розпалі - деякі зірки вже запалилися, деякі перебувають у вигляді зародків - протозвезд, і туманність ще збереглася. Прикладом є Велика Туманність Оріону.

Основними фізичними характеристиками зірки є світність, маса та радіус.(або діаметр), що визначаються зі спостережень. Знаючи їх, і навіть хімічний склад зірки (що визначається її спектру), можна розрахувати модель зірки, тобто. фізичні умови у її надрах, досліджувати процеси, що у ній відбуваються.Зупинимося докладніше основних характеристик зірок.

Маса.Безпосередньо оцінити масу можна лише за гравітаційним впливом зірки на оточуючі тіла. Масу Сонця, наприклад, визначили за відомими періодами обігу навколо нього планет. В інших зірок планети безпосередньо не спостерігаються. Достовірний вимір маси можливий лише у подвійних зірок (при цьому використовується узагальнений Ньютоном III закон Кеплера, ні тоді похибка становить 20-60 %). Приблизно половина всіх зірок у нашій Галактиці – подвійні. Маси зірок коливаються від 0,08 до 100 мас Сонця.Зірок з масою менше 0,08 маси Сонця не буває, вони просто не стають зірками, а залишаються темними тілами.Зірки масою понад 100 мас Сонця зустрічаються дуже рідко. Більшість зірок має маси менше 5 мас Сонця. Від маси залежить доля зірки, тобто. той сценарій, яким зірка розвивається, еволюціонує.Маленькі холодні червоні карлики дуже економно витрачають водень і тому їхнє життя триває сотні мільярдів років. Тривалість життя Сонця – жовтого карлика – близько 10 мільярдів років (Сонце вже прожило близько половини свого життя). Масивні надгіганти витрачають водень швидко і згасають вже за кілька мільйонів років після народження. Чим масивніша зірка, тим коротше її життєвий шлях.

Вік Всесвіту оцінюється у 13,7 мільярдів років.Тому зірок віком понад 13,7 мільярда років поки що не існує.

• Зірки з масою 0,08 маси Сонця – це коричневі карлики; їхня доля - постійне стиснення та охолодження з припиненням всіх термоядерних реакцій та перетворенням на темні планетоподібні тіла.

• Зірки з масою 0,08-0,5 маси Сонця (це завжди червоні карлики) після витрачання водню починають повільно стискатися, при цьому нагріваючись і стаючи білим карликом.
  

• Зірки з масою 0,5-8 мас Сонця наприкінці життя перетворюються спочатку на червоних гігантів, а потім на білих карликів. Зовнішні шари зірки при цьому розсіюються у космічному просторі у вигляді планетарної туманності. Планетарна туманність часто має форму сфери чи кільця.
  

• Зірки з масою 8-10 мас Сонця можуть наприкінці життя вибухати, а можуть старіти спокійно, спочатку перетворюючись на червоних надгігантів, а потім на червоних карликів.

• Зірки з масою більше 10 мас Сонця в кінці життєвого шляху спочатку стають червоними надгігантами, потім вибухають як наднові (наднова зірка - це не нова, а стара зірка) і потім перетворюються на нейтронні зірки або стають чорними дірками.
  

Чорні діри- це не отвори в космічному просторі, а об'єкти (залишки масивних зірок) з дуже великою масою та щільністю. Чорні дірки не мають ні надприродних, ні магічних сил, не є "монстрами Всесвіту". Просто вони мають таке сильне гравітаційне поле, що ніяке випромінювання (ні видиме - світло, ні невидиме) не може їх покинути. Тому чорні дірки й не видно. Однак, їх можна виявити по їхньому впливу на навколишні зірки, туманності. Чорні дірки - абсолютно звичайне явище у Всесвіті і лякатися їх не варто. У центрі нашої Галактики, можливо, є надмасивна чорна діра.

Радіус (або діаметр). Розміри зірок варіюють у широких межах - від кількох кілометрів (нейтронні зірки) до 2000 діаметрів Сонця (надгіганти). Як правило, що менше зірка, то вище її середня щільність.У нейтронних зірок щільність досягає 1013 г/см 3 ! Наперсток такої речовини важив би на Землі 10 мільйонів тонн. Зате у надгігантів щільність менша за щільність повітря біля поверхні Землі.

Діаметри деяких зірок у порівнянні з Сонцем:

Сіріус та Альтаїр в 1,7 рази більше,

Вега в 2,5 рази більша,

Регул у 3,5 рази більший,

Арктур ​​у 26 разів більший,

Полярна в 30 разів більша,

Ригель у 70 разів більше,

Грошей у 200 разів більше,

Антарес у 800 разів більший,

YV Великого Пса в 2000 разів більше (найбільша зірка з відомих).

Світність - це повна енергія, що випромінюється об'єктом (в даному випадку зірками) в одиницю часу.Світність зірок зазвичай порівнюють зі світністю Сонця (світність зірок виражають через світність Сонця). Сиріус, наприклад, у 22 рази випромінює більше енергії, ніж Сонце (світність Сиріуса дорівнює 22 Сонцям). Світність Веги - 50 Сонців, а світність Денеба - 54 000 Сонців (Денеб - це одна з найпотужніших зірок).

Видима яскравість (правильніше, блиск) зірки на земному небі залежить від:

- відстань до зірки.Якщо зірка буде наближатися до нас, то її видима яскравість поступово збільшуватиметься. І навпаки, при віддаленні зірки від нас її видима яскравість помалу зменшуватиметься. Якщо взяти дві однакові зірки, то ближча до нас здаватиметься і яскравішою.

- від температури зовнішніх шарівЧим сильніше розпечена зірка, тим більше світлової енергії вона посилає в простір, і тим яскравіше вона здаватиметься. Якщо зірка остигає, то й видима її яскравість на небі зменшуватиметься. Дві зірки однакових розмірів і однакових відстанях від нас здаватимуться однаковими по видимої яскравості за умови, що вони випромінюють однакову кількість світлової енергії, тобто. мають однакову температуру зовнішніх шарів. Якщо ж одна з зірок холодніша за іншу, то і здаватися вона буде менш яскравою.

- від розмірів (діаметр).Якщо взяти дві зірки з однаковою температурою зовнішніх шарів (одного кольору) і розташувати їх на однаковій відстані від нас, то більша зірка випромінюватиме більше світлової енергії, а значить здаватиметься на небі яскравішою.

- від поглинання світла хмарами космічного пилу і газу, що находяться на шляху променя зору.Чим товщі шар космічного пилу, тим більше світла від зірки він поглинає, і тим тьмяніше здається зірка. Якщо ми візьмемо дві однакові зірки і помістимо перед однією з них газопилову туманність, то ця зірка і здаватиметься менш яскравою.

- від висоти зірки над горизонтом.Біля горизонту завжди щільний серпанок, який поглинає частину світла від зірок. Біля горизонту (незабаром після сходу сонця або незадовго перед заходом) зірки завжди виглядають тьмянішими, ніж коли вони над головою.

Дуже важливо не плутати поняття "здаватися" та "бути". Зірка може бутидуже яскравою сама по собі, але здаватисятьмяною через різні причини: через велику відстань до неї, через маленькі розміри, через поглинання її світла космічним пилом або пилом в атмосфері Землі. Тому, коли говорять про яскравість зірки на земному небі, вживають словосполучення "видима яскравість" або "блиск".

Як мовилося раніше, існують подвійні зірки. Але бувають і потрійні (наприклад, Центавра), і четверні (наприклад, ε Ліри), і п'ятірні, і шестерні (наприклад, Кастор) і т.д. Окремі зірки у зірковій системі називають компонентами. Зірки з числом компонентів більше двох називають кратнимизірками. Усі компоненти кратної зірки пов'язані силами взаємного тяжіння (утворюють систему зірок) і рухаються складними траєкторіями.

Якщо компонентів багато, це вже не кратна зірка, а зоряне скупчення. Розрізняють кульовіі розсіянізоряні скупчення. Кульові скупчення містять багато старих зірок і є більш літніми, ніж розсіяні скупчення, що містять багато молодих зірок. Кульові скупчення досить стійкі, т.к. зірки в них знаходяться на невеликих відстанях одна від одної і сили взаємного тяжіння між ними набагато більші, ніж між зірками розсіяних скупчень. Розсіяні скупчення згодом ще більше розсіюються.

Розсіяні скупчення, як правильно, розташовуються на смузі Чумацького Шляху або поблизу. Навпаки, кульові скупчення розташовуються на зоряному небі осторонь Чумацького Шляху.

Деякі зоряні скупчення можна побачити на небі навіть неозброєним оком. Наприклад, розсіяні скупчення Гіади та Плеяди (М 45) у Тельці, розсіяне скупчення Ясла (М 44) у Раку, кульове скупчення М 13 у Геркулесі. Досить багато їх видно у бінокль.

За допомогою телескопа можна спостерігати 2 мільярди зірок до 21 зіркової величини. Існує Гарвардська спектральна класифікація зірок. У ній спектральні класи розташовані як зменшення температури зірок. Класи позначені літерами латинського алфавіту. Їх сім: O - B - A - P - O - K - M.

Хорошим індикатором температури зовнішніх шарів зірки є колір. Гарячі зірки спектральних класів Про і мають блакитний колір; зірки, подібні до нашого Сонця (спектральний клас якого 02), видаються жовтими, зірки ж спектральних класів К і М - червоні.

Яскравість та колір зірок

Усі зірки мають колір. Розрізняють блакитні, білі, жовті, жовті, помаранчеві та червоні зірки. Наприклад, Бетельгейзе – червона зірка, Кастор – біла, Капелла – жовта. За яскравістю вони діляться на зірки 1-ї, 2-ї, ... n-ї зіркової величини (n max = 25). До справжніх розмірів термін «зіркова величина» не має відношення. Зоряна величина характеризує світловий потік, що надходить Землю від зірки. Зоряні величини можуть і дробовими, і негативними. Шкала зоряних величин заснована на сприйнятті світла оком. Поділ зірок на зоряні величини за видимою яскравістю виконав давньогрецький астроном Гіппарх (180 – 110 рр. до н. е.). Найбільш яскравим зіркам Гіппарх приписав першу зіркову величину; наступні за градацією блиску (тобто приблизно 2,5 разу слабші) він вважав зірками другий зоряної величини; зірки, слабші за зірки другої зіркової величини в 2,5 рази, були названі зірками третьої зіркової величини і т. д.; зіркам на межі видимості неозброєним оком була приписана шоста зіркова величина.

При такій градації блиску зірок виходило, що зірки шостої зіркової величини слабші за зірки першої зіркової величини в 2,55 рази. Тому в 1856 р, англійський астроном Н. К. Погсої (1829—1891 рр.) запропонував вважати зірками шостої величини ті, які слабші за зірки першої зіркової величини рівно в 100 разів. Усі зірки розташовані на різних відстанях від Землі. Найпростіше було б порівнювати зіркові величини, якби відстані дорівнювали.

Зоряна величина, яку зірка мала б на відстані 10 парсек, називається абсолютною зірковою величиною. Позначається абсолютна зіркова величина - M, А видима зіркова величина - m.

Хімічний склад зовнішніх шарів зірок, з яких приходить їхнє випромінювання, характеризується повною переважанням водню. На другому місці знаходиться гелій, а вміст інших елементів досить невеликий.

Температура та маса зірок

Знання спектрального класу чи кольору зірки відразу дає температуру її поверхні. Так як зірки випромінюють приблизно як абсолютно чорні тіла відповідної температури, то потужність, випромінювана одиницею їхньої поверхні в одиницю часу, визначається із закону Стефана – Больцмана.

Поділ зірок на підставі зіставлення світності зірок з температурою і кольором і абсолютною зірковою величиною (діаграма Герцшпрунга-Рессела):

1. головна послідовність (в центрі її знаходиться Сонце – жовтий карлик)
2. надгіганти (великі за розмірами та велика світність: Антарес, Бетельгейзе)
3. послідовність червоних гігантів
4. карлики (білі - Сіріус)
5. субкарлики
6. біло-блакитна послідовність

Цей поділ також за віком зірки.

Розрізняють такі зірки:

1. звичайні (Сонце);
2. подвійні (Міцар, Албкор) поділяються на:

• а) візуально-подвійні, якщо їхня подвійність помічена при спостереженні в телескоп;
• б) кратні - це система зірок з числом більше ніж 2, але менше ніж 10;
• в) оптично-подвійні - це такі зірки, що їхня близькість є результатом випадкової проекції на небо, а в просторі вони далекі;
• г) фізично-подвійні - це зірки, які утворюють єдину систему та звертаються під дією сил взаємного тяжіння навколо загального центру мас;
• д) спектрально-подвійні - це зірки, які при взаємному зверненні підходять близько один до одного і їх двоїстість можна визначити за спектром;
• е) затемнено-подвійні - це «зірки» які при взаємному зверненні загороджують одна одну;

змінні (б Цефея). Цефеїди - змінні за яскравістю зірки. Амплітуда зміни яскравості становить трохи більше 1,5 зоряної величини. Це пульсуючі зірки, тобто вони періодично розширюються та стискуються. Стиснення зовнішніх шарів викликає їх нагрівання;

нестаціонарні.

Нові зірки– це зірки, які існували давно, але раптово спалахнули. Їхня яскравість збільшилася за короткий час у 10 000 разів (амплітуда зміни яскравості від 7 до 14 зіркових величин).

Наднові зірки- це зірки, які були непомітні на небі, але несподівано спалахнули та збільшили яскравість у 1000 разів щодо звичайних нових зірок.

Пульсар- нейтронна зірка, що виникає під час вибуху наднової.

Дані про загальну кількість пульсарів і час їхнього життя свідчать, що в середньому в століття народжуються 2-3 пульсари, це приблизно збігається з частотою наднових спалахів в Галактиці.

Еволюція зірок

Як і всі тіла в природі, зірки не залишаються незмінними, вони народжуються, еволюціонують і нарешті вмирають. Раніше астрономи вважали, що на утворення зірки з міжзоряного газу та пилу потрібні мільйони років. Але останніми роками були отримані фотографії області неба, що входить до складу Великої Туманності Оріону, де протягом кількох років з'явилося невелике скупчення зірок. На знімках 1947 р. у цьому місці зафіксовано групу з трьох зіркоподібних об'єктів. До 1954 деякі з них стали довгастими, а до 1959 ці довгасті освіти розпалися на окремі зірки. Вперше в історії людства люди спостерігали народження зірок буквально на очах.

Багато ділянках піднебіння існують умови, необхідні появи зірок. При вивченні фотографій туманних ділянок Чумацького Шляху вдалося виявити маленькі чорні цятки неправильної форми, або глобули, що є масивними скупченнями пилу і газу. Ці газопилові хмари містять частинки пилу, що дуже сильно поглинають світло, що йде від розташованих за ними зірок. Розміри глобул величезні – до кількох світлових років у поперечнику. Незважаючи на те, що речовина в цих скупченнях дуже розріджена, загальний обсяг їх настільки великий, що його цілком вистачає для формування невеликих скупчень зірок, за масою близьких до Сонця.

У чорній глобулі під впливом тиску випромінювання, що випускається оточуючими зірками, відбувається стиск і ущільнення речовини. Такий стиск протікає протягом деякого часу, що залежить від навколишніх глобулу джерел випромінювання та інтенсивності останнього. Гравітаційні сили, що виникають через концентрацію маси в центрі глобули, теж прагнуть стиснути глобулу, змушуючи речовину падати до її центру. Падаючи, частинки речовини набувають кінетичної енергії і розігрівають газопи ліву хмару.

Падіння речовини може тривати сотні років. Спочатку воно відбувається повільно, неквапливо, оскільки гравітаційні сили, що притягають частки до центру, ще дуже слабкі. Через деякий час, коли глобула стає меншою, а поле тяжіння посилюється, падіння починає відбуватися швидше. Але глобула величезна, щонайменше світлового року у діаметрі. Це означає, що відстань від зовнішнього кордону до центру може перевищувати 10 трильйонів кілометрів. Якщо частка від краю глобули почне падати до центру зі швидкістю трохи менше 2 км/с, то центру вона досягне лише через 200 ТОВ років.

Тривалість життя зірки залежить від її маси. Зірки З меншою масою, ніж у Сонця, дуже економно витрачають запаси свого ядерного палива і можуть світити десятки мільярдів років. Зовнішні шари зірок, подібних до нашого Сонця, з масами не більшими 1,2 маси Сонця, поступово розширюються і, зрештою, зовсім залишають ядро ​​зірки. На місці гіганта залишається маленький та гарячий білий карлик.

Ми ніколи не замислюємося, що можливо є ще якесь життя, крім нашої планети, крім нашої Сонячної системи. Можливо на якійсь із планет, що обертаються навколо блакитної чи білої чи червоної, а може жовтої зірки є життя. Можливо, є ще одна така ж планета земля, на якій живуть такі ж люди, але ми про це досі нічого не знаємо. Нашими супутниками, телескопами виявлено низку планет, на яких можливе життя, але до цих планет десятки тисяч і навіть мільйонів світлових років.

Сині відсталі зірки – зірки блакитного кольору

Зірки, що у зоряних скупченнях кульового типу, температура яких вище температури звичайних зірок, а спектру характерно істотне зміщення до синьої області, ніж зірок скупчення з аналогічною світністю, отримали назву блакитні зірки отставшие. Це ознака дозволяє їм виділятися щодо інших зірок цього скупчення діаграмі Герцшпрунга-Рассела. Існування таких зірок спростовує всі теорії еволюції зірок, суть якої полягає в тому, що для зірок, які виникли в той самий проміжок часу, передбачається розміщення в чітко визначеній області діаграми Герцшпрунга-Рассела. При цьому єдиним фактором, що впливає на точне місце розташування зірки, є її початкова маса. Часта поява блакитних відсталих зірок поза межами вищезгаданої кривої може стати підтвердженням існування такого поняття, як аномальна зіркова еволюція.

Фахівці, які намагаються пояснити природу їхнього виникнення, висунули кілька теорій. Найбільш ймовірна з них вказує на те, що дані зірки блакитного кольору в минулому були подвійними, після чого у них почав відбуватися або відбувається зараз злиття. Підсумком злиття двох зірок стає виникнення нової зірки, що має набагато більшу масу, яскравість та температуру, ніж зірки такого ж віку.

Якщо вірність цієї теорії вдасться якимось чином довести, теорія зіркової еволюції втратила б проблеми у вигляді блакитних відсталих. У складі зірки, що вийшла, було б більше водню, який поводився б аналогічно молодій зірці. Існують факти, що підтверджують таку теорію. Спостереження показали, що зірки, що найчастіше відстали, зустрічаються в центральних регіонах кульових скупчень. В результаті переважаючого там числа зірок одиничного обсягу, близькі проходження або зіткнення стають більш ймовірними.

Для перевірки цієї гіпотези потрібно зайнятися вивченням пульсації блакитних відсталих, т.к. між астросейсмологічними властивостями зірок, що злилися, і нормально пульсуючих змінних, можуть бути деякі відмінності. Вимірювати пульсації досить важко. На цей процес також є негативною переповненість зоряного неба, малі коливання пульсацій блакитних відсталих, а також рідкість їх змінних.

Один із прикладів злиття можна було спостерігати в серпні 2008 року, тоді така подія торкнулася об'єкта V1309, яскравість якого після виявлення зросла кілька десятків тисяч разів, а через кілька місяців повернулася до первісного значення. В результаті 6-річних спостережень вчені дійшли висновку, що даний об'єкт є двома зірками, період обігу яких один навколо одного становить 1,4 дні. Ці факти наштовхнули вчених на думку, що у серпні 2008 року відбувався процес злиття цих двох зірок.

Для блакитних відсталих характерним є високий момент обертання. Наприклад, швидкість обертання зірки, яка розташовується в середині скупчення 47 Тукана, у 75 разів перевищує швидкість обертання Сонця. Згідно з гіпотезою, їх маса в 2-3 рази перевищує масу інших зірок, які знаходяться в скупченні. Також за допомогою досліджень було встановлено, що якщо зірки блакитного кольору близько розташовуються до якихось інших зірок, то в останніх буде відсотковий вміст кисню та вуглецю нижчий, ніж у сусідів. Імовірно, зірки перетягують дані речовини з інших, що рухаються по їх орбіті зірок, у результаті зростає їхня яскравість і температура. У «крадених» зірок виявляються місця, де відбувся процес перетворення вихідного вуглецю на інші елементи.

Назви блакитних зірок – приклади

Рігель, Гамма Вітрила, Альфа Жирафа, Дзета Оріона, Тау Великого Пса, Дзета Корми

Білі зірки – зірки білого кольору

Фрідріхом Бесселем, який керував Кенігсберзькою обсерваторією, у 1844 році було зроблено цікаве відкриття. Вчений помітив найменше відхилення найяскравішої зірки неба – Сіріуса від своєї траєкторії по небосхилу. Астроном припустив наявність у Сіріуса супутника, а також розрахував приблизний період обертання зірок навколо їхнього центру мас, який становив близько п'ятдесяти років. Бессель не знайшов належної підтримки з інших учених, т.к. супутник ніхто не зміг виявити, хоча за своєю масою він мав бути порівнянний із Сіріусом.

І лише через 18 років Альваном Грехемом Кларком, який займався тестуванням найкращого телескопа тих часів, поряд із Сіріусом було виявлено тьмяну білу зірку, яка і виявилася його супутником, який отримав назву Сіріус В.

Поверхня цієї зірки білого кольору розігріта до 25 тис. кельвінів, а її радіус невеликий. Враховуючи це, вчені зробили висновок про високу щільність супутника (на рівні 106 г/см 3 при цьому щільність самого Сіріуса приблизно становить 0,25 г/см 3 а Сонця - 1,4 г/см 3). Через 55 років (у 1917 році) було відкрито ще один білий карлик, який отримав назву на честь вченого, який його виявив – зірка ван Маанена, яка знаходиться в сузір'ї Риб.

Назви білих зірок – приклади

Вега в сузір'ї Ліри, Альтаїр у сузір'ї Орла (видні влітку та восени), Сіріус, Кастор.

Жовті зірки – зірки жовтого кольору

Жовтими карликами прийнято називати невеликі зірки головної послідовності, маса яких у межах маси Сонця (0,8-1,4). Якщо судити за назвою, такі зірки мають свічення жовтого кольору, яке виділяється під час здійснення термоядерного процесу синтезу з водню гелію.

Поверхня таких зірок розігрівається до температури 5-6 тис. кельвінів, які спектральні класи перебувають у межах між G0V і G9V. Живе жовтий карлик приблизно 10 млрд років. Згоряння водню в зірці стає причиною її багаторазового збільшення у розмірах та перетворення на червоного гіганта. Одним із прикладів червоного гіганта є Альдебаран. Такі зірки можуть утворювати планетарні туманності, позбавляючись зовнішніх шарів газу. При цьому здійснюється перетворення ядра в білого карлика, який має велику щільність.

Якщо брати до уваги діаграму Герцшпрунга-Рассела, то ній жовті зірки перебувають у центральній частині головної послідовності. Оскільки Сонце можна назвати типовим жовтим карликом, його модель цілком підходить для розгляду загальної моделі жовтих карликів. Але є інші характерні жовті зірки на небі, назви яких – Альхіта, Дабіх, Толіман, Хара тощо. дані зірки не мають високої яскравості. Наприклад, той же Толіман, який, якщо не враховувати Проксима Центавру, найближче розташовується до Сонця, має 0-у величину, але в той же час його яскравість найвища серед усіх жовтих карликів. Розташовується ця зірка в сузір'ї Центавра, також вона є ланкою складної системи, до складу якої входять 6 зірок. Спектральний клас Толімана - G. А ось Дабіх, що знаходиться в 350 світлових роках від нас, відноситься до спектрального класу F. Але її висока яскравість обумовлена ​​наявністю поруч зірки, що відноситься до спектрального класу - А0.

Крім Толімана, спектральний клас G має HD82943, що розташувалася на головній послідовності. Ця зірка, завдяки подібному до Сонця хімічному складу і температурі, також має дві планети великих розмірів. Однак форма орбіт даних планет далеко не кругова, тому відносно часто відбуваються їх зближення з HD82943. В даний час астрономи змогли довести, що раніше ця зірка мала набагато більше планет, але згодом вона їх все поглинула.

Назви жовтих зірок – приклади

Толіман, зірка HD 82943, Хара, Дабіх, Альхіта

Червоні зірки – зірки червоного кольору

Якщо Вам хоч раз у житті доводилося бачити в об'єктиві свого телескопа червоні зірки на небі, які горіли на чорному тлі, то спогад цього моменту допоможе чіткіше уявити те, про що буде написано в цій статті. Якщо ж Вашому погляду жодного разу не представлялися подібні зірки, наступного разу обов'язково спробуйте їх знайти.

Якщо взятися складати список найяскравіших червоних зірок небосхилу, які можна легко знайти навіть за допомогою аматорського телескопа, то можна виявити, що всі вони є вуглецевими. Перші червоні зірки було відкрито ще 1868 року. Температура таких червоних гігантів низька, крім того їх зовнішні шари заповнені величезною кількістю вуглецю. Якщо раніше подібні зірки становили два спектральні класи - R і N, то зараз вчені визначили їх в один загальний клас - С. У кожного спектрального класу існують підкласи - від 9 до 0. При цьому клас С0 позначає, що зірка має велику температуру, але менш червона, ніж зірки класу С9. Також важливим є те, що всі зірки, у складі яких переважає вуглець, за своєю суттю змінні: довгоперіодичні, напівправильні або неправильні.

Крім того, в такий список потрапили і дві зірки, які називаються червоними напівправильними змінними, найбільш відома з яких - m Цефея. Її незвичайним червоним кольором зацікавився ще Вільям Гершель, який назвав її «гранатовою». Для таких зірок характерна неправильна зміна світності, яка може тривати від кількох десятків до кількох сотень днів. Такі змінні зірки відносяться до класу М (зірки холодні, температура поверхні яких від 2400 до 3800 К).

Враховуючи той факт, що всі зірки з рейтингу – змінні, необхідно внести певну ясність до позначень. Загальноприйнято, що червоні зірки мають назву, що складається з двох складових частин – літери латинського алфавіту та імені сузір'я змінної (наприклад, Т Зайця). Першої змінної, яку відкрили в даному сузір'ї, присвоюється буква R і так далі, до букви Z. Якщо таких змінних багато, для них передбачається подвійна комбінація латинських букв - від RR до ZZ. Такий спосіб дозволяє «назвати» 334 об'єкти. Крім того, можна зірки позначати і за допомогою літери V у поєднанні з порядковим номером (V228 Лебедя). Під позначення змінних відведено першу колонку рейтингу.

Дві наступні колонки в таблиці позначають місцезнаходження зірок у період 2000.0 року. Внаслідок підвищеної популярності атласу «Uranometria 2000.0» серед любителів астрономії, остання колонка рейтингу відображає номер пошукової картки для кожної зірки, яка є у рейтингу. При цьому перша цифра відображає номер тома, а друга – порядковий номер карти.

Також у рейтингу відображаються максимальні та мінімальні значення блиску зіркових величин. Варто пам'ятати, що більша насиченість червоного кольору спостерігається у зірок, яскравість яких мінімальна. Для зірок, період змінності яких відомий, він відображається у вигляді доби, а ось об'єкти, які правильного періоду не мають, відображаються у вигляді Irr.

Для пошуку вуглецевої зірки не потрібна велика спритність, достатньо, щоб можливостей Вашого телескопа вистачило, щоб її побачити. Навіть, якщо її розміри невеликі, її яскраво виражений червоний колір має привернути Вашу увагу. Тому не варто засмучуватися, якщо не виходить одразу їх виявити. Достатньо скористатися атласом, щоб знайти ближчу яскраву зірку, і потім уже, рухатися від неї до червоної.

Різні спостерігачі по-різному вбачають вуглецеві зірки. Деяким вони нагадують рубіни або кут, що горить вдалині. Інші ж бачать у таких зірках малинові або криваво-червоні відтінки. Для початку в рейтингу є список з шести найяскравіших червоних зірок, знайшовши і які Ви зможете вдосталь насолодитися їхньою красою.

Назви червоних зірок – приклади

Відмінності зірок за кольором

Існує величезна різноманітність зірок з невимовними кольоровими відтінками. Внаслідок цього навіть одне сузір'я отримало назву «Шкатулка з коштовностями», основу якого складають блакитні та сапфірові зірки, а в самому його центрі розташувалася помаранчева зірка, що яскраво світить. Якщо розглядати Сонце, воно має блідо-жовтий колір.

Прямим чинником, що впливає відмінність зірок за кольором, є температура їх поверхні. Пояснюється це просто. Світло за своєю природою є випромінюванням у вигляді хвиль. Довжина хвилі – це відстань між її гребенями, дуже маленькою. Щоб її уявити, потрібно 1см розділити на 100 тис. однакових частин. Декілька ось таких частинок і становитимуть довжину хвилі світла.

Враховуючи, що це число виходить досить маленьким, кожне, навіть незначне, його зміна стане причиною, через яку картинка, що спостерігається нами, зміниться. Адже наш зір різну довжину світлових хвиль сприймає як різні кольори. Наприклад, синій колір мають хвилі, довжина яких у 1,5 рази менша, ніж у червоних.

Також практично кожен з нас знає, що температура може безпосередньо впливати на колір тіл. Наприклад, можна взяти будь-який металевий предмет і покласти його на вогонь. Під час нагрівання він стане червоним. Якби температура вогню суттєво підвищувалася, змінювався б і колір предмета – з червоного на помаранчевий, з помаранчевого на жовтий, з жовтого на білий і, нарешті, з білого на синьо-білий.

Оскільки Сонце має температуру поверхні в районі 5,5 тис. 0 С, воно є характерним прикладом жовтих зірок. А ось найгарячіші блакитні зірки можуть розігрівати і до 33 тис. градусів.

Колір і температура пов'язані вченими з допомогою фізичних законів. Чим температура тіла прямо пропорційна його випромінюванню і обернено пропорційна довжині хвиль. Хвилі синього кольору мають короткі довжини хвиль порівняно з червоним. Розпечені гази випромінюють фотони, енергія яких прямо пропорційна температурі і обернено пропорційна довжині хвилі. Саме тому для найбільш гарячих зірок характерним є синьо-блакитний діапазон випромінювання.

Оскільки ядерне паливо на зірках не безмежне, воно має властивість витрачатися, що призводить до остигання зірок. Тому зірки середнього віку мають жовтий колір, а старі зірки бачимо червоними.

Внаслідок того, що Сонце знаходиться дуже близько до нашої планети, можна з точністю описати його колір. А ось для зірок, які перебувають у мільйоні світлових років від нас, завдання ускладнюється. Саме для цього використовується прилад, який отримав назву спектрограф. Крізь нього вчені пропускаю світло, випромінюване зірками, у результаті можна можна спектрально проаналізувати практично будь-яку зірку.

Крім того, за допомогою кольору зірки можна визначити її вік, т.к. математичні формули дозволяють використовувати спектральний аналіз визначення температури зірки, за якою легко обчислити її вік.

Відео таємниці зірок дивитися онлайн