Свръхгигантски звезди - космическата съдба на тези колосални светила им е отредила да избухнат като свръхнова в определено време.

Всички звезди се раждат по един и същи начин. Гигантски облак от молекулярен водород започва да се свива в топка под въздействието на гравитацията, докато вътрешната температура не задейства ядрен синтез. През цялото си съществуване светилата са в състояние на борба със себе си, външен слойпритиска от гравитацията, а ядрото - от силата на нагрятата материя, стремяща се да се разширява. По време на своето съществуване водородът и хелият постепенно изгарят в центъра и обикновените звезди със значителна маса се превръщат в свръхгиганти. Такива обекти се намират в млади образувания като неправилни галактики или отворени купове.

Свойства и опции

Масата играе решаваща роля при формирането на звездите - в голямо ядро ​​се синтезира по-голямо количество енергия, което повишава температурата на звездата и нейната активност. Приближавайки крайния период на съществуване, обекти с тегло, надвишаващо слънчевата маса 10-70 пъти, стават свръхгиганти. В диаграмата на Hertzsprung-Russell, която характеризира връзките между величина, осветеност, температура и спектрален тип, такива осветителни тела са разположени на върха, което показва висока (от +5 до +12) видима величина на обектите. Те са по-ниски от тези на другите звезди, защото достигат състоянието си на финала еволюционен процескогато запасите от ядрено гориво са на изчерпване. В горещите предмети хелият и водородът изтичат и изгарянето продължава за сметка на кислорода и въглерода и по-нататък до желязото.

Класификация на звездите свръхгиганти

Според класификацията на Йеркс, която отразява подчинеността на спектъра на светимост, свръхгигантите принадлежат към клас I. Те бяха разделени на две групи:

• Ia – ярки свръхгиганти или хипергиганти;
• Ib са по-слабо светещи свръхгиганти.

Според техния спектрален тип в класификацията на Харвард тези звезди заемат диапазона от O до M. Сините свръхгиганти са представени от класове O, B, A, червените - K, M, междинните и слабо проучени жълти - F, G.

Червени свръхгиганти

Големите звезди напускат основната последователност, когато въглеродът и кислородът започнат да изгарят в ядрата им - те стават червени свръхгиганти. Тяхната газова обвивка нараства до огромни размери, разпространявайки се на милиони километри. Химични процеси, преминавайки с проникването на конвекция от обвивката в ядрото, водят до синтез тежки елементижелезен връх, който след експлозията се разпръсква в космоса. Червените свръхгиганти обикновено свършват житейски пътзвезди и експлодира като свръхнова. Газовата обвивка на звездата поражда нова мъглявина, а дегенериралото ядро ​​се превръща в бяло джудже. и - най-големите обектисред умиращите червени звезди.

Сини свръхгиганти

За разлика от червените гиганти, които живеят дълго, това са млади и горещи звезди, чиято маса надвишава слънчевата 10-50 пъти, а радиусът им 20-25 пъти. Температурата им е впечатляваща – тя е 20-50 хиляди градуса. Повърхността на сините свръхгиганти бързо намалява поради компресия, докато излъчването на вътрешна енергия непрекъснато нараства и повишава температурата на звездата. Резултатът от този процес е превръщането на червените свръхгиганти в сини. Астрономите са забелязали, че звездите преминават през различни етапи в своето развитие, като междинните етапи стават жълти или бели. Най-ярката звезда, Орион, е отличен пример за син свръхгигант. Внушителната му маса е 20 пъти по-голяма от Слънцето, светимостта му е 130 хиляди пъти по-висока.

Свръхгигантите са едни от най-масивните звезди. Масите на свръхгигантите варират от 10 до 70 слънчеви маси, светимостта - от 30 000 до стотици хиляди слънчеви маси. Радиусите могат да варират значително - от 30 до 500, а понякога и над 1000 слънчеви, тогава те могат да бъдат наречени и хипергиганти. От закона на Стефан-Болцман следва, че относително студените повърхности на червените свръхгиганти отделят много по-малко енергия на единица площ от горещите сини свръхгиганти. Следователно при една и съща яркост червеният свръхгигант винаги ще бъде по-голям от синия.

В диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел, която характеризира връзките между звездната величина, осветеността, температурата и спектралния клас, такива светила са разположени на върха, което показва висока (от +5 до +12) видима величина на обектите. Техният жизнен цикъл е по-кратък от този на другите звезди, тъй като те достигат своето състояние в края на еволюционния процес, когато запасите от ядрено гориво са на изчерпване. В горещите предмети хелият и водородът изтичат и изгарянето продължава за сметка на кислорода и въглерода и по-нататък до желязото.

Големите звезди напускат основната последователност, когато въглеродът и кислородът започнат да изгарят в ядрата им - те стават червени свръхгиганти. Тяхната газова обвивка нараства до огромни размери, разпространявайки се на милиони километри. Химическите процеси, протичащи с проникването на конвекция от обвивката в ядрото, водят до синтеза на тежки елементи от железния пик, които след експлозията се разпръскват в пространството. Червените свръхгиганти обикновено прекратяват живота на една звезда и експлодират в свръхнова. Газовата обвивка на звездата поражда нова мъглявина, а дегенериралото ядро ​​се превръща в бяло джудже. Антарес и Бетелгейзе са най-големите обекти сред умиращите червени звезди.

Фиг.74. Дискът на звездата Бетелгейзе. Изображение от телескоп Хъбъл.

За разлика от червените гиганти, които живеят дълго, сините гиганти са млади и горещи звезди, 10-50 пъти по-големи от Слънцето по маса и 20-25 пъти по радиус. Температурата им е впечатляваща – тя е 20-50 хиляди градуса. Повърхността на сините свръхгиганти бързо намалява поради компресия, докато излъчването на вътрешна енергия непрекъснато нараства и повишава температурата на звездата. Най-ярката звезда в съзвездието Орион, Ригел, е отличен пример за син свръхгигант. Внушителната му маса е 20 пъти по-голяма от Слънцето, светимостта му е 130 хиляди пъти по-висока.

Фиг.75. Съзвездие Орион.

В съзвездието Лебед се наблюдава звездата Денеб - друг представител на този рядък клас. Това е ярък свръхгигант. В небето тази далечна звезда може да се сравни само с Ригел по своята яркост. Интензивността на излъчването му е сравнима с 196 хиляди слънца, радиусът на обекта надвишава нашата звезда 200 пъти, а масата му - 19. Денеб бързо губи масата си, звезден вятър с невероятна сила носи материята си из цялата Вселена. Звездата вече навлезе в период на нестабилност. Засега яркостта му варира с малка амплитуда, но с времето ще стане пулсираща. След изчерпване на запасите от тежки елементи, които поддържат ядрото стабилно, Денеб, подобно на други сини свръхгиганти, ще се превърне в супернова и масивното му ядро ​​ще се превърне в черна дупка.

Хипергигантите са малко по-големи от свръхгигантите, но в същото време преобладават в масата си десетки пъти, а яркостта им достига от 500 хиляди до 5 милиона слънчеви светимости. Тези звезди имат най-много кратък живот, понякога се оценява на стотици хиляди години. В нашата Галактика са открити около 10 такива ярки и мощни обекта.

Фиг.76. Денеб.

Най-ярката звезда до момента (и най-масивната) се счита за R136a1. Откриването му е обявено през 2010 г. Това е звезда на Волф-Райе с яркост приблизително 8 700 000 слънчеви и маса 265 пъти по-голяма от нашата родна звезда. Някога масата му е била 320 слънчеви. R136a1 всъщност е част от плътен клъстер от звезди, наречен R136, разположен в Големия магеланов облак. Според Пол Кроутър, един от откривателите, „формирането на планетите отнема повече време, отколкото на звезда като тази отнема повече време, за да живее и умира. Дори да имаше планети там, нямаше да има астрономи на тях, защото нощното небе беше толкова ярко, колкото и дневното."

Фиг.77. Компютърна обработка на снимка на звездата R136a1.

Звездите могат да бъдат много различни: малки и големи, ярки и не много ярки, стари и млади, горещи и „студени“, бели, сини, жълти, червени и др.

Диаграмата на Hertzsprung-Russell ви позволява да разберете класификацията на звездите.

Той показва връзката между абсолютната звездна величина, светимостта, спектралния тип и повърхностната температура на звездата. Звездите в тази диаграма не са разположени произволно, а образуват ясно видими области.

Голяма част от звездите са на т.нар основна последователност . Съществуването на основната последователност се дължи на факта, че етапът на изгаряне на водород съставлява ~90% от еволюционното време на повечето звезди: изгарянето на водород в централните области на звездата води до образуването на изотермично хелиево ядро, преходът към етапа на червения гигант и напускането на звездата от основната последователност. Относително кратка еволюциячервени гиганти води, в зависимост от тяхната маса, до образуването на бели джуджета, неутронни звезди или черни дупки.

Тъй като са на различни етапи от еволюционното си развитие, звездите се делят на нормални звезди, звезди джуджета и звезди гиганти.

Нормалните звезди са звезди от главната последователност. Те включват нашето Слънце. Понякога нормалните звезди като Слънцето се наричат ​​жълти джуджета.

Жълто джудже

Жълтото джудже е вид малка звезда от главната последователност с маса между 0,8 и 1,2 слънчеви маси и повърхностна температура 5000–6000 K.

Продължителността на живота на жълтото джудже е средно 10 милиарда години.

След изгарянето на целия запас от водород звездата се увеличава многократно и се превръща в червен гигант. Пример за този тип звезда е Алдебаран.

Червеният гигант изхвърля външните си слоеве газ, като по този начин образува планетарни мъглявини, а ядрото се свива в малка, плътна бяло джудже.

Червеният гигант е голяма звездачервеникаво или оранжев цвят. Образуването на такива звезди е възможно както на етапа на звездообразуване, така и на по-късните етапи от тяхното съществуване.

На ранен етап звездата излъчва благодарение на гравитационната енергия, освободена по време на компресията, докато компресията не бъде спряна от започналата термоядрена реакция.

В по-късните етапи от еволюцията на звездите, след изгарянето на водород в техните ядра, звездите напускат главната последователност и се преместват в областта на червените гиганти и свръхгигантите на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел: този етап продължава приблизително 10% от време на „активния“ живот на звездите, т.е. етапите на тяхната еволюция, по време на които протичат реакции на нуклеосинтеза в звездния интериор.

Гигантската звезда има сравнително ниска температураповърхност, около 5000 градуса. Огромен радиус, достигащ 800 слънчеви и поради толкова големи размери, огромна светимост. Максималната радиация се получава в червената и инфрачервената област на спектъра, поради което се наричат ​​червени гиганти.

Най-големите от гигантите се превръщат в червени свръхгиганти. Звезда, наречена Бетелгейзе от съзвездието Орион, е най-много ярък примерчервен свръхгигант.

Звездите джуджета са противоположни на гигантите и може би са следващите.

Бялото джудже е това, което остава от обикновена звезда с маса по-малка от 1,4 слънчеви маси, след като премине през етапа на червения гигант.

Поради липсата на водород в ядрото на такива звезди не протичат термоядрени реакции.

Белите джуджета са много плътни. Не са еднакви по размер повече от Земята, но тяхната маса може да се сравни с масата на Слънцето.

Това са невероятно горещи звезди, температурите им достигат 100 000 градуса или повече. Те светят, използвайки останалата им енергия, но с течение на времето тя се изчерпва и ядрото се охлажда, превръщайки се в черно джудже.

Червените джуджета са най-често срещаните обекти от звезден тип във Вселената. Оценките за броя им варират от 70 до 90% от броя на всички звезди в галактиката. Те са доста различни от другите звезди.

Масата на червените джуджета не надвишава една трета от слънчевата маса (долната граница на масата е 0,08 слънчева, следвана от кафявите джуджета), температурата на повърхността достига 3500 K. Червените джуджета имат спектрален клас M или късен K. Звезди от този тип излъчват много малко светлина, понякога 10 000 пъти по-малка от Слънцето.

Като се има предвид ниското им излъчване, нито едно от червените джуджета не се вижда от Земята с просто око. Дори най-близкото червено джудже до Слънцето, Проксима Кентавър (най-близката до Слънцето звезда в тройната система) и най-близкото единично червено джудже, звездата на Барнард, имат видими величини съответно 11,09 и 9,53. В този случай с просто око може да се наблюдава звезда с величина до 7,72.

Поради ниската скорост на изгаряне на водород червените джуджета имат много дълъг живот, вариращ от десетки милиарди до десетки трилиони години (червено джудже с маса от 0,1 слънчеви маси ще гори 10 трилиона години).

Не е възможно при червените джуджета термоядрени реакциис участието на хелий, така че те не могат да се превърнат в червени гиганти. С течение на времето те постепенно се свиват и загряват все повече и повече, докато изразходват целия запас от водородно гориво.

Постепенно, според теоретични идеи, те се превръщат в сини джуджета - хипотетичен клас звезди, докато нито едно от червените джуджета все още не е успяло да се превърне в синьо джудже, а след това в бели джуджета с хелиево ядро.

Кафяво джудже - субзвездни обекти (с маси в диапазона от около 0,01 до 0,08 слънчеви маси или съответно от 12,57 до 80,35 маси на Юпитер и диаметър, приблизително равен на диаметъра на Юпитер), в чиито дълбини, за разлика от основната последователност звезди, няма реакция термоядрен синтезс превръщането на водорода в хелий.

Минималната температура на звездите от главната последователност е около 4000 K, температурата на кафявите джуджета е в диапазона от 300 до 3000 K. Кафявите джуджета постоянно се охлаждат през целия си живот и колкото по-голямо е джуджето, толкова по-бавно се охлажда.

Субкафяви джуджета

Субкафявите джуджета или кафявите субджуджета са хладни образувания, които падат под границата на масата на кафявите джуджета. Тяхната маса е по-малка от приблизително една стотна от масата на Слънцето или съответно 12,57 от масата на Юпитер, долната граница не е определена. Те обикновено се считат за планети, въпреки че научната общност все още не е стигнала до окончателно заключение какво се счита за планета и какво е субкафяво джудже.

Черно джудже

Черните джуджета са бели джуджета, които са се охладили и в резултат на това не излъчват във видимия диапазон. Представлява последния етап от еволюцията на белите джуджета. Масите на черните джуджета, както и масите на белите джуджета, са ограничени над 1,4 слънчеви маси.

Двойната звезда е две гравитационни свързани звезди, въртящи се около общ център на масата.

Понякога има системи от три или повече звезди, в които общ случайсистемата се нарича множествена звезда.

В случаите, когато такава звездна система не е твърде далеч от Земята, отделните звезди могат да бъдат разграничени чрез телескоп. Ако разстоянието е значително, тогава разбирайте, че астрономите двойна звездаТова е възможно само по косвени признаци - колебания в яркостта, причинени от периодични затъмнения на една звезда от друга и някои други.

Нова звезда

Звезди, чиято яркост внезапно нараства 10 000 пъти. Новата е двойна система, състояща се от бяло джудже и придружаваща звезда, разположени в главната последователност. В такива системи газът от звездата постепенно тече към бялото джудже и периодично експлодира там, причинявайки изблик на яркост.

Супернова

Свръхновата е звезда, която завършва своята еволюция в катастрофален експлозивен процес. Изригването в този случай може да бъде с няколко порядъка по-голямо, отколкото в случая нова. И така мощна експлозияе следствие от процесите, протичащи в звезда на последния етап от еволюцията.

Неутронна звезда

Неутронните звезди (NS) са звездни образувания с маси от порядъка на 1,5 слънчеви и размери, значително по-малки от белите джуджета; типичният радиус на неутронна звезда е вероятно от порядъка на 10-20 километра.

Те се състоят главно от неутрални субатомни частици - неутрони, плътно компресирани гравитационни сили. Плътността на такива звезди е изключително висока, тя е сравнима и според някои оценки може да бъде няколко пъти по-висока от средната плътност атомно ядро. един кубичен сантиметърНовозеландските вещества ще тежат стотици милиони тонове. Гравитацията на повърхността на неутронна звезда е около 100 милиарда пъти по-висока от тази на Земята.

В нашата Галактика, според учените, може да има от 100 милиона до 1 милиард неутронни звезди, тоест някъде около една на хиляда обикновени звезди.

Пулсари

Пулсарите са космически източници на електромагнитно лъчение, идващи към Земята под формата на периодични изблици (импулси).

Според доминиращия астрофизичен модел пулсарите се въртят неутронни звездис магнитно поле, който е наклонен спрямо оста на въртене. Когато Земята попадне в конуса, образуван от това лъчение, е възможно да се открие импулс на лъчение, повтарящ се на интервали от време, равен на периодазвездна циркулация. Някои неутронни звезди се въртят до 600 пъти в секунда.

Цефеиди

Цефеидите са клас пулсиращи променливи звезди с доста точна връзка период-светимост, кръстени на звездата Делта Цефей. Една от най-известните цефеиди е Поларис.

Следва списък на основните видове (видове) звезди с техните кратко описание, разбира се, не изчерпва цялото възможно разнообразие от звезди във Вселената.

Резултатите от определянето на диаметрите на звездите се оказаха наистина невероятни. Преди не подозирахме, че може да има такива гигантски звезди. Първата звезда, чиито истински размери са определени (през 1920 г.), е ярката звезда от съзвездието Орион, която носи арабското име Бетелгейзе. Диаметърът му се оказа, че надвишава диаметъра на орбитата на Марс! Друга гигантска звезда е Антарес, най-ярката звезда в съзвездието Скорпион: нейният диаметър е около един и половина пъти диаметъра на орбитата на Земята. Сред откритите в момента звездни гиганти трябва да включим и така наречената Чудна „Мира“, звезда в съзвездието Кит, чийто диаметър е 330 пъти по-голям от диаметъра на нашето Слънце. Обикновено звездите-гиганти имат радиус от 10 до 100 слънчеви радиуса и светимост от 10 до 1000 слънчеви светимости. Звездите с яркост, по-голяма от тази на гигантите, се наричат ​​свръхгиганти и хипергиганти.

Гигантските звезди имат интересни неща физическа структура. Изчисленията показват, че такива звезди, въпреки чудовищните си размери, съдържат непропорционално малко материя. Те са само няколко пъти по-тежки от нашето Слънце; и тъй като обемът на Бетелгейзе, например, по-голям от слънцето 40 000 000 пъти, тогава плътността на тази звезда трябва да е незначителна. И ако материята на Слънцето средно се доближава до плътност, тогава материята на гигантските звезди в това отношение прилича на разреден въздух. Гигантските звезди, както се изрази един астроном, „наподобяват огромен балон с ниска плътност, много по-малка от плътността на въздуха“.

Една звезда се превръща в гигант, след като целият водород, наличен за реакция в ядрото на звездата, е изразходван. Звезда, чиято начална маса не надвишава около 0,4 слънчеви маси, няма да стане гигантска звезда. Това е така, защото материята вътре в такива звезди е силно смесена чрез конвекция и така водородът продължава да участва в реакцията, докато цялата маса на звездата се изразходва, в който момент тя се превръща в бяло джудже, състоящо се предимно от хелий. Ако една звезда е по-масивна от тази долна граница, тогава, когато изразходва целия наличен водород в ядрото за реакция, ядрото ще започне да се свива. Сега водородът реагира с хелия в обвивката около богатото на хелий ядро ​​и частта от звездата извън обвивката се разширява и охлажда. В този момент от нейната еволюция светимостта на звездата остава приблизително постоянна и повърхностната й температура намалява. Звездата започва да се превръща в червен гигант. В този момент, вече, като правило, червен гигант, той ще остане приблизително постоянен, докато неговата яркост и радиус ще се увеличат значително, а ядрото ще продължи да се свива, повишавайки температурата си.

Ако масата на звездата е под около 0,5 слънчеви маси, се смята, че тя никога няма да достигне централните температури, необходими за синтез на хелий. Следователно тя ще остане червена гигантска звезда с водороден синтез, докато не започне да се превръща в хелиево бяло джудже.

Раждането на всяка звезда се случва приблизително по същия начин - в резултат на компресия и уплътняване под въздействието на собствената си гравитация на облак, който съдържа главно междузвезден газ и прах. Според учените именно този процес на компресия допринася за образуването на нови звезди. В момента, благодарение на модерното оборудване, учените могат да видят този процес. В телескоп изглежда като определени зони, които изглеждат като тъмни петна на светъл фон. Те се наричат ​​„гигантски молекулярни облачни комплекси“. Тези зони са получили това име поради факта, че съдържат водород под формата на молекули. Тези комплекси или системи, заедно с кълбовидните звездни купове, са най-големите структури в Галактиката с диаметър до 1300 светлинни години.

Едновременно с процеса на компресия на мъглявината се образуват и плътни тъмни кръгли облаци от газ и прах, които се наричат ​​„глобули на Бок“. Американският астроном Бок пръв описа тези глобули, поради което сега се наричат ​​така. Първоначално масата на глобулата е 200 пъти по-голяма от масата на Слънцето. Въпреки това, постепенно глобулите продължават да се кондензират, набирайки маса и привличайки материя от съседните области поради своята гравитация. Струва си да се обърне внимание на факта, че вътрешна частглобули кондензира многократно по-бързо от външния. От своя страна това води до нагряване и въртене на глобулата. Този процес продължава няколкостотин хиляди години, след което се образува протозвезда.

С нарастването на масата на една звезда се привлича все повече материя. Енергията се освобождава и от компресирания вътре газ, което води до образуване на топлина. В тази връзка налягането и температурата на звездата се увеличават, което води до нейната светеща тъмночервена светлина. Протозвездата се характеризира с доста големи размери. Въпреки факта, че топлината е равномерно разпределена по цялата му повърхност, тя все още се счита за относително студена. В ядрото температурата продължава да се повишава. Освен това се върти и придобива някак плоска форма. Този процес продължава няколко милиона години.

Младите звезди се виждат много трудно, особено с просто око. Те могат да бъдат изследвани само със специално оборудване. Това се дължи на факта, че поради тъмния облак прах, който заобикаля звездите, блясъкът на младите звезди е практически невидим.

Ето как звездите се раждат, развиват и умират. На всеки етап от своето развитие звездите имат своя специфична маса, температура и яркост. В тази връзка всички звезди обикновено се класифицират в:

Звезди от главната последователност;

звезди джуджета;

Гигантски звезди.

Кои звезди са гиганти

По този начин гигантските звезди говорят сами за себе си и съответно имат значително по-голям радиус и висока светимост, за разлика от онези звезди от главната последователност, които имат същата повърхностна температура. Радиусът на звездите-гиганти обикновено е в диапазона от 10 до 100 слънчеви радиуса и имат яркост от 10 до 1000 слънчеви светимости. Температурата на гигантските звезди е сравнително ниска поради масата на звездата, тъй като е разпределена по цялата повърхност на звездата и достига около 5000 градуса.

Има обаче и звезди, които имат светимост многократно по-голяма от тази на звездите-гиганти. Такива звезди обикновено се наричат ​​свръхгиганти и хипергиганти.

Звездата свръхгигант се счита за една от най-масивните звезди. Звездите, принадлежащи към този тип, заемат горна частДиаграми на Херцшпрунг-Ръсел. Тези звезди имат маса, която варира от 10 до 70 слънчеви маси. Тяхната яркост е 30 000 слънчеви светимости или повече. Но радиусите на свръхгигантските звезди могат да варират значително - вариращи от 30 до 500 слънчеви радиуса. Но има и звезди, които имат радиус над 1000 слънчеви. Тези свръхгиганти обаче вече преминават в категорията на хипергигантите.

Поради факта, че тези звезди имат много огромни маси, продължителността на живота им е изключително кратка и варира от 30 до няколкостотин милиона години. Свръхгигантите могат да се наблюдават, като правило, в райони на активно звездообразуване - отворени звездни купове, ръкави спирални галактики, както и в неправилни галактики.

Червен гигант

Червеният гигант е звезда от късни спектрални типове, с висока яркост и разширени обвивки. Най-известните червени гиганти са Арктур, Алдебаран, Гакрукс, Мира.

Червените гиганти принадлежат към спектрални класове K и M. Те също имат относително ниска температура на излъчващата повърхност, която е около 3000 - 5000 градуса по Келвин. Това от своя страна показва, че енергийният поток на единица излъчваща площ е 2-10 пъти по-малък от този на Слънцето. Радиусът на червените гиганти варира от 100 до 800 слънчеви радиуса.

Спектрите на червените гиганти се характеризират с наличието на молекулни абсорбционни ленти, тъй като в тяхната относително студена фотосфера някои молекули са стабилни. Максималното лъчение се получава в червената и инфрачервената област на спектъра.

В допълнение към червените гиганти има и бели гиганти. Белият гигант е звезда от главната последователност, която е доста гореща и ярка. Понякога бяла гигантска звезда може да се комбинира с червено джудже. Тази комбинация от звезди се нарича двойна или множествена и като правило се състои от звезди от различни типове.