Всеки човек знае как изглеждат звездите в небето. Малки, блестящи светлини. В древни времена хората не са могли да намерят обяснение за това явление. Звездите се смятали за очите на боговете, душите на мъртвите предци, пазители и защитници, защитаващи мира на човека в тъмнината на нощта. Тогава никой не би могъл да си помисли, че Слънцето също е звезда.

Какво е звезда

Минаха много векове, преди хората да разберат какво представляват звездите. Видове звезди, техните характеристики, идеи за протичащите там химични и физични процеси - това е нова област на познание. Древните астрономи дори не можеха да си представят, че такова светило всъщност изобщо не е мъничка светлина, а невъобразимо голяма топка от горещ газ, в която протичат реакции

термоядрен синтез. Има странен парадокс във факта, че слабата звездна светлина е ослепителен блясък на ядрена реакция, а уютната топлина на слънцето е чудовищната топлина на милиони келвини.

Всички звезди, които могат да се видят на небето с просто око, се намират в галактиката Млечен път. Слънцето също е част от това и се намира в покрайнините му. Невъзможно е да си представим как би изглеждало нощното небе, ако Слънцето беше в центъра на Млечния път. В крайна сметка броят на звездите в тази галактика е повече от 200 милиарда.

Малко за историята на астрономията

Древните астрономи също можеха да кажат необичайни и интересни неща за звездите в небето. Шумерите вече са идентифицирали отделните съзвездия и зодиакалния кръг и са първите, които са изчислили делението на пълен ъгъл на 360 0 . Те създадоха и лунния календар и успяха да го синхронизират със слънчевия. Египтяните вярвали, че Земята е в космоса, но също така знаели, че Меркурий и Венера се въртят около Слънцето.

В Китай астрономията като наука се изучава още в края на 3-то хилядолетие пр.н.е. д. и

Първите обсерватории се появяват през 12 век. пр.н.е д. Те изучаваха лунен и слънчеви затъмнения, след като успяхме да разберем причината им и дори изчислихме прогнозните дати, наблюдавахме метеоритен дъжди траекториите на кометите.

Древните инки са знаели разликите между звездите и планетите. Има косвени доказателства, че те са знаели за галилейците и визуалното замъгляване на очертанията на диска на Венера, поради наличието на атмосфера на планетата.

Древните гърци успяват да докажат сферичността на Земята и излагат предположението, че системата е хелиоцентрична. Те се опитаха да изчислят диаметъра на Слънцето, макар и погрешно. Но гърците са първите, които предполагат по принцип, че Слънцето повече от Земята, преди това всичко, разчитайки на визуални наблюдения, мислеше друго. Гръцкият Хипарх пръв създава каталог на светила и ги идентифицира различни видовезвезди Класификация на звездите в това научна работавъз основа на интензивността на блясъка. Хипарх идентифицира 6 класа яркост; в каталога имаше общо 850 осветителни тела.

На какво обръщат внимание древните астрономи?

Първоначалната класификация на звездите се основаваше на тяхната яркост. В крайна сметка този критерий е единственият, достъпен за астроном, въоръжен само с телескоп. Бяха дадени дори най-ярките звезди или тези с уникални видими свойства собствени имена, а всеки народ си има свои. И така, Денеб, Ригел и Алгол са арабски имена, Сириус е латинско, а Антарес е гръцко. Полярната звезда във всяка нация има свое име. Това е може би една от най-важните звезди в „практически смисъл“. Неговите координати в нощното небе остават непроменени, въпреки въртенето на земята. Ако другите звезди се движат по небето, преминавайки от изгрев до залез, тогава Полярната звезда не променя местоположението си. Следователно именно него моряците и пътешествениците използваха като надежден водач. Между другото, противно на общоприетото схващане, това не е най-ярката звезда в небето. Полярната звезда не се откроява по никакъв начин външно - нито по размер, нито по интензивност на блясъка си. Можете да го намерите само ако знаете къде да търсите. Намира се в самия край на „дръжката на кофата“ на Малката мечка.

На какво се основава звездната класификация?

Съвременните астрономи, отговаряйки на въпроса какви видове звезди има, едва ли ще споменат яркостта на сиянието или местоположението на нощното небе. Може би като исторически екскурз или в лекция, предназначена за публика, напълно далеч от астрономията.

Съвременната класификация на звездите се основава на техните спектрален анализ. В този случай обикновено се посочват и масата, светимостта и радиусът на небесното тяло. Всички тези показатели са дадени по отношение на Слънцето, тоест неговите характеристики са приети като мерни единици.

Класификацията на звездите се основава на такъв критерий като абсолютна величина. Това е видимата степен на яркост без атмосфера, условно разположена на разстояние 10 парсека от точката на наблюдение.

Освен това се вземат предвид вариациите на яркостта и размера на звездата. Типовете звезди понастоящем се определят от техния спектрален клас и по-подробно от техния подклас. Астрономите Ръсел и Херцспрунг независимо един от друг анализираха връзката между осветеността, абсолютната температура на повърхността и спектралния клас на осветителните тела. Те начертаха диаграма със съответните координатни оси и установиха, че резултатът изобщо не е хаотичен. Светилата на картата бяха разположени в ясно различими групи. Диаграмата позволява, знаейки спектралния клас на звезда, да определи нейната абсолютна величина с поне приблизителна точност.

Как се раждат звездите

Тази диаграма предоставя ясни доказателства в полза на съвременна теорияеволюция на данните небесни тела. От графиката ясно се вижда, че най-многобройният клас са принадлежащите към т.нар основна последователностзвезди. Типовете звезди, принадлежащи към този сегмент, са най-често срещаните в моментав точката на развитие на Вселената. Това е етапът на развитие на светилото, при който енергията, изразходвана за излъчване, се компенсира от получената по време термоядрена реакция. Продължителността на престоя на този етап на развитие се определя от масата на небесното тяло и процентното съдържание на елементи, по-тежки от хелия.

Общоприетата в момента теория за еволюцията на звездите гласи, че в началото

На етапа на развитие звездата е разреден гигантски газов облак. Под въздействието на собствената си гравитация тя се свива, като постепенно се превръща в топка. Колкото по-силна е компресията, толкова по-интензивна е гравитационната енергия, която се превръща в топлинна енергия. Газът се нагрява и когато температурата достигне 15-20 милиона K, в новородената звезда започва термоядрена реакция. След това процесът на гравитационно компресиране спира.

Основният период от живота на звездата

Отначало в дълбините на младата звезда преобладават реакциите на водородния цикъл. Това е най-дългият период от живота на една звезда. Типовете звезди на този етап на развитие са представени в най-масивната главна последователност на диаграмата, описана по-горе. С течение на времето водородът в ядрото на звездата се изчерпва, превръщайки се в хелий. След това термоядреното изгаряне е възможно само в периферията на ядрото. Звездата става по-ярка, външните й слоеве се разширяват значително и температурата й пада. Небесното тяло се превръща в червен гигант. Този период от живота на звездата

много по-кратък от предишния. По-нататъшната му съдба е малко проучена. Има различни предположения, но все още не е получено надеждно потвърждение. Най-често срещаната теория е, че когато има твърде много хелий, звездното ядро, неспособно да издържи собствената си маса, се свива. Температурата се повишава, докато хелият влезе в термоядрена реакция. Чудовищните температури водят до ново разширяване и звездата се превръща в червен гигант. По-нататъшна съдбасветилото, според учените, зависи от неговата маса. Но теориите за това са само резултат от компютърни симулации, а не потвърдени от наблюдения.

Охлаждащи звезди

Предполага се, че червените гиганти с ниска маса ще се свият, превръщайки се в джуджета и постепенно охлаждайки. Звезди средно тегломоже да се трансформира, докато в центъра на такова образувание ядрото, лишено от външни обвивки, ще продължи да съществува, като постепенно се охлажда и се превръща в бяло джудже. Ако централната звезда излъчва значително инфрачервено лъчение, възникват условия за активиране на космически мазер в разширяващата се газова обвивка на планетарната мъглявина.

Масивните звезди, когато са компресирани, могат да достигнат такова ниво на налягане, че електроните буквално да бъдат притиснати атомни ядра, превръщайки се в неутрони. Защото между

Тези частици нямат електростатични сили на отблъскване; звездата може да се свие до размер от няколко километра. Освен това плътността му ще надвишава плътността на водата 100 милиона пъти. Такава звезда се нарича неутронна звезда и всъщност представлява огромно атомно ядро.

Свръхмасивните звезди продължават да съществуват, последователно синтезирайки в процеса на термоядрени реакции от хелий - въглерод, след това кислород, от него - силиций и накрая желязо. На този етап от термоядрената реакция възниква експлозия на свръхнова. Суперновите от своя страна могат да се превърнат в неутронни звезди или, ако масата им е достатъчно голяма, да продължат да колабират до критична граница и да образуват черни дупки.

Размери

Класификацията на звездите по размер може да се извърши по два начина. Физическият размер на една звезда може да се определи от нейния радиус. Мерната единица в този случай е радиусът на Слънцето. Има джуджета, средно големи звезди, гиганти и свръхгиганти. Между другото, самото Слънце е просто джудже. Радиусът на неутронните звезди може да достигне само няколко километра. А свръхгигантът напълно ще пасне на орбитата на планетата Марс. Размерът на една звезда също може да се отнася до нейната маса. Тя е тясно свързана с диаметъра на звездата. Колкото по-голяма е звездата, толкова по-ниска е нейната плътност и обратното, колкото по-малка е звездата, толкова по-висока е плътността. Този критерий не варира толкова много. Има много малко звезди, които са 10 пъти по-големи или по-малки от Слънцето. Повечето от осветителните тела попадат в диапазона от 60 до 0,03 слънчеви маси. Плътността на Слънцето, взета за изходен показател, е 1,43 g/cm 3 . Плътността на белите джуджета достига 10 12 g/cm 3 , а плътността на разредените свръхгиганти може да бъде милиони пъти по-малка от тази на Слънцето.

В стандартната класификация на звездите схемата за масово разпределение е следната. Малките осветителни тела включват осветителни тела с маса от 0,08 до 0,5 слънчеви. Умерени - от 0,5 до 8 слънчеви маси, и масивни - от 8 или повече.

Класификация на звездите . От синьо към бяло

Класификацията на звездите по цвят всъщност се основава не на видимото сияние на тялото, а на спектрални характеристики. Определя се спектърът на излъчване на даден обект химически съставзвезди, температурата му зависи от него.

Най-разпространена е класификацията на Харвард, създадена в началото на 20 век. Според стандартите, приети по това време, класификацията на звездите по цвят включва разделяне на 7 типа.

По този начин звездите с най-висока температура от 30 до 60 хиляди К се класифицират като светила от клас О син цвят, масата на такива небесни тела достига 60 слънчеви маси (s.m.), а радиусът - 15 слънчеви радиуса (s.r.). Линиите на водорода и хелия в техния спектър са доста слаби. Светимостта на такива небесни обекти може да достигне 1 милион 400 хиляди слънчеви светимости (s.s.).

Звездите от клас B включват светила с температури от 10 до 30 хиляди K. Това са небесни тела с бяло-син цвят, чиято маса започва от 18 s. м., а радиусът е от 7 с. m. Най-ниската светимост на обектите от този клас е 20 хиляди s. с., а водородните линии в спектъра се засилват, достигайки средни стойности.

Звездите от клас А имат температури от 7,5 до 10 хиляди K и са бели на цвят. Минималната маса на такива небесни тела започва от 3,1 s. м., а радиусът е от 2,1 с. r. Светимостта на обектите варира от 80 до 20 хиляди s. с. Водородните линии в спектъра на тези звезди са силни и се появяват метални линии.

Обектите от клас F всъщност са жълто-бели на цвят, но изглеждат бели. Тяхната температура варира от 6 до 7,5 хиляди K, масата варира от 1,7 до 3,1 cm, радиусът - от 1,3 до 2,1 s. r. Светимостта на такива звезди варира от 6 до 80 s. с. Линиите на водорода в спектъра отслабват, линиите на металите, напротив, се засилват.

Така всички видове бели звезди попадат в класове от A до F. Следващи, според класификацията, са жълтите и оранжевите светила.

Жълти, оранжеви и червени звезди

Видовете звезди варират в цвят от синьо до червено, когато температурата пада и размерът и светимостта на обекта намаляват.

Звездите от клас G, които включват Слънцето, достигат температури от 5 до 6 хиляди K, те жълто. Масата на такива обекти е от 1,1 до 1,7 s. м., радиус - от 1,1 до 1,3 s. r. Светимост - от 1,2 до 6 s. с. Спектралните линии на хелия и металите са интензивни, линиите на водорода стават по-слаби.

Светилата, принадлежащи към клас К, имат температура от 3,5 до 5 хиляди К. Те изглеждат жълто-оранжеви, но истинският цвят на тези звезди е оранжев. Радиусът на тези обекти е в диапазона от 0,9 до 1,1 s. r., тегло - от 0,8 до 1,1 s. м. Яркостта варира от 0,4 до 1,2 s. с. Водородните линии са почти невидими, металните линии са много силни.

Най-студените и най-малки звезди са клас М. Тяхната температура е само 2,5 - 3,5 хил. K и изглеждат червени, въпреки че всъщност тези обекти са оранжево-червени. Масата на звездите е в диапазона от 0,3 до 0,8 s. м., радиус - от 0,4 до 0,9 s. r. Светимостта е само 0,04 - 0,4 s. с. Това са умиращи звезди. Едва наскоро откритите кафяви джуджета са по-хладни от тях. За тях беше отделен отделен М-Т клас.

Звезди с различни цветове

Нашето Слънце е бледожълта звезда. Като цяло цветът на звездите е удивително разнообразна палитра от цветове. Едно от съзвездията се нарича „Кутия за бижута“. Сапфирени и сини звезди са разпръснати по черното кадифе на нощното небе. Между тях, в средата на съзвездието, има ярка оранжева звезда.

Разлики в цвета на звездата

Разликите в цветовете на звездите се обясняват с факта, че звездите имат различни температури. Ето защо това се случва. Светлината е вълново излъчване. Разстоянието между гребените на една вълна се нарича нейната дължина. Светлинните вълни са много къси. колко? Опитайте да разделите един инч на 250 000 равни части(1 инч е равен на 2,54 сантиметра). Няколко такива части ще образуват дължината на вълната на светлината.

Въпреки такава незначителна дължина на вълната на светлината, най-малката разлика в размерите на светлинните вълни драматично променя цвета на картината, която наблюдаваме. Това идва от факта, че светлинните вълни с различна дължина се възприемат от нас като различни цветове. Например, дължината на вълната на червеното е един път и половина по-голяма от дължината на вълната на синьото. Бяло- това е лъч, състоящ се от фотони на светлинни вълни с различна дължина, тоест от лъчи с различни цветове.

Свързани материали:

Цвят на пламък

От ежедневния опит знаем, че цветът на телата зависи от тяхната температура. Поставете желязна шушулка на огъня. Като се загрее, първо се зачервява. Тогава тя ще се изчерви още повече. Ако жокерът можеше да се нагрее още повече, без да се разтопи, той щеше да се превърне от червено в оранжево, след това в жълто, след това в бяло и накрая в синьо-бяло.

Слънцето е жълта звезда. Температурата на повърхността му е 5500 градуса по Целзий. Температурата на повърхността на най-горещата синя звезда надхвърля 33 000 градуса.

Физически закони на цвета и температурата

Учените са формулирали физически закони, които свързват цвета и температурата. Колкото по-горещо е тялото, толкова по-голяма е енергията на излъчване от повърхността му и толкова по-къса е дължината на излъчваните вълни. Синьоима по-къса дължина на вълната от червеното. Следователно, ако едно тяло излъчва синя дължина на вълната, то е по-горещо от тяло, излъчващо червена светлина. Атомите на горещите газове в звездите излъчват частици, наречени фотони. Колкото по-горещ е газът, толкова по-висока е енергията на фотоните и толкова по-къса е тяхната дължина на вълната.

Звездите, които наблюдаваме, се различават както по цвят, така и по яркост. Яркостта на една звезда зависи както от нейната маса, така и от нейното разстояние. А цветът на сиянието зависи от температурата на повърхността му. Най-готините звезди са червени. А най-горещите са със синкав оттенък. Белите и сините звезди са най-горещите, тяхната температура е по-висока от температурата на Слънцето. Нашата звезда, Слънцето, принадлежи към класа на жълтите звезди.

Колко звезди има на небето?
Почти невъзможно е дори приблизително да се изчисли броят на звездите в известната ни част от Вселената. Учените могат само да кажат, че може да има около 150 милиарда звезди в нашата Галактика, която се нарича Млечен път. Но има и други галактики! Но хората знаят много по-точно броя на звездите, които могат да се видят от повърхността на Земята с просто око. Има около 4,5 хиляди такива звезди.

Как се раждат звездите?
Ако звездите светят, това означава ли, че някой има нужда от това? В безкрайното космическото пространствоВинаги има молекули на най-простото вещество във Вселената - водорода. Някъде има по-малко водород, някъде повече. Под въздействието на взаимни сили на привличане молекулите на водорода се привличат една към друга. Тези процеси на привличане могат да продължат много дълго време - милиони и дори милиарди години. Но рано или късно водородните молекули се привличат толкова близо една до друга, че се образува газов облак. С по-нататъшно привличане температурата в центъра на такъв облак започва да се повишава. Ще минат още милиони години и температурата в газовия облак може да се повиши толкова много, че ще започне реакция на термоядрен синтез - водородът ще започне да се превръща в хелий и на небето ще се появи нова звезда. Всяка звезда е гореща газова топка.

Продължителността на живота на звездите варира значително. Учените са установили, че колкото по-голяма е масата на новородената звезда, толкова по-кратък е животът й. Продължителността на живота на една звезда може да варира от стотици милиони години до милиарди години.

Светлинна година
Светлинна година е разстоянието, изминато за една година от лъч светлина, движещ се със скорост 300 хиляди километра в секунда. А в годината има 31 536 000 секунди! И така, от най-близката до нас звезда, наречена Проксима Кентавър, светлинен лъч пътува повече от четири години (4,22 светлинни години)! Тази звезда е 270 хиляди пъти по-далеч от нас от Слънцето. А останалите звезди са много по-далеч – на десетки, стотици, хиляди и дори милиони светлинни години от нас. Ето защо звездите ни изглеждат толкова малки. И дори в най-мощния телескоп, за разлика от планетите, те винаги се виждат като точки.

Какво е "съзвездие"?
От древни времена хората са гледали звездите и са виждали в причудливите фигури, които образуват групи от ярки звезди, изображения на животни и митични герои. Такива фигури в небето започнаха да се наричат ​​съзвездия. И въпреки че в небето звездите, включени от хората в това или онова съзвездие, са визуално близо една до друга, в космоса тези звезди могат да бъдат разположени на значително разстояние една от друга. Най-известните съзвездия са Голямата и Малката мечка. Факт е, че съзвездието Малка мечка включва Полярната звезда, към която сочи Северен полюснашата планета Земя. И знаейки как да намерите Полярната звезда в небето, всеки пътешественик и навигатор ще може да определи къде е север и да се ориентира в района.

Свръхнови
Някои звезди в края на живота си внезапно започват да светят хиляди и милиони пъти по-ярко от обикновено и изхвърлят огромни маси материя в околното пространство. Обикновено се казва, че възниква експлозия на свръхнова. Сиянието на свръхновата постепенно избледнява и накрая на мястото на такава звезда остава само светещ облак. Подобна експлозия на свръхнова е наблюдавана от древни астрономи в Близкия и Далечен изток 4 юли 1054 г. Разпадането на тази свръхнова е продължило 21 месеца. Сега на мястото на тази звезда има мъглявината Рак, известна на много любители на астрономията.

За да обобщим този раздел, отбелязваме, че

V. Видове звезди

Основна спектрална класификация на звездите:

Кафяви джуджета

Кафявите джуджета са вид звезди, в които ядрени реакцииникога не може да компенсира загубите на енергия поради радиация. Дълго време кафявите джуджета бяха хипотетични обекти. Тяхното съществуване е предсказано в средата на 20-ти век въз основа на идеи за процесите, протичащи по време на формирането на звездите. През 2004 г. обаче за първи път е открито кафяво джудже. Към днешна дата са открити доста звезди от този тип. Техният спектрален клас е M - T. На теория се разграничава друг клас - обозначен с Y.

Бели джуджета

Скоро след светкавицата на хелия въглеродът и кислородът се „запалват“; всяко от тези събития предизвиква силно преструктуриране на звездата и нейното бързо движение по диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Размерът на атмосферата на звездата се увеличава още повече и тя започва бързо да губи газ под формата на разпръснати потоци от звезден вятър. Съдбата на централната част на една звезда зависи изцяло от нейната първоначална маса: ядрото на една звезда може да завърши своята еволюция като бяло джудже(звезди с ниска маса), ако масата му на по-късни етапи от еволюцията надвишава границата на Чандрасекар - като неутронна звезда(пулсар), ако масата надвишава границата на Опенхаймер-Волков - как черна дупка. В последните два случая завършването на еволюцията на звездите е придружено от катастрофални събития - експлозии на свръхнови.
По-голямата част от звездите, включително Слънцето, завършват еволюцията си чрез свиване, докато налягането на изродените електрони балансира гравитацията. В това състояние, когато размерът на звездата намалява сто пъти, а плътността става милион пъти по-висока от плътността на водата, звездата се нарича бяло джудже. Той е лишен от източници на енергия и, постепенно изстивайки, става тъмен и невидим.

Червени гиганти

Червените гиганти и свръхгигантите са звезди с доста ниска ефективна температура (3000 - 5000 K), но с огромна светимост. Типична абсолютна величина на такива обекти 3m-0m(I и III класосветеност). Техният спектър се характеризира с наличието на молекулни абсорбционни ивици, като максималната емисия се проявява в инфрачервения диапазон.

Променливи звезди

Променлива звезда е звезда, чийто блясък се е променил поне веднъж в цялата си история на наблюдение. Причините за променливостта са много и те могат да бъдат свързани не само с вътрешни процеси: ако звездата е двойна и зрителната линия лежи или е под лек ъгъл спрямо зрителното поле, тогава една звезда, преминаваща през диска на звездата, ще я затъмни и яркостта може също да се промени, ако светлината от звездата преминава през силно гравитационно поле. В повечето случаи обаче променливостта е свързана с нестабилни вътрешни процеси. IN най-новата версияОбщият каталог на променливите звезди приема следното разделение:
Еруптивни променливи звезди- това са звезди, които променят яркостта си поради бурни процеси и изригвания в техните хромосфери и корони. Промяната в светимостта обикновено възниква поради промени в обвивката или загуба на маса под формата на звезден вятър с променлива интензивност и/или взаимодействие с междузвездната среда.
Пулсиращи променливи звездиса звезди, които проявяват периодично разширение и свиване на повърхностните си слоеве. Пулсациите могат да бъдат радиални и нерадиални. Радиалните пулсации на звезда оставят нейната форма сферична, докато нерадиалните пулсации карат формата на звездата да се отклонява от сферичната и съседните зони на звездата могат да бъдат в противоположни фази.
Въртящи се променливи звезди- това са звезди, чието разпределение на яркостта по повърхността е неравномерно и/или те имат неелипсоидална форма, в резултат на което при въртене на звездите наблюдателят записва тяхната променливост. Нееднородността в яркостта на повърхността може да бъде причинена от петна или температурни или химически нееднородности, причинени от магнитни полета, чиито оси не съвпадат с оста на въртене на звездата.
Катаклизмични (експлозивни и подобни на нова) променливи звезди. Променливостта на тези звезди се дължи на експлозии, които са причинени от експлозивни процеси в техните повърхностни слоеве (нови) или дълбоко в техните дълбини (свръхнови).
Засенчващи двоични системи.
Оптични променливи бинарни системи с твърдо рентгеново излъчване
Нови типове променливи- видове променливост, открити по време на публикуването на каталога и следователно невключени във вече публикувани класове.

Нов

Нова звезда- тип катаклизмични променливи. Тяхната яркост не се променя толкова рязко, колкото тази на свръхновите (въпреки че амплитудата може да бъде 9m): няколко дни преди максимума звездата е само с 2m по-слаба. Броят на тези дни определя към кой клас нови принадлежи звездата:
Много бързо, ако това време (означено като t2) е по-малко от 10 дни.
Бързо - 11 Много бавно: 151 Изключително бавен, оставащ близо до максимума с години.

Има зависимост на максималната яркост на новата от t2. Понякога тази зависимост се използва за определяне на разстоянието до звезда. Максимумът на изригването се държи различно в различните диапазони: докато във видимия диапазон вече има спад на радиацията, в ултравиолетовия той все още нараства. Ако светкавица се наблюдава и в инфрачервения диапазон, тогава максимумът ще бъде достигнат едва след като отблясъците в ултравиолетовия стихнат. По този начин болометричната яркост по време на изригване остава непроменена за доста дълго време.

В нашата Галактика могат да се разграничат две групи нови: нови дискове (средно те са по-ярки и по-бързи) и нови издутини, които са малко по-бавни и съответно малко по-слаби.

Свръхнови

Свръхновите са звезди, които завършват еволюцията си в катастрофален експлозивен процес. Терминът „свръхнови“ се използва за описание на звезди, които пламват много (на порядък) по-силно от така наречените „нови“. Всъщност нито едното, нито другото са физически нови; съществуващите звезди винаги пламват. Но в няколко исторически случая избухнаха онези звезди, които преди това бяха практически или напълно невидими в небето, което създаде ефекта на появата на нова звезда. Типът свръхнова се определя от наличието на водородни линии в спектъра на избухването. Ако е там, значи е свръхнова тип II, ако не е, тогава е супернова тип I.

Хипернови

Хипернова - колапс на изключително тежка звезда, след като в нея не са останали повече източници, които да поддържат термоядрени реакции; с други думи, това е много голяма свръхнова. От началото на 90-те години на миналия век се наблюдават толкова мощни звездни експлозии, че силата на експлозията надвишава мощността на обикновена супернова около 100 пъти, а енергията на експлозията надвишава 1046 джаула. В допълнение, много от тези експлозии бяха придружени от много силни гама-лъчи. Интензивното изследване на небето откри няколко аргумента в полза на съществуването на хипернови, но засега хиперновите са хипотетични обекти. Днес терминът се използва за описание на експлозии на звезди с маси, вариращи от 100 до 150 или повече слънчеви маси. Хиперновите теоретично биха могли да представляват сериозна заплаха за Земята поради силно радиоактивно изригване, но в момента няма звезди близо до Земята, които биха могли да представляват такава опасност. Според някои данни преди 440 милиона години близо до Земята е имало експлозия на хипернова. Вероятно краткотрайният никелов изотоп 56Ni е паднал на Земята в резултат на тази експлозия.

Неутронни звезди

В звезди, по-масивни от Слънцето, налягането на изродените електрони не може да удържи компресията на ядрото и то продължава, докато повечето частици се превърнат в неутрони, опаковани толкова плътно, че размерът на звездата се измерва в километри, а нейната плътност е 280 трилиона. пъти плътността на водата. Такъв обект се нарича неутронна звезда; неговото равновесие се поддържа от налягането на изродената неутронна материя.

С помощта на телескопа можете да наблюдавате 2 милиарда звезди с магнитуд 21. Има Харвардска спектрална класификация на звездите. В него спектралните типове са подредени в реда на намаляване на температурата на звездите. Класовете се обозначават с букви от латинската азбука. Има седем от тях: O - B - A - P - O - K - M.

Добър индикатор за температурата на външните слоеве на звездата е нейният цвят. Горещите звезди от спектрални типове O и B са сини; звезди, подобни на нашето Слънце (спектрален клас 02), изглеждат жълти, докато звездите от спектрални типове K и M изглеждат червени.

Яркостта и цвета на звездите

Всички звезди имат цвят. Има сини, бели, жълти, жълтеникави, оранжеви и червени звезди. Например Бетелгейзе е червена звезда, Кастор е бял, Капела е жълта. По яркост те се разделят на звезди от 1-ва, 2-ра, ... n-та величина (n max = 25). Терминът „звездна величина“ няма нищо общо с истинския размер. Звездната величина характеризира светлинния поток, идващ към Земята от звезда. Звездните величини могат да бъдат както дробни, така и отрицателни. Скалата на величината се основава на възприятието на светлината от окото. Разделянето на звездите на звездни величини въз основа на видимата яркост е извършено от древногръцкия астроном Хипарх (180 - 110 г. пр. н. е.). Хипарх определя първата величина на най-ярките звезди; той счита следващите по градация на яркост (т.е. приблизително 2,5 пъти по-слаби) за звезди от втора величина; звезди 2,5 пъти по-слаби от звездите от втора величина се наричаха звезди от трета величина и т.н.; звездите на границата на видимост с невъоръжено око бяха определени с шеста величина.

При такава градация на яркостта на звездите се оказа, че звездите от шеста величина са 2,55 пъти по-слаби от звездите от първа величина. Затова през 1856 г. английският астроном Н. К. Погсой (1829-1891) предлага да се разглеждат онези звезди от шеста величина, които са точно 100 пъти по-слаби от звездите от първа величина. Всички звезди се намират на различно разстояние от Земята. Би било по-лесно да се сравняват величини, ако разстоянията бяха равни.

Величината, която една звезда би имала на разстояние 10 парсека, се нарича абсолютна величина. Абсолютната величина е обозначена - М, а видимата величина е м.

Химическият състав на външните слоеве на звездите, от които идва тяхното излъчване, се характеризира с пълно преобладаване на водорода. Хелият е на второ място, а съдържанието на други елементи е доста малко.

Температура и маса на звездите

Познаването на спектралния тип или цвят на една звезда веднага дава нейната повърхностна температура. Тъй като звездите излъчват приблизително като напълно черни тела със съответната температура, мощността, излъчвана от единица от тяхната повърхност за единица време, се определя от закона на Стефан-Болцман.

Разделяне на звезди въз основа на сравнение на яркостта на звездите с температура и цвят и абсолютна величина (диаграма на Hertzsprung-Russell):

1. основна последователност (в центъра на която е Слънцето - жълто джудже)
2. свръхгиганти (с големи размери и висока светимост: Антарес, Бетелгейзе)
3. последователност от червени гиганти
4. джуджета (бяло - Сириус)
5. подджуджета
6. бяло-синя последователност

Това разделение се основава и на възрастта на звездата.

Различават се следните звезди:

1. обикновен (Слънце);
2. двойни (Mizar, Albkor) се делят на:

• а) визуално двойни, ако двойствеността им се забелязва при наблюдение през телескоп;
• б) кратни - система от звезди с число по-голямо от 2, но по-малко от 10;
• в) оптичните двойни звезди са такива звезди, че тяхната близост е резултат от произволна проекция върху небето, а в космоса те са далеч;
• г) физически двойни звезди са звезди, които образуват единна система и се въртят под въздействието на сили на взаимно привличане около общ център на масата;
• д) спектроскопичните двойни звезди са звезди, които по време на взаимно въртене се доближават една до друга и тяхната двойственост може да се определи от спектъра;
• е) затъмняващите двойни звезди са звезди, които по време на взаимна циркулация се блокират една друга;

променливи (б Цефей). Цефеидите са звезди с различна яркост. Амплитудата на промяната на яркостта е не повече от 1,5 величини. Това са пулсиращи звезди, което означава, че периодично се разширяват и свиват. Компресията на външните слоеве ги кара да се нагряват;

нестационарни.

Нови звезди- това са звезди, които са съществували много отдавна, но внезапно са пламнали. Яркостта им се увеличи за кратко време с 10 000 пъти (амплитудата на промяната на яркостта беше от 7 до 14 величини).

Свръхнови- това са звезди, които са били невидими в небето, но внезапно са избухнали и са увеличили яркостта си 1000 пъти спрямо обикновените нови звезди.

Пулсар- неутронна звезда, създадена от експлозия на свръхнова.

Данните за общия брой на пулсарите и продължителността на живота им показват, че средно на век се раждат 2-3 пулсара, което приблизително съвпада с честотата на експлозиите на свръхнови в Галактиката.

Еволюция на звездите

Както всички тела в природата, звездите не остават непроменени, те се раждат, развиват се и накрая умират. Преди това астрономите вярваха, че са били необходими милиони години, за да се образува звезда от междузвезден газ и прах. Но през последните години бяха направени снимки на област от небето, която е част от Голямата мъглявина Орион, където в продължение на няколко години се появи малък клъстер от звезди. На снимки от 1947 г. на това място е записана група от три звездоподобни обекта. До 1954 г. някои от тях са станали продълговати, а до 1959 г. тези продълговати образувания са се разпаднали на отделни звезди. За първи път в човешката история хората наблюдаваха раждането на звезди буквално пред очите ни.

В много части на небето съществуват необходимите условия за появата на звезди. При изучаване на снимки на мъгливи области на Млечния път беше възможно да се открият малки черни петна с неправилна форма или глобули, които представляват масивни натрупвания на прах и газ. Тези газови и прахови облаци съдържат прахови частици, които много силно абсорбират светлината, идваща от звездите, разположени зад тях. Размерите на глобулите са огромни - до няколко светлинни години в диаметър. Въпреки факта, че материята в тези клъстери е много разредена, общият им обем е толкова голям, че е напълно достатъчен за образуването на малки клъстери от звезди с маса, близка до Слънцето.

В черната топка, под въздействието на радиационното налягане, излъчвано от околните звезди, материята се компресира и уплътнява. Такова компресиране се случва за определен период от време, в зависимост от източниците на радиация около кълбото и интензивността на последното. Гравитационните сили, произтичащи от концентрацията на маса в центъра на кълбото, също се стремят да компресират кълбото, което кара материята да пада към центъра му. Докато падат, частиците на материята придобиват кинетична енергия и нагряват газовете в левия облак.

Падането на материята може да продължи стотици години. Отначало това се случва бавно, без да бърза, тъй като гравитационните сили, привличащи частиците към центъра, са все още много слаби. След известно време, когато глобулата стане по-малка и гравитационното поле се засили, падането започва да става по-бързо. Но глобулата е огромна, поне една светлинна година в диаметър. Това означава, че разстоянието от външната й граница до центъра може да надхвърли 10 трилиона километра. Ако частица от ръба на кълбото започне да пада към центъра със скорост малко по-малка от 2 km/s, тогава тя ще достигне центъра едва след 200 000 години.

Продължителността на живота на една звезда зависи от нейната маса. Звездите с маса, по-малка от тази на Слънцето, изразходват запасите си от ядрено гориво много икономично и могат да светят десетки милиарди години. Външните слоеве на звезди като нашето Слънце, с маси не по-големи от 1,2 слънчеви маси, постепенно се разширяват и в крайна сметка напълно напускат ядрото на звездата. На мястото на гиганта остава малко и горещо бяло джудже.

Много хора смятат, че всички звезди на небето са бели. (С изключение на Слънцето, което, разбира се, жълто.) Изненадващо, но в действителност всичко е точно обратното: нашите, а звездите се предлагат в различни цветове - синкави, бели, жълтеникави, оранжеви и дори червени!

Друг въпрос възможно ли е да се види цвета на звездите с просто око? Мътните звезди изглеждат бели просто защото са твърде бледи, за да възбудят колбичките в ретината на очите ни, специалните рецепторни клетки, отговорни за цветното зрение. Пръчиците, чувствителни към слаба светлина, не различават цветовете. Ето защо в тъмното всички котки са сиви и всички звезди са бели.

Цветове на ярки звезди

Ами ярките звезди?

Нека да разгледаме съзвездието Орион или по-скоро двете му най-ярки звезди, Ригел и Бетелгейзе. (Орион е централното съзвездие на зимното небе. Наблюдава се вечер на юг от края на ноември до март.)

Звездата Бетелгейзе се откроява сред другите в съзвездието Орион със своя червеникав оттенък. Снимка: Бил Дикинсън/APOD

Дори един бърз поглед е достатъчен, за да забележите червения цвят на Бетелгейзе и синкаво-белия цвят на Ригел. Това не е привиден феномен - звездите наистина имат различни цветове. Разликата в цвета се определя само от температурата на повърхностите на тези звезди. Белите звезди са по-горещи от жълтите, а жълтите от своя страна са по-горещи от оранжевите. Най-горещите звезди са синкаво-бели, а най-студените са червени. по този начин Ригел е много по-горещ от Бетелгейзе.

Какъв цвят всъщност е Rigel?

Понякога обаче всичко не е толкова очевидно. В мразовита или ветровита нощ, когато въздухът е неспокоен, можете да наблюдавате странно нещо - Ригелът бързо, бързо променя яркостта си (с други думи, той трепти) и блести в различни цветове!Понякога изглежда, че е синьо, понякога изглежда, че е бяло, а след това за момент изглежда червено! Оказва се, че Ригел изобщо не е синкаво-бяла звезда - не е ясно какъв цвят е!

Синият Ригел и отражателната мъглявина Главата на вещицата. Снимка: Майкъл Хефнър/Flickr.com

Отговорността за това явление се носи изцяло от земната атмосфера. Ниско над хоризонта (а Ригел никога не се издига високо в нашите географски ширини) звездите често блестят и блестят в различни цветове. Тяхната светлина преминава през много голяма дебелина на атмосферата, преди да достигне очите ни. По пътя той се пречупва и отклонява в слоеве въздух с различна температура и плътност, създавайки ефекта на трептене и бърза промяна на цвета.

Най-добрият пример за звезда, която блести в различни цветове, е бялото. Сириус, който се намира в небето до Орион. Сириус е най-ярката звезда на нощното небе и затова нейните мигащи и бързи промени в цвета са много по-забележими от тези на съседните звезди.

Въпреки че звездите се предлагат в различни цветове, тези, които се различават най-добре с просто око, са бели и червеникави. От всички ярки звезди може би само Вега изглежда отчетливо синкава.

Вега изглежда като сапфир в телескоп. Снимка: Фред Еспанак

Цветовете на звездите в телескопи и бинокли

Оптичните инструменти - телескопи, бинокли и зрителни тръби - ще разкрият много по-ярка и широка палитра от звездни цветове. Ще видите ярки оранжеви и жълти звезди, синкаво-бели, жълтеникаво-бели, златисти и дори зеленикави звезди! Колко реални са тези цветове?

По принцип всички те са истински! вярно ли е В природата няма зелени звезди(защо е отделен въпрос), това е оптична илюзия, макар и много красива! Наблюдаването на зеленикави и дори изумруденозелени звезди е възможно само когато има жълта или жълтеникаво-оранжева звезда много близо.

Рефлекторният телескоп възпроизвежда цветовете много по-точно от рефрактора, тъй като телескопите с лещи страдат от хроматична аберация в една или друга степен, а рефлекторните огледала отразяват еднакво светлината от всички цветове.

Много е интересно да се наблюдават цветните звезди, първо с просто око, а след това през бинокъл или телескоп. (Когато гледате през телескоп, използвайте най-малкото увеличение.)

Таблицата по-долу показва цветовете за 8 ярки звезди. Яркостта на звездите е дадена в величина. Буквата v означава, че яркостта на звездата е променлива - тя свети по физически причини или по-ярко, или по-слабо.

звезда	Съзвездие	Блясък	Цвят	Вечерна видимост
Сириус	Голямо куче	-1.44	Бяло, но често блести силно и променя цвета си поради атмосферните условия	ноември – март
Вега	Лира	0.03	Синьо	Целогодишно
Параклис	Аурига	0.08	Жълто	Целогодишно
Ригел	Орион	0.18	Синкаво-бял, но често блести силно и променя цвета си поради атмосферните условия	ноември – април
Процион	Малко куче	0.4	Бяло	ноември – май
Алдебаран	Телец	0.87	портокал	октомври – април
Полукс	Близнаци	1.16	Бледо оранжево	ноември – юни
Бетелгейзе	Орион	0,45v	Оранжево-червено	ноември – април

Многоцветни звезди в декемврийското небе

През декември можете да намерите дузина ярко оцветени звезди! Вече говорихме за червения Бетелгейзе и синкаво-белия Ригел. В изключително спокойни нощи Сириус изумява със своята белота. звезда Параклисв съзвездието Аурига изглежда почти бяло с просто око, но през телескоп разкрива отчетлив жълтеникав оттенък.

Не пропускайте да разгледате Вега, който от август до декември се вижда вечер високо в небето на юг и след това на запад. Ненапразно Вега се нарича небесен сапфир - синият му цвят е толкова наситен, когато се наблюдава през телескоп!

Най-накрая при звездата ПолуксОт съзвездието Близнаци ще забележите бледо оранжево сияние.

Полукс, най-ярката звезда в съзвездието Близнаци. Снимка: Фред Еспанак

В заключение ще отбележа, че цветовете на звездите, които наблюдаваме визуално, до голяма степен зависят от чувствителността на очите ни и субективното възприятие. Може би ще ми възразите по всички точки и ще кажете, че цветът на Полукс е наситено оранжев, а Бетелгейзе е жълтеникавочервен. Опитайте експеримент! Вижте сами звездите в таблицата по-горе - с просто око и чрез оптичен инструмент. Дайте мнение за цвета им!

Преглеждания на публикация: 11 457