Svaka osoba zna kako izgledaju zvijezde na nebu. Sićušna, blještava svjetla. U davna vremena ljudi nisu mogli smisliti objašnjenje za ovaj fenomen. Zvijezde su se smatrale očima bogova, dušama umrlih predaka, čuvarima i zaštitnicima, štiteći mir čovjeka u tami noći. Tada nitko nije mogao pomisliti da je i Sunce zvijezda.

Što je zvijezda

Prošla su mnoga stoljeća prije nego što su ljudi shvatili što su zvijezde. Vrste zvijezda, njihove karakteristike, ideje o kemijskim i fizičkim procesima koji se tamo događaju - ovo je novo područje znanja. Drevni astronomi nisu mogli ni zamisliti da takva svjetiljka zapravo uopće nije sićušno svjetlo, već nezamislivo velika lopta vrućeg plina u kojoj se odvijaju reakcije

termonuklearna fuzija. Postoji čudan paradoks u činjenici da je prigušena svjetlost zvijezda blistavi sjaj nuklearne reakcije, a ugodna toplina sunca je monstruozna toplina milijuna Kelvina.

Sve zvijezde koje se na nebu mogu vidjeti golim okom nalaze se u galaksiji mliječna staza. Sunce je također dio toga i nalazi se na njegovoj periferiji. Nemoguće je zamisliti kako bi noćno nebo izgledalo da je Sunce u središtu Mliječne staze. Uostalom, broj zvijezda u ovoj galaksiji je više od 200 milijardi.

Malo o povijesti astronomije

Drevni su astronomi također znali reći neobične i zanimljive stvari o zvijezdama na nebu. Već su Sumerani identificirali pojedina zviježđa i zodijački krug te su prvi izračunali podjelu punog kuta s 360 0 . Također su stvorili lunarni kalendar i uspjeli su ga uskladiti sa solarnim. Egipćani su vjerovali da je Zemlja u svemiru, ali su također znali da Merkur i Venera kruže oko Sunca.

U Kini se astronomija kao znanost proučavala već krajem 3. tisućljeća pr. e. i

Prve zvjezdarnice pojavile su se u 12. stoljeću. PRIJE KRISTA e. Proučavali su lunarne i pomrčine Sunca, nakon što smo uspjeli razumjeti njihov uzrok i čak izračunati datume prognoze, promatrali smo kiše meteora i putanje kometa.

Drevne Inke znale su razliku između zvijezda i planeta. Postoje neizravni dokazi da su bili svjesni Galilejaca i vizualnog zamagljivanja obrisa Venerinog diska, zbog prisutnosti atmosfere na planetu.

Stari Grci uspjeli su dokazati sferičnost Zemlje i iznijeti pretpostavku da je sustav heliocentričan. Pokušali su izračunati promjer Sunca, iako pogrešno. No Grci su prvi načelno sugerirali da Sunce više od Zemlje, prije toga svatko je, oslanjajući se na vizualna opažanja, mislio drugačije. Grčki Hiparh prvi je napravio katalog svjetiljki i identificirao ih različiti tipovi zvijezde Klasifikacija zvijezda u ovom znanstveni rad na temelju intenziteta sjaja. Hiparh je identificirao 6 klasa svjetline; ukupno je u katalogu bilo 850 svjetiljki.

Na što su stari astronomi obraćali pozornost?

Izvorna klasifikacija zvijezda temeljila se na njihovom sjaju. Uostalom, ovaj je kriterij jedini dostupan astronomu naoružanom samo teleskopom. Čak su dane i najsjajnije zvijezde ili one s jedinstvenim vidljivim svojstvima vlastita imena, a svaki narod ima svoje. Dakle, Deneb, Rigel i Algol su arapska imena, Sirius je latinsko, a Antares je grčko. Polarna zvijezda u svakom narodu ima svoje ime. Ovo je možda jedna od najvažnijih zvijezda u "praktičnom smislu". Njegove koordinate na noćnom nebu su nepromijenjene, unatoč rotaciji Zemlje. Ako se druge zvijezde kreću po nebu, idući od izlaska do zalaska sunca, tada Sjevernjača ne mijenja svoj položaj. Stoga su je pomorci i putnici koristili kao pouzdan vodič. Usput, suprotno uvriježenom mišljenju, ovo nije najsjajnija zvijezda na nebu. Polarna zvijezda se ni po čemu ne ističe izvana - ni veličinom ni intenzitetom sjaja. Možete ga pronaći samo ako znate gdje tražiti. Nalazi se na samom kraju "drške kante" malog medvjeda.

Na čemu se temelji klasifikacija zvijezda?

Moderni astronomi, odgovarajući na pitanje o tome koje vrste zvijezda postoje, vjerojatno neće spomenuti svjetlinu sjaja ili položaj na noćnom nebu. Možda kao povijesni izlet ili predavanje namijenjeno publici posve dalekoj od astronomije.

Suvremena klasifikacija zvijezda temelji se na njihovoj spektralna analiza. U tom slučaju obično su naznačeni i masa, sjaj i radijus nebeskog tijela. Svi ovi pokazatelji dani su u odnosu na Sunce, odnosno njegove karakteristike se uzimaju kao mjerne jedinice.

Klasifikacija zvijezda temelji se na takvom kriteriju kao što je apsolutna magnituda. Ovo je prividni stupanj svjetline bez atmosfere, konvencionalno smješten na udaljenosti od 10 parseka od točke promatranja.

Osim toga, u obzir se uzimaju varijacije svjetline i veličina zvijezde. Vrste zvijezda trenutno su određene njihovom spektralnom klasom i, detaljnije, svojom podklasom. Astronomi Russell i Hertzsprung neovisno su analizirali odnos između luminoziteta, površine apsolutne temperature i spektralne klase svjetiljki. Iscrtali su dijagram s odgovarajućim koordinatnim osima i otkrili da rezultat nije nimalo kaotičan. Svjetla na karti bila su smještena u jasno prepoznatljivim skupinama. Dijagram omogućuje, poznavajući spektralnu klasu zvijezde, određivanje njezine apsolutne magnitude s barem približnom točnošću.

Kako se rađaju zvijezde

Ovaj dijagram pružio je jasan dokaz u prilog moderna teorija evolucija podataka nebeska tijela. Grafikon jasno pokazuje da su najbrojniji razred oni koji pripadaju tzv glavni niz zvijezde. Vrste zvijezda koje pripadaju ovom segmentu su najčešće ovaj trenutak u točki razvoja Svemira. Ovo je stupanj razvoja svjetiljke u kojem se energija potrošena na zračenje nadoknađuje onom primljenom tijekom termonuklearna reakcija. Trajanje boravka u ovoj fazi razvoja određeno je masom nebeskog tijela i postotkom elemenata težih od helija.

Trenutačno općeprihvaćena teorija evolucije zvijezda tvrdi da na početku

U fazi razvoja, zvijezda je ispražnjeni ogromni oblak plina. Pod utjecajem vlastite gravitacije skuplja se, postupno pretvarajući u loptu. Što je kompresija jača, gravitacijska energija intenzivnije prelazi u toplinsku. Plin se zagrijava, a kada temperatura dosegne 15-20 milijuna K, u novorođenoj zvijezdi počinje termonuklearna reakcija. Nakon toga prestaje proces gravitacijske kompresije.

Glavno razdoblje života zvijezde

Isprva u dubinama mlade zvijezde prevladavaju reakcije vodikovog ciklusa. Ovo je najduže razdoblje u životu zvijezde. Vrste zvijezda u ovoj fazi razvoja predstavljene su u najmasivnijem glavnom nizu gore opisanog dijagrama. Tijekom vremena, vodik u jezgri zvijezde nestaje, pretvarajući se u helij. Nakon toga, termonuklearno izgaranje moguće je samo na periferiji jezgre. Zvijezda postaje svjetlija, njezini vanjski slojevi značajno se šire, a temperatura joj pada. Nebesko tijelo pretvara se u crvenog diva. Ovo razdoblje života zvijezde

mnogo kraći od prethodnog. Njegova daljnja sudbina malo je proučavana. Postoje razne pretpostavke, ali pouzdane potvrde još nema. Najčešća teorija je da kada ima previše helija, zvjezdana jezgra, nesposobna izdržati vlastitu masu, skuplja se. Temperatura raste sve dok helij ne uđe u termonuklearnu reakciju. Čudovišne temperature dovode do novog širenja, a zvijezda se pretvara u crvenog diva. Daljnja sudbina svjetiljka, prema znanstvenicima, ovisi o njegovoj masi. Ali teorije o tome samo su rezultat računalnih simulacija, a ne potvrđene promatranjima.

Hlađenje zvijezda

Vjerojatno će se crveni divovi male mase smanjiti, pretvoriti u patuljke i postupno se ohladiti. Zvijezde Prosječna težina može se transformirati, dok će u središtu takve formacije jezgra, lišena vanjskih ovojnica, nastaviti postojati, postupno se hladeći i pretvarajući se u bijelog patuljka. Ako je središnja zvijezda emitirala značajno infracrveno zračenje, nastaju uvjeti za aktivaciju kozmičkog masera u ekspandirajućoj plinskoj ovojnici planetarne maglice.

Masivne zvijezde, kada su komprimirane, mogu doseći takvu razinu tlaka da se elektroni doslovno utiskuju atomske jezgre, pretvarajući se u neutrone. Jer između

Ove čestice nemaju elektrostatske sile odbijanja, zvijezda se može smanjiti na veličinu od nekoliko kilometara. Štoviše, njegova će gustoća premašiti gustoću vode za 100 milijuna puta. Takva se zvijezda naziva neutronska zvijezda i zapravo je golema atomska jezgra.

Supermasivne zvijezde nastavljaju postojati, sukcesivno sintetizirajući u procesu termonuklearnih reakcija iz helija - ugljik, zatim kisik, iz njega - silicij i, konačno, željezo. U ovoj fazi termonuklearne reakcije dolazi do eksplozije supernove. Supernove se pak mogu pretvoriti u neutronske zvijezde ili, ako im je masa dovoljno velika, nastaviti kolabirati do kritične granice i formirati crne rupe.

Dimenzije

Klasifikacija zvijezda po veličini može se provesti na dva načina. Fizička veličina zvijezde može se odrediti njezinim radijusom. Mjerna jedinica u ovom slučaju je polumjer Sunca. Postoje patuljci, zvijezde srednje veličine, divovi i superdivovi. Usput, samo Sunce je samo patuljak. Radijus neutronskih zvijezda može doseći samo nekoliko kilometara. A superdiv će se u potpunosti uklopiti u orbitu planeta Marsa. Veličina zvijezde također se može odnositi na njenu masu. Usko je povezan s promjerom zvijezde. Što je zvijezda veća, gustoća joj je manja, i obrnuto, što je zvijezda manja, gustoća je veća. Ovaj kriterij ne varira toliko. Vrlo je malo zvijezda koje su 10 puta veće ili manje od Sunca. Većina svjetiljki spada u raspon od 60 do 0,03 solarne mase. Gustoća Sunca, uzeta kao početni pokazatelj, iznosi 1,43 g/cm 3 . Gustoća bijelih patuljaka doseže 10 12 g/cm 3 , a gustoća razrijeđenih superdivova može biti milijune puta manja od Sunčeve.

U standardnoj klasifikaciji zvijezda, shema raspodjele mase je sljedeća. Mala svjetiljka uključuje svjetiljke mase od 0,08 do 0,5 solarne. Umjereno - od 0,5 do 8 solarnih masa, a masivno - od 8 ili više.

Klasifikacija zvijezda . Od plave do bijele

Klasifikacija zvijezda po boji zapravo se ne temelji na vidljivom sjaju tijela, već na spektralne karakteristike. Određuje se spektar emisije objekta kemijski sastav zvijezde, njegova temperatura ovisi o tome.

Najčešća je Harvardska klasifikacija, nastala početkom 20. stoljeća. Prema tada prihvaćenim standardima, klasifikacija zvijezda po boji uključuje podjelu na 7 vrsta.

Tako se zvijezde s najvišom temperaturom, od 30 do 60 tisuća K, klasificiraju kao svjetiljka klase O. Plave su boje, masa takvih nebeskih tijela doseže 60 Sunčevih masa (s.m.), a radijus je 15 Sunčevih radijusa ( s.m.). R.). Linije vodika i helija u njihovom spektru su dosta slabe. Sjaj takvih nebeskih tijela može doseći 1 milijun 400 tisuća sunčevih sjaja (s.s.).

Zvijezde klase B uključuju svjetiljke s temperaturama od 10 do 30 tisuća K. To su nebeska tijela bijelo-plave boje, njihova masa počinje od 18 s. m., a radijus je od 7 s. m. Najmanja svjetlina objekata ove klase je 20 tisuća s. s., a vodikove linije u spektru se pojačavaju, dostižući prosječne vrijednosti.

Zvijezde klase A imaju temperature u rasponu od 7,5 do 10 tisuća K i bijele su boje. Minimalna masa takvih nebeskih tijela počinje od 3,1 s. m., a radijus je od 2,1 s. R. Svjetlost objekata kreće se od 80 do 20 tisuća s. S. Vodikove linije u spektru ovih zvijezda su jake, a pojavljuju se i metalne linije.

Objekti klase F zapravo su žuto-bijele boje, ali izgledaju bijeli. Njihova temperatura kreće se od 6 do 7,5 tisuća K, masa varira od 1,7 do 3,1 cm, radijus - od 1,3 do 2,1 s. R. Sjaj takvih zvijezda varira od 6 do 80 s. S. Linije vodika u spektru slabe, linije metala, naprotiv, jačaju.

Dakle, sve vrste bijelih zvijezda spadaju u klase od A do F. Sljedeće, prema klasifikaciji, su žuta i narančasta svjetla.

Žute, narančaste i crvene zvijezde

Vrste zvijezda variraju u bojama od plave do crvene kako temperatura pada, a veličina i sjaj objekta se smanjuju.

Zvijezde klase G, koje uključuju Sunce, dosežu temperature od 5 do 6 tisuća K, one žuta boja. Masa takvih objekata je od 1,1 do 1,7 s. m., polumjer - od 1,1 do 1,3 s. R. Svjetlost - od 1,2 do 6 s. S. Spektralne linije helija i metala su intenzivne, linije vodika sve slabije.

Svjetla koja pripadaju klasi K imaju temperaturu od 3,5 do 5 tisuća K. Izgledaju žuto-narančasto, ali prava boja ovih zvijezda je narančasta. Radijus ovih objekata je u rasponu od 0,9 do 1,1 s. r., težina - od 0,8 do 1,1 s. m. Svjetlina se kreće od 0,4 do 1,2 s. S. Vodikove linije su gotovo nevidljive, metalne su vrlo jake.

Najhladnije i najmanje zvijezde su klase M. Njihova temperatura je samo 2,5 - 3,5 tisuća K i izgledaju crveno, iako su ti objekti zapravo narančasto-crveni. Masa zvijezda je u rasponu od 0,3 do 0,8 s. m., polumjer - od 0,4 do 0,9 s. R. Svjetlost je samo 0,04 - 0,4 s. S. Ovo su umiruće zvijezde. Tek nedavno otkriveni smeđi patuljci su hladniji od njih. Za njih je dodijeljen poseban M-T razred.

Zvijezde različitih boja

Naše Sunce je blijedožuta zvijezda. Općenito, boja zvijezda je nevjerojatno raznolika paleta boja. Jedno od sazviježđa zove se "Kutija za nakit". Safiri su rasuti po crnom baršunu noćnog neba, plave zvijezde. Između njih, u sredini sazviježđa, nalazi se jarko narančasta zvijezda.

Razlike u boji zvijezda

Razlike u boji zvijezda objašnjavaju se činjenicom da zvijezde imaju različite temperature. Zato se ovo događa. Svjetlost je valno zračenje. Udaljenost između vrhova jednog vala naziva se njegova duljina. Valovi svjetlosti su vrlo kratki. Koliko? Pokušajte podijeliti inč s 250 000 jednake dijelove(1 inč je jednak 2,54 centimetra). Nekoliko takvih dijelova će činiti valnu duljinu svjetlosti.

Unatoč tako beznačajnoj valnoj duljini svjetlosti, i najmanja razlika u veličini svjetlosnih valova dramatično mijenja boju slike koju promatramo. To proizlazi iz činjenice da svjetlosne valove različitih duljina percipiramo kao različite boje. Na primjer, valna duljina crvene je jedan i pol puta duža od valne duljine plave boje. bijela boja- ovo je zraka koja se sastoji od fotona svjetlosnih valova različitih duljina, odnosno od zraka različitih boja.

Povezani materijali:

Boja plamena

Iz svakodnevnog iskustva znamo da boja tijela ovisi o njihovoj temperaturi. Stavite željezni žarač na vatru. Kako se zagrijava, prvo pocrveni. Tada će još više pocrvenjeti. Kad bi se žarač mogao još više zagrijati, a da se ne otopi, postao bi iz crvene u narančastu, zatim žutu, zatim bijelu i na kraju plavo-bijelu.

Sunce je žuta zvijezda. Temperatura na njegovoj površini iznosi 5500 stupnjeva Celzijusa. Temperatura na površini najtoplije plave zvijezde prelazi 33.000 stupnjeva.

Fizikalni zakoni boje i temperature

Znanstvenici su formulirali fizičke zakone koji povezuju boju i temperaturu. Što je tijelo toplije, veća je energija zračenja s njegove površine i kraća je duljina emitiranih valova. Plava boja ima kraću valnu duljinu od crvene. Stoga, ako tijelo emitira plave valne duljine, onda je toplije od tijela koje emitira crvenu svjetlost. Atomi vrućih plinova u zvijezdama emitiraju čestice koje se nazivaju fotoni. Što je plin topliji, to je veća energija fotona i kraća im je valna duljina.

Zvijezde koje promatramo razlikuju se i po boji i po sjaju. Sjaj zvijezde ovisi i o njezinoj masi i o njezinoj udaljenosti. A boja sjaja ovisi o temperaturi na njegovoj površini. Najhladnije zvijezde su crvene. A oni najtopliji imaju plavičastu nijansu. Bijele i plave zvijezde su najtoplije, njihova temperatura je viša od temperature Sunca. Naša zvijezda, Sunce, pripada klasi žutih zvijezda.

Koliko je zvijezda na nebu?
Gotovo je nemoguće čak ni približno izračunati broj zvijezda u nama poznatom dijelu Svemira. Znanstvenici mogu samo reći da bi u našoj galaksiji, koja se naziva Mliječni put, moglo biti oko 150 milijardi zvijezda. Ali postoje i druge galaksije! Ali ljudi mnogo točnije znaju broj zvijezda koje se golim okom mogu vidjeti s površine Zemlje. Postoji oko 4,5 tisuća takvih zvijezda.

Kako se rađaju zvijezde?
Ako zvijezde svijetle, znači li to da nekome treba? U beskraju svemir U Svemiru uvijek postoje molekule najjednostavnije tvari – vodika. Negdje ima manje vodika, negdje više. Pod utjecajem međusobnih privlačnih sila molekule vodika se međusobno privlače. Ti procesi privlačenja mogu trajati vrlo dugo - milijunima, pa čak i milijardama godina. Ali prije ili kasnije, molekule vodika se privuku tako blizu jedna drugoj da se formira oblak plina. Daljnjim privlačenjem, temperatura u središtu takvog oblaka počinje rasti. Proći će još milijuni godina, a temperatura u oblaku plina može porasti toliko da će započeti reakcija termonuklearne fuzije - vodik će se početi pretvarati u helij, a na nebu će se pojaviti nova zvijezda. Svaka zvijezda je vruća kugla plina.

Životni vijek zvijezda značajno varira. Znanstvenici su otkrili da što je veća masa novorođene zvijezde, to je njezin životni vijek kraći. Životni vijek zvijezde može varirati od stotina milijuna godina do milijardi godina.

Svjetlosna godina
Svjetlosna godina je udaljenost koju u jednoj godini prijeđe snop svjetlosti putujući brzinom od 300 tisuća kilometara u sekundi. A u godini ima 31.536.000 sekundi! Dakle, od nama najbliže zvijezde, zvane Proxima Centauri, snop svjetlosti putuje više od četiri godine (4,22 svjetlosne godine)! Ova je zvijezda 270 tisuća puta udaljenija od nas od Sunca. A ostale zvijezde mnogo su dalje - desetke, stotine, tisuće pa čak i milijune svjetlosnih godina od nas. Zbog toga nam se zvijezde čine tako male. Čak iu najsnažnijem teleskopu, za razliku od planeta, oni su uvijek vidljivi kao točkice.

Što je "konstelacija"?
Od davnina su ljudi gledali u zvijezde i u bizarnim likovima koji tvore skupine sjajnih zvijezda vidjeli slike životinja i mitskih heroja. Takve figure na nebu počele su se nazivati ​​zviježđima. I, iako su na nebu zvijezde koje ljudi uključuju u ovu ili onu konstelaciju vizualno blizu jedna drugoj, u svemiru se te zvijezde mogu nalaziti na znatnoj udaljenosti jedna od druge. Najpoznatija zviježđa su Veliki i Mali medvjed. Činjenica je da sazviježđe Malog medvjeda uključuje Polarnu zvijezdu, na koju pokazuje Sjeverni pol naš planet Zemlja. A znajući kako pronaći Sjevernjaču na nebu, svaki putnik i navigator moći će odrediti gdje je sjever i kretati se područjem.

Supernove
Neke zvijezde, na kraju svog života, odjednom počnu sjajiti tisuće i milijune puta jače nego inače, te izbacuju goleme mase materije u okolni prostor. Obično se kaže da dolazi do eksplozije supernove. Sjaj supernove postupno blijedi i na kraju na mjestu takve zvijezde ostaje samo svjetleći oblak. Sličnu eksploziju supernove primijetili su drevni astronomi u Near and Daleki istok 4. srpnja 1054. godine. Raspad ove supernove trajao je 21 mjesec. Sada se na mjestu ove zvijezde nalazi Rakova maglica, poznata mnogim ljubiteljima astronomije.

Da rezimiramo ovaj odjeljak, napominjemo da

V. Vrste zvijezda

Osnovna spektralna klasifikacija zvijezda:

Smeđi patuljci

Smeđi patuljci su vrsta zvijezda u kojima nuklearne reakcije nikada ne bi mogao nadoknaditi gubitke energije zbog zračenja. Dugo su vremena smeđi patuljci bili hipotetski objekti. Njihovo postojanje predviđeno je sredinom 20. stoljeća, na temelju ideja o procesima koji se odvijaju tijekom formiranja zvijezda. Međutim, 2004. prvi je put otkriven smeđi patuljak. Do danas je otkriveno dosta zvijezda ove vrste. Njihova spektralna klasa je M - T. U teoriji se razlikuje još jedna klasa - označena Y.

Bijeli patuljci

Ubrzo nakon bljeska helija, ugljik i kisik se "zapale"; svaki od tih događaja uzrokuje snažno restrukturiranje zvijezde i njezino brzo kretanje po Hertzsprung-Russell dijagramu. Veličina atmosfere zvijezde se još više povećava i ona počinje intenzivno gubiti plin u obliku raspršenih struja zvjezdanog vjetra. Sudbina središnjeg dijela zvijezde u potpunosti ovisi o njezinoj početnoj masi: jezgra zvijezde može završiti svoju evoluciju kao bijeli patuljak(zvijezde male mase), ako njegova masa u kasnijim fazama evolucije prelazi Chandrasekharovu granicu - kao neutronska zvijezda(pulsar), ako masa prelazi Oppenheimer-Volkovu granicu - kako Crna rupa. U posljednja dva slučaja završetak evolucije zvijezda popraćen je katastrofalnim događajima – eksplozijama supernova.
Velika većina zvijezda, uključujući Sunce, završava svoju evoluciju skupljanjem sve dok pritisak degeneriranih elektrona ne uravnoteži gravitaciju. U tom stanju, kada se veličina zvijezde smanji za sto puta, a gustoća postane milijun puta veća od gustoće vode, zvijezda se naziva bijeli patuljak. Lišen je izvora energije i, postupno se hladeći, postaje taman i nevidljiv.

Crveni divovi

Crveni divovi i superdivovi su zvijezde s prilično niskom efektivnom temperaturom (3000 - 5000 K), ali s ogromnim sjajem. Tipična apsolutna magnituda takvih objekata? 3m-0m(I i III razred osvijetljenost). Njihov spektar karakterizira prisutnost molekularnih apsorpcijskih vrpci, a najveća emisija javlja se u infracrvenom području.

Promjenjive zvijezde

Promjenjiva zvijezda je zvijezda čiji se sjaj promijenio barem jednom u cijeloj povijesti promatranja. Mnogo je razloga za varijabilnost i oni se mogu povezati ne samo s unutarnji procesi: ako je zvijezda dvostruka, a vidna linija leži ili je pod blagim kutom u odnosu na vidno polje, tada će je jedna zvijezda, prolazeći kroz disk zvijezde, zasjeniti, a sjaj se također može promijeniti ako svjetlost iz zvijezda prolazi kroz jako gravitacijsko polje. Međutim, u većini slučajeva varijabilnost je povezana s nestabilnim unutarnjim procesima. U Najnovija verzija Opći katalog promjenjivih zvijezda usvaja sljedeću podjelu:
Eruptivne promjenjive zvijezde- to su zvijezde koje mijenjaju svoj sjaj zbog burnih procesa i baklji u svojim kromosferama i koronama. Promjena luminoziteta obično se događa zbog promjena u ovojnici ili gubitka mase u obliku zvjezdanog vjetra promjenjivog intenziteta i/ili interakcije s međuzvjezdanim medijem.
Pulsirajuće promjenjive zvijezde su zvijezde koje pokazuju periodično širenje i skupljanje svojih površinskih slojeva. Pulsacije mogu biti radijalne i neradijalne. Radijalne pulsacije zvijezde ostavljaju njen oblik sfernim, dok neradijalne pulsacije uzrokuju odstupanje oblika zvijezde od sfernog, a susjedne zone zvijezde mogu biti u suprotnim fazama.
Rotacijske promjenjive zvijezde- to su zvijezde čija je raspodjela sjaja po površini nejednolika i/ili imaju neelipsoidan oblik, zbog čega promatrač pri rotaciji zvijezda bilježi njihovu varijabilnost. Nehomogenost površinske svjetline može biti uzrokovana mrljama ili toplinskim ili kemijskim nehomogenostima uzrokovanim magnetska polja, čije se osi ne podudaraju s osi rotacije zvijezde.
Kataklizmičke (eksplozivne i nove) promjenjive zvijezde. Promjenjivost ovih zvijezda uzrokovana je eksplozijama, koje su uzrokovane eksplozivnim procesima u njihovim površinskim slojevima (nove) ili duboko u njihovim dubinama (supernove).
Pomračenje binarnih sustava.
Optički promjenjivi binarni sustavi s tvrdom rendgenskom emisijom
Nove vrste varijabli- vrste varijabilnosti koje su otkrivene tijekom izdavanja kataloga i stoga nisu uključene u već objavljene razrede.

Novi

Nova je vrsta kataklizmičke varijable. Njihov se sjaj ne mijenja tako naglo kao kod supernova (iako amplituda može biti 9m): nekoliko dana prije maksimuma, zvijezda je samo 2m blijeđa. Broj takvih dana određuje kojoj klasi novih zvijezda pripada:
Vrlo brzo ako je ovo vrijeme (označeno kao t2) manje od 10 dana.
Brzo - 11 Vrlo sporo: 151 Izuzetno sporo, godinama ostaje blizu maksimuma.

Postoji ovisnost maksimalnog sjaja nove o t2. Ponekad se ova ovisnost koristi za određivanje udaljenosti do zvijezde. Maksimum baklje različito se ponaša u različitim rasponima: kada u vidljivom području već postoji pad zračenja, u ultraljubičastom ono još raste. Ako se bljesak primijeti i u infracrvenom području, tada će maksimum biti postignut tek nakon što odsjaj u ultraljubičastom nestane. Dakle, bolometrijski luminozitet tijekom baklje ostaje nepromijenjen dosta dugo.

U našoj Galaksiji mogu se razlikovati dvije skupine novih: novi diskovi (u prosjeku su svjetliji i brži) i nove izbočine koje su nešto sporije i prema tome malo slabije.

Supernove

Supernove su zvijezde koje završavaju svoju evoluciju u katastrofalnom eksplozivnom procesu. Izraz "supernove" korišten je za opisivanje zvijezda koje su bljesnule puno (redovima veličine) jače od takozvanih "nova". Zapravo, niti jedan niti drugi nisu fizički novi; postojeće zvijezde uvijek planu. Ali u nekoliko povijesnih slučajeva planule su one zvijezde koje su prije bile praktički ili potpuno nevidljive na nebu, što je stvorilo efekt pojave nove zvijezde. Vrsta supernove određena je prisutnošću vodikovih linija u spektru baklje. Ako je tamo, onda je supernova tipa II, ako ne, onda je supernova tipa I.

Hipernove

Hipernova - kolaps iznimno teške zvijezde nakon što u njoj više nema izvora koji bi podržavali termonuklearne reakcije; drugim riječima, to je vrlo velika supernova. Od ranih 1990-ih opažene su zvjezdane eksplozije koje su bile toliko snažne da je snaga eksplozije premašila snagu obične supernove za oko 100 puta, a energija eksplozije premašila je 1046 džula. Osim toga, mnoge od tih eksplozija bile su popraćene vrlo jakim izljevima gama zraka. Intenzivnim proučavanjem neba pronađeno je nekoliko argumenata u prilog postojanja hipernova, no za sada su hipernove hipotetski objekti. Danas se taj izraz koristi za opisivanje eksplozija zvijezda s masama u rasponu od 100 do 150 ili više solarnih masa. Hipernove bi teoretski mogle predstavljati ozbiljnu prijetnju Zemlji zbog jake radioaktivne baklje, ali trenutno u blizini Zemlje nema zvijezda koje bi mogle predstavljati takvu opasnost. Prema nekim podacima prije 440 milijuna godina u blizini Zemlje došlo je do eksplozije hipernove. Vrlo je vjerojatno da je kratkotrajni izotop nikla 56Ni pao na Zemlju kao rezultat ove eksplozije.

Neutronske zvijezde

U zvijezdama masivnijim od Sunca, pritisak degeneriranih elektrona ne može obuzdati kompresiju jezgre i nastavlja se sve dok se većina čestica ne pretvori u neutrone, tako zbijene da se veličina zvijezde mjeri u kilometrima, a njezina gustoća iznosi 280 bilijuna. puta gustoća vode. Takav se objekt naziva neutronska zvijezda; njegova se ravnoteža održava pritiskom degenerirane neutronske materije.

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

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

Sjaj i boja zvijezda

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

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

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

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

Temperatura i masa zvijezda

Poznavanje spektralnog tipa ili boje zvijezde odmah daje površinsku temperaturu. Budući da zvijezde emitiraju približno kao potpuno crna tijela odgovarajuće temperature, snaga koju emitira jedinica njihove površine u jedinici vremena određena je Stefan-Boltzmannovim zakonom.

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

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

Ova se podjela temelji i na starosti zvijezde.

Razlikuju se sljedeće zvijezde:

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

• a) vizualno dvostruki, ako se pri promatranju kroz teleskop uočava njihova dvojnost;
• b) višekratnici - sustav zvijezda s brojem većim od 2, ali manjim od 10;
• c) optički dvojnici su zvijezde takve da je njihova blizina rezultat slučajne projekcije na nebo, au svemiru su daleko;
• d) fizičke dvojne zvijezde su zvijezde koje tvore jedan sustav i rotiraju pod utjecajem sila međusobnog privlačenja oko zajedničkog središta mase;
• e) spektroskopske dvojne zvijezde su zvijezde koje se tijekom međusobne rotacije približavaju jedna drugoj te se spektrom može odrediti njihova dvojnost;
• f) pomrčinske dvojne zvijezde su zvijezde koje se tijekom međusobnog kruženja međusobno blokiraju;

varijable (b Cepheus). Cefeide su zvijezde koje variraju u sjaju. Amplituda promjene svjetline nije veća od 1,5 magnitude. To su pulsirajuće zvijezde, što znači da se povremeno šire i skupljaju. Kompresija vanjskih slojeva uzrokuje njihovo zagrijavanje;

nestacionarno.

Nove zvijezde- to su zvijezde koje su davno postojale, ali su odjednom planule. Njihov se sjaj u kratkom vremenu povećao za 10 000 puta (amplituda promjene sjaja bila je od 7 do 14 magnituda).

Supernove- to su zvijezde koje su bile nevidljive na nebu, ali su iznenada planule i povećale svoj sjaj 1000 puta u odnosu na obične nove zvijezde.

Pulsar- neutronska zvijezda nastala eksplozijom supernove.

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

Evolucija zvijezda

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

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

U crnoj kugli, pod utjecajem tlaka zračenja koje emitiraju okolne zvijezde, materija se sabija i zbija. Takva se kompresija događa tijekom određenog vremenskog razdoblja, ovisno o izvorima zračenja koji okružuju globulu i intenzitetu potonjeg. Gravitacijske sile koje proizlaze iz koncentracije mase u središtu globule također nastoje sabiti globulu, uzrokujući da materija padne prema njezinu središtu. Dok padaju, čestice tvari dobivaju kinetičku energiju i zagrijavaju plinove u lijevom oblaku.

Pad materije može trajati stotinama godina. U početku se to događa polako, bez žurbe, budući da su gravitacijske sile koje privlače čestice u središte još uvijek vrlo slabe. Nakon nekog vremena, kada se globula smanji, a gravitacijsko polje pojača, padanje počinje brže. Ali kugla je golema, promjera najmanje svjetlosnu godinu. To znači da udaljenost od njegove vanjske granice do središta može premašiti 10 trilijuna kilometara. Ako čestica s ruba globule počne padati prema središtu brzinom nešto manjom od 2 km/s, tada će središte stići tek nakon 200 000 godina.

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

Mnogi misle da su sve zvijezde na nebu bijele. (Osim Sunca, koje, naravno, žuta boja.) Začudo, ali zapravo sve je upravo suprotno: naše, a zvjezdice dolaze u različitim bojama - plavkaste, bijele, žućkaste, narančaste pa čak i crvene!

Drugo pitanje, je li moguće vidjeti boju zvijezda golim okom? Mutne zvijezde izgledaju bijele jednostavno zato što su preslabe da bi pobudile čunjiće u mrežnici naših očiju, posebne receptorske stanice odgovorne za vid boja. Štapići, osjetljivi na slabo svjetlo, ne razlikuju boje. Zato su u mraku sve mačke sive, a sve zvijezde bijele.

Boje sjajnih zvijezda

Što je sa svijetlim zvijezdama?

Pogledajmo sazviježđe Orion, odnosno njegove dvije najsjajnije zvijezde, Rigel i Betelgeuse. (Orion je središnje zviježđe zimskog neba. Promatra se navečer na jugu od kraja studenog do ožujka.)

Zvijezda Betelgeuse ističe se među ostalima u zviježđu Orion svojom crvenkastom bojom. Fotografija: Bill Dickinson/APOD

Dovoljan je i brzi pogled da se uoči crvena boja Betelgeusea i plavkasto-bijela boja Rigela. Ovo nije prividan fenomen - zvijezde stvarno imaju različite boje. Razlika u boji određena je samo temperaturom na površinama tih zvijezda. Bijele zvijezde su toplije od žutih, a žute su pak toplije od narančastih. Najtoplije zvijezde su plavkasto-bijele, dok su najhladnije crvene. Tako, Rigel je mnogo topliji od Betelgeusea.

Koje je zapravo boje Rigel?

Ponekad, međutim, sve nije tako očito. U mraznoj ili vjetrovitoj noći, kada zrak nije miran, možete primijetiti čudnu stvar - Rigel brzo, brzo mijenja svoju svjetlinu (drugim riječima, treperi) i svjetluca u raznim bojama! Ponekad se čini da je plavo, ponekad da je bijelo, a onda na trenutak izgleda crveno! Ispostavilo se da Rigel uopće nije plavkasto-bijela zvijezda - nije jasno koje je boje!

Plavi Rigel i refleksijska maglica Vještičina glava. Fotografija: Michael Heffner/Flickr.com

Odgovornost za ovaj fenomen u potpunosti snosi Zemljina atmosfera. Nisko iznad horizonta (a Rigel se nikada ne diže visoko na našim geografskim širinama), zvijezde često svjetlucaju i svjetlucaju u različitim bojama. Njihova svjetlost prolazi kroz vrlo veliku debljinu atmosfere prije nego što dopre do naših očiju. Usput se lomi i skreće u slojevima zraka različitih temperatura i gustoća, stvarajući efekt podrhtavanja i brze promjene boja.

Najbolji primjer zvijezde koja svjetluca u različitim bojama je bijela. Sirius, koji se nalazi na nebu pored Oriona. Sirius je najsjajnija zvijezda na noćnom nebu i stoga su njegovo svjetlucanje i brze promjene boje mnogo uočljivije nego kod susjednih zvijezda.

Iako zvijezde dolaze u raznim bojama, one koje se golim okom najbolje razlikuju su bijele i crvenkaste. Od svih svijetlih zvijezda, možda samo Vega izgleda izrazito plavkasto.

Vega izgleda kao safir u teleskopu. Fotografija: Fred Espanak

Boje zvijezda u teleskopima i dalekozorima

Optički instrumenti - teleskopi, dalekozori i spektilovi - otkrit će mnogo svjetliju i širu paletu boja zvijezda. Vidjet ćete jarko narančaste i žute zvijezde, plavkasto-bijele, žućkasto-bijele, zlatne, pa čak i zelenkaste zvijezde! Koliko su ove boje stvarne?

Uglavnom svi su pravi! To je istina, U prirodi nema zelenih zvijezda(zašto je posebno pitanje), ovo je optička varka, iako vrlo lijepa! Promatranje zelenkastih, pa čak i smaragdnozelenih zvijezda moguće je samo ako se vrlo blizu nalazi žuta ili žućkasto-narančasta zvijezda.

Reflektirajući teleskop puno točnije reproducira boje od refraktora, budući da teleskopi s lećama pate od kromatske aberacije u jednom ili onom stupnju, a reflektorska zrcala jednako reflektiraju svjetlost svih boja.

Vrlo je zanimljivo promatrati šarene zvijezde, najprije golim okom, a zatim kroz dalekozor ili teleskop. (Kada gledate kroz teleskop, koristite najmanje povećanje.)

Donja tablica prikazuje boje za 8 sjajnih zvijezda. Sjaj zvijezda je dan u magnitudi. Slovo v znači da je sjaj zvijezde promjenjiv - ona zbog fizikalnih razloga svijetli ili jače ili slabije.

Zvijezda	Konstelacija	Sjaj	Boja	Večernja vidljivost
Sirius	Veliki pas	-1.44	Bijela, ali često jako svjetluca i mijenja boje zbog atmosferskih prilika	studeni - ožujak
Vega	Lyra	0.03	Plava	Tijekom cijele godine
Kapela	Auriga	0.08	Žuta boja	Tijekom cijele godine
Rigel	Orion	0.18	Plavkastobijela, ali često jako svjetluca i mijenja boju zbog atmosferskih prilika	studeni - travanj
Procyon	Mali pas	0.4	Bijela	studeni - svibanj
Aldebaran	Bik	0.87	naranča	listopad - travanj
Pollux	Blizanci	1.16	Blijedo narančasta	studeni - lipanj
Betelgeuse	Orion	0,45 v	Narančasto-crvena	studeni - travanj

Raznobojne zvijezde na prosinačkom nebu

U prosincu se može naći desetak zvijezda jarkih boja! Već smo govorili o crvenom Betelgeuseu i plavkasto-bijelom Rigelu. U iznimno mirnim noćima Sirius oduševljava svojom bjelinom. Zvijezda Kapela u zviježđu Auriga golim okom izgleda gotovo bijelo, ali kroz teleskop otkriva jasnu žućkastu nijansu.

Obavezno pogledajte Vega, koji je od kolovoza do prosinca vidljiv u večernjim satima visoko na nebu na jugu, a potom i na zapadu. Nije uzalud Vega nazvana nebeskim safirom - njegova plava boja je tako duboka kada se promatra kroz teleskop!

Konačno, kod zvijezde Pollux Iz zviježđa Blizanaca primijetit ćete blijedo narančasti sjaj.

Poluks, najsjajnija zvijezda u zviježđu Blizanaca. Fotografija: Fred Espanak

Zaključno napominjem da boje zvijezda koje promatramo vizualno uvelike ovise o osjetljivosti naših očiju i subjektivnoj percepciji. Možda ćete mi prigovoriti u svemu i reći da je boja Poluksa duboko narančasta, a Betelgeuse žućkastocrvena. Isprobajte eksperiment! Pogledajte sami zvijezde u gornjoj tablici - golim okom i kroz optički instrument. Recite svoje mišljenje o njihovoj boji!

Broj pregleda posta: 11.457