Szuperóriás csillagok – ezeknek a kolosszális világítótesteknek a kozmikus sorsa arra szánta őket, hogy egy bizonyos időpontban szupernóvaként robbanjanak fel.

Minden csillag ugyanúgy születik. Egy óriási molekuláris hidrogénfelhő a gravitáció hatására labdává kezd összeomlani, amíg a belső hőmérséklet be nem indítja a magfúziót. Létezésük során a világítótestek önmagukkal küzdenek, külső réteg megnyomja a gravitáció, és a mag - a felmelegített anyag erejével, amely hajlamos tágulni. Létezésük során a hidrogén és a hélium fokozatosan kiég a központban, és a jelentős tömegű közönséges csillagok szuperóriássá válnak. Ilyen objektumok fiatal képződményekben találhatók, például szabálytalan galaxisokban vagy nyílt halmazokban.

Tulajdonságok és opciók

A tömeg döntő szerepet játszik a csillagok kialakulásában - egy nagy magban nagyobb mennyiségű energia szintetizálódik, ami növeli a csillag hőmérsékletét és aktivitását. A létezés végső időszakához közeledve a Nap tömegét 10-70-szer nagyobb tömegű objektumok szuperóriássá válnak. A Hertzsprung-Russell diagramon, amely a csillagok magnitúdója, fényereje, hőmérséklete és spektrális típusa kapcsolatát jellemzi, az ilyen világítótestek a tetején helyezkednek el, ami az objektumok nagy (+5-től +12-ig) látszólagos magnitúdóját jelzi. Alacsonyabbak, mint a többi sztáré, mert a döntőben érik el állapotukat evolúciós folyamat amikor a nukleáris üzemanyag-készletek kifogyóban vannak. A forró tárgyakban a hélium és a hidrogén elfogy, és az égés tovább folytatódik az oxigén és a szén, illetve tovább a vas rovására.

A szuperóriás csillagok osztályozása

A fényességi spektrum alárendeltségét tükröző Yerkes-osztályozás szerint a szuperóriások az I. osztályba tartoznak. Két csoportra osztották őket:

• Ia – fényes szuperóriások vagy hiperóriások;
• Az Ib kevésbé fényes szuperóriások.

A Harvard osztályozás szerinti spektrális típusuk szerint ezek a csillagok az O-tól M-ig terjedő tartományt foglalják el. A kék szuperóriásokat az O, B, A osztályok, a vörösek - K, M, a közepes és a gyengén tanulmányozott sárga - F, G osztályok képviselik.

Vörös szuperóriások

A nagy csillagok elhagyják a fő sorozatot, amikor a szén és az oxigén elkezd égni magjukban - vörös szuperóriásokká válnak. Gázhéjuk óriási méretűre nő, és több millió kilométerre terjed. A konvekciónak a héjból a magba való behatolásával fellépő kémiai folyamatok szintézishez vezetnek nehéz elemek vascsúcs, amely a robbanás után szétszóródik az űrben. Általában a vörös szuperóriások végeznek életút csillagok és szupernóvaként robbannak fel. A csillag gázburkából egy új köd keletkezik, és a degenerált mag fehér törpévé változik. És - legnagyobb tárgyak a haldokló vörös csillagok közül.

Kék szuperóriások

A hosszú életű vörös óriásokkal ellentétben ezek fiatal és forró csillagok, tömegük 10-50-szeresen haladja meg a Napét, sugaruk pedig 20-25-ször. A hőmérsékletük lenyűgöző - 20-50 ezer fok. A kék szuperóriások felülete a kompresszió miatt rohamosan csökken, miközben a belső energia sugárzása folyamatosan növekszik és növeli a csillag hőmérsékletét. Ennek a folyamatnak az eredménye a vörös szuperóriások átalakulása kékké. A csillagászok észrevették, hogy a csillagok fejlődésük különböző szakaszain mennek keresztül, a közbenső szakaszok sárgává vagy fehérré válnak. A legfényesebb csillag, az Orion kiváló példa a kék szuperóriásra. Lenyűgöző tömege 20-szor nagyobb, mint a Napé, fényereje 130 ezerszer nagyobb.

A szuperóriások a legnagyobb tömegű csillagok közé tartoznak. A szuperóriások tömege 10 és 70 naptömeg között, fényessége 30 000 és több százezer naptömeg között változik. A sugarak nagymértékben változhatnak - 30 és 500 között, és néha meghaladják az 1000 napsugárzást, akkor hiperóriásoknak is nevezhetők. A Stefan-Boltzmann törvényből az következik, hogy a vörös szuperóriások viszonylag hideg felületei sokkal kevesebb energiát szabadítanak fel területegységenként, mint a forró kék szuperóriások. Ezért ugyanazzal a fényerővel a vörös szuperóriás mindig nagyobb lesz, mint a kék.

A Hertzsprung-Russell diagramon, amely a csillagok magnitúdója, fényereje, hőmérséklete és spektrális osztálya viszonyát jellemzi, az ilyen világítótestek a tetején helyezkednek el, ami az objektumok magas (+5 és +12 közötti) látszólagos magnitúdóját jelzi. Életciklusuk rövidebb, mint a többi csillagé, mert az evolúciós folyamat végén érik el állapotukat, amikor a nukleáris üzemanyag-tartalékok kimerülnek. A forró tárgyakban a hélium és a hidrogén elfogy, és az égés tovább folytatódik az oxigén és a szén, illetve tovább a vas rovására.

A nagy csillagok elhagyják a fő sorozatot, amikor a szén és az oxigén elkezd égni magjukban - vörös szuperóriásokká válnak. Gázhéjuk óriási méretűre nő, és több millió kilométerre terjed. A konvekciónak a héjból a magba való behatolásával fellépő kémiai folyamatok a vascsúcs nehéz elemeinek szintéziséhez vezetnek, amelyek a robbanás után szétszóródnak a térben. A vörös szuperóriások általában véget vetnek a csillagok életének, és szupernóvában robbannak fel. A csillag gázburkából egy új köd keletkezik, és a degenerált mag fehér törpévé változik. Az Antares és a Betelgeuse a haldokló vörös csillagok legnagyobb objektumai.

74. ábra. A Betelgeuse csillag korongja. Hubble teleszkóp képe.

Ellentétben a vörös óriásokkal, amelyek hosszú életet élnek, a kék óriások fiatal és forró csillagok, tömegük 10-50-szer nagyobb, mint a Nap, és 20-25-ször nagyobb sugarú. A hőmérsékletük lenyűgöző - 20-50 ezer fok. A kék szuperóriások felülete a kompresszió miatt rohamosan csökken, miközben a belső energia sugárzása folyamatosan növekszik és növeli a csillag hőmérsékletét. Az Orion csillagkép legfényesebb csillaga, a Rigel kiváló példa a kék szuperóriásra. Lenyűgöző tömege 20-szor nagyobb, mint a Napé, fényereje 130 ezerszer nagyobb.

75. ábra. Orion csillagkép.

A Cygnus csillagképben a Deneb csillagot figyelik meg - ennek a ritka osztálynak egy másik képviselője. Ez egy fényes szuperóriás. Az égbolton ez a távoli csillag fényességében csak a Rigelhez hasonlítható. Kisugárzásának intenzitása 196 ezer Napéhoz hasonlítható, az objektum sugara 200-szor, tömege pedig 19-szer haladja meg csillagunkat. Deneb gyorsan veszít tömegéből, hihetetlen erősségű csillagszél viszi anyagát az Univerzumban. A sztár már az instabil időszakba lépett. Fényereje egyelőre kis amplitúdóval változik, de idővel pulzáló lesz. A magot stabilan tartó nehéz elemek készletének kimerülése után a Deneb más kék szuperóriásokhoz hasonlóan szupernóvává válik, és hatalmas magjából fekete lyuk lesz.

A hiperóriások méretükben valamivel nagyobbak, mint a szuperóriások, ugyanakkor tömegükben tízszeresek, fényességük pedig eléri az 500 ezer és az 5 millió napfény fényerejét. Ezeknek a sztároknak van a legtöbbje rövid élet, néha több százezer évre becsülik. Körülbelül 10 ilyen fényes és erős objektumot találtak galaxisunkban.

76. ábra. Deneb.

Az eddigi legfényesebb csillag (és a legnagyobb tömegű) az R136a1. Megnyitását 2010-ben jelentették be. Ez egy Wolf-Rayet csillag, amelynek fényereje körülbelül 8 700 000 naperős, tömege pedig 265-ször nagyobb, mint otthoni csillagunké. Egyszer a tömege 320 napelem volt. Az R136a1 valójában az R136 nevű sűrű csillaghalmaz része, amely a Nagy Magellán-felhőben található. Paul Crowther, az egyik felfedező szerint: „A bolygók kialakulása hosszabb ideig tart, mint egy ilyen csillag életében és halálában. Még ha lennének is ott bolygók, nem lennének rajtuk csillagászok, mert az éjszakai égbolt olyan fényes volt, mint a nappali égbolt."

77. ábra. Az R136a1 csillag fényképének számítógépes feldolgozása.

A csillagok nagyon különbözőek lehetnek: kicsik és nagyok, fényesek és nem túl fényesek, öregek és fiatalok, melegek és „hidegek”, fehérek, kékek, sárga, piros stb.

A Hertzsprung–Russell diagram lehetővé teszi a csillagok osztályozásának megértését.

Megmutatja a kapcsolatot a csillag abszolút nagysága, fényereje, spektrális típusa és felszíni hőmérséklete között. A diagramon szereplő csillagok nem véletlenszerűen helyezkednek el, hanem jól látható területeket alkotnak.

A legtöbb csillag az ún fő szekvencia . A fősorozat léte annak köszönhető, hogy a legtöbb csillag evolúciós idejének ~90%-át a hidrogénégetési szakasz teszi ki: a hidrogén égése a csillag központi tartományaiban izoterm héliummag kialakulásához vezet, az átmenet a vörös óriás szakaszba és a csillag távozása a fő sorozatból. Viszonylag rövid evolúció A vörös óriások tömegüktől függően fehér törpék, neutroncsillagok vagy fekete lyukak kialakulásához vezetnek.

Mivel evolúciós fejlődésük különböző szakaszaiban vannak, a csillagokat normál csillagokra, törpecsillagokra és óriáscsillagokra osztják.

A normál csillagok fő sorozatú csillagok. Ezek közé tartozik a mi Napunk is. Néha az olyan normál csillagokat, mint a Nap, sárga törpének nevezik.

Sárga törpe

A sárga törpe egy kis fősorozatú csillag, amelynek tömege 0,8 és 1,2 naptömeg közötti, felszíni hőmérséklete pedig 5000-6000 K.

A sárga törpe élettartama átlagosan 10 milliárd év.

Miután a teljes hidrogénkészlet eléget, a csillag sokszorosára megnő, és vörös óriássá válik. Az ilyen típusú csillagok egyik példája az Aldebaran.

A vörös óriás kilövi külső gázrétegeit, ezáltal bolygóködöket képez, és a mag egy kicsi, sűrűvé omlik össze. fehér törpe.

A vörös óriás az nagy csillag vöröses ill narancsszín. Az ilyen csillagok kialakulása mind a csillagkeletkezés szakaszában, mind létezésük későbbi szakaszában lehetséges.

Korai stádiumban a csillag a kompresszió során felszabaduló gravitációs energia hatására kisugárzik, egészen addig, amíg a kompressziót a megindult termonukleáris reakció meg nem állítja.

A csillagok evolúciójának későbbi szakaszaiban, a hidrogénnek a magjukban való elégetése után a csillagok elhagyják a fő sorozatot, és a Hertzsprung-Russell diagram vörös óriásainak és szuperóriásainak tartományába költöznek: ez a szakasz tart körülbelül 10%-ban. a csillagok „aktív” életének ideje, vagyis evolúciójuk szakaszai, amelyek során nukleoszintézis reakciók mennek végbe a csillag belsejében.

Az óriáscsillagnak van egy viszonylag alacsony hőmérséklet felület, körülbelül 5000 fok. Hatalmas sugár, eléri a 800 napenergiát, és az ilyen nagy méretek miatt hatalmas fényerő. A maximális sugárzás a spektrum vörös és infravörös tartományában jelentkezik, ezért nevezik őket vörös óriásoknak.

Az óriások közül a legnagyobbak vörös szuperóriásokká változnak. A Betelgeuse nevű csillag az Orion csillagképből a legtöbb ragyogó példa vörös szuperóriás.

A törpecsillagok az óriások ellentétei, és következhetnek.

A fehér törpe az 1,4 naptömegnél kisebb tömegű közönséges csillag maradványa, miután áthaladt a vörös óriás szakaszon.

A hidrogén hiánya miatt az ilyen csillagok magjában nem mennek végbe termonukleáris reakciók.

A fehér törpék nagyon sűrűek. Nem egyforma méretűek több, mint a Föld, de tömegük összevethető a Nap tömegével.

Ezek hihetetlenül forró csillagok, hőmérsékletük eléri a 100 000 fokot vagy még többet. Fennmaradó energiájukat felhasználva ragyognak, de idővel az elfogy, és a mag lehűl, és fekete törpévé változik.

A vörös törpék a leggyakoribb csillag típusú objektumok az Univerzumban. Számuk becslések szerint a galaxisban található összes csillag számának 70-90%-a között mozog. Nagyon különböznek a többi sztártól.

A vörös törpék tömege nem haladja meg a naptömeg egyharmadát (a tömeg alsó határa 0,08 nap, ezt követik a barna törpék), a felszíni hőmérséklet eléri a 3500 K-t. A vörös törpék spektrális osztálya M vagy késői K. Csillagok ez a típus nagyon kevés fényt bocsát ki, néha 10 000-szer kisebb, mint a Nap.

Alacsony sugárzásuk miatt a vörös törpék egyike sem látható szabad szemmel a Földről. Még a Naphoz legközelebbi vörös törpe, a Proxima Centauri (a hármasrendszer Naphoz legközelebbi csillaga), és a legközelebbi egyetlen vörös törpe, a Barnard-csillag is 11,09-es, illetve 9,53-as magnitúdóval rendelkezik. Ebben az esetben szabad szemmel akár 7,72 magnitúdójú csillag is megfigyelhető.

A hidrogén égésének alacsony sebessége miatt a vörös törpék nagyon hosszú élettartamúak, több tízmilliárdtól több tíz billió évig terjednek (egy 0,1 naptömegű vörös törpe 10 billió évig ég).

Vörös törpéknél nem lehetséges termonukleáris reakciók hélium részvételével, így nem tudnak vörös óriássá válni. Idővel fokozatosan zsugorodnak és egyre jobban felmelegednek, amíg el nem használják a teljes hidrogén-üzemanyag-készletet.

Fokozatosan, aszerint elméleti elképzelések, kék törpékké alakulnak - a csillagok egy feltételezett osztályává, míg a vörös törpék közül még egyiknek sem sikerült kék törpévé, majd héliummaggal rendelkező fehér törpévé.

Barna törpe - csillag alatti objektumok (körülbelül 0,01 és 0,08 naptömeg közötti tömeggel, illetve 12,57 és 80,35 Jupiter tömeggel és körülbelül a Jupiter átmérőjével megegyező átmérővel), amelyek mélyén, ellentétben a fő sorozattal csillagok, nincs termonukleáris fúziós reakció a hidrogén héliummá történő átalakulásával.

A fősorozatú csillagok minimális hőmérséklete körülbelül 4000 K, a barna törpék hőmérséklete 300 és 3000 K között van. A barna törpék életük során folyamatosan hűlnek, és minél nagyobb a törpe, annál lassabban hűl le.

Szubbarna törpék

A szubbarna törpék vagy barna szubtörpék olyan hideg képződmények, amelyek a barna törpe tömeghatár alá esnek. Tömegük kisebb, mint a Nap tömegének megközelítőleg egy százada, vagy ennek megfelelően a Jupiter tömegének 12,57-e, az alsó határ nincs meghatározva. Általában bolygóknak tekintik őket, bár a tudományos közösség még nem jutott végső következtetésre arról, hogy mit tekintünk bolygónak és mi szubbarna törpének.

Fekete törpe

A fekete törpék olyan fehér törpék, amelyek lehűlnek, és ennek következtében nem bocsátanak ki a látható tartományban. A fehér törpék evolúciójának utolsó szakaszát képviseli. A fekete törpék tömege, akárcsak a fehér törpék tömege, 1,4 naptömeg felett korlátozott.

A kettőscsillag két gravitációsan kötött csillag, amelyek egy közös tömegközéppont körül keringenek.

Néha léteznek három vagy több csillagból álló rendszerek, amelyekben általános eset a rendszert többszörös csillagnak nevezzük.

Azokban az esetekben, amikor egy ilyen csillagrendszer nincs túl messze a Földtől, az egyes csillagokat távcső segítségével lehet megkülönböztetni. Ha a távolság jelentős, akkor értsék meg ezt a csillagászok kettős csillag Ez csak közvetett jelek által lehetséges - a fényerő ingadozása, amelyet egy csillag időszakos fogyatkozása okoz egy másik és néhány másik csillag által.

Új csillag

Csillagok, amelyek fényereje hirtelen 10 000-szeresére nő. A nova egy kettős rendszer, amely egy fehér törpéből és egy kísérőcsillagból áll, amelyek a fő szekvencián helyezkednek el. Az ilyen rendszerekben a csillagból származó gáz fokozatosan a fehér törpéhez áramlik, és ott időnként felrobban, fénykitörést okozva.

Szupernóva

A szupernóva egy olyan csillag, amely katasztrofális robbanásveszélyes folyamatban fejezi be fejlődését. A fáklya ebben az esetben több nagyságrenddel is nagyobb lehet, mint az esetben nova. Így erős robbanás a csillagokban az evolúció utolsó szakaszában lezajló folyamatok következménye.

Neutroncsillag

A neutroncsillagok (NS) 1,5 napos nagyságrendű tömegű, a fehér törpéknél észrevehetően kisebb méretű csillagképződmények; a neutroncsillagok tipikus sugara feltehetően 10-20 kilométeres nagyságrendű.

Főleg semleges szubatomi részecskékből állnak - neutronokból, szorosan összenyomva gravitációs erők. Az ilyen csillagok sűrűsége rendkívül nagy, összehasonlítható, és egyes becslések szerint többszöröse is lehet az átlagos sűrűségnek atommag. Egy köbcentiméter Az új-zélandi anyagok tömege több száz millió tonna lesz. A neutroncsillagok felszínén a gravitáció körülbelül 100 milliárdszor nagyobb, mint a Földön.

Galaxisunkban a tudósok szerint 100 milliótól 1 milliárd neutroncsillagig terjedhet, vagyis valahol egy ezrelék közönséges csillagok között.

Pulzárok

A pulzárok a Földre periodikus kitörések (impulzusok) formájában érkező elektromágneses sugárzás kozmikus forrásai.

Az uralkodó asztrofizikai modell szerint a pulzárok forognak neutroncsillagok Val vel mágneses mező, amely a forgástengelyhez képest ferde. Amikor a Föld beleesik a sugárzás által alkotott kúpba, lehetséges a csillag forgási periódusával megegyező időközönként ismétlődő sugárzási impulzus észlelése. Egyes neutroncsillagok másodpercenként akár 600-szor is forognak.

cefeidák

A cefeidák a lüktető változócsillagok egy osztálya, amelyek meglehetősen pontos periódus-fényesség viszonyt mutatnak, és a Delta Cephei csillagról nevezték el. Az egyik leghíresebb kefeida a Polaris.

Az alábbiakban felsoroljuk a csillagok fő típusait (típusait) és azok listáját rövid leírás természetesen nem meríti ki az Univerzum csillagainak teljes lehetséges változatát.

A csillagátmérők meghatározásának eredménye valóban elképesztőnek bizonyult. Korábban nem is sejtettük, hogy lehet ilyen óriás csillagok. Az első csillag, amelynek valódi méreteit meghatározták (1920-ban), az Orion csillagkép fényes csillaga volt, amely a Betelgeuse arab nevet viseli. Kiderült, hogy az átmérője meghaladja a Mars pályájának átmérőjét! Egy másik óriáscsillag az Antares, a Skorpió csillagkép legfényesebb csillaga: átmérője körülbelül másfélszerese a Föld pályájának átmérőjének. A jelenleg felfedezett csillagóriások közé kell sorolnunk az úgynevezett Csodálatos „Mira”-t is, a Cetus csillagkép egyik csillagát, amelynek átmérője 330-szor nagyobb, mint Napunk átmérője. Az óriáscsillagok sugara általában 10-100 napsugár, a fényességük pedig 10-1000 napsugár. Az óriásokénál nagyobb fényerővel rendelkező csillagokat szuperóriásoknak és hiperóriásoknak nevezik.

Érdekesek az óriáscsillagok fizikai szerkezet. A számítások azt mutatják, hogy az ilyen csillagok iszonyatos méretük ellenére aránytalanul kevés anyagot tartalmaznak. Csak néhányszor nehezebbek a mi Napunknál; és a Betelgeuse kötete óta pl. nagyobb, mint a nap 40 000 000-szer, akkor ennek a csillagnak a sűrűsége elhanyagolható legyen. És ha a Nap anyaga átlagosan megközelíti a sűrűséget, akkor az óriáscsillagok anyaga ebből a szempontból a ritka levegőhöz hasonlít. Az óriáscsillagok, ahogy egy csillagász fogalmazott, „egy hatalmas, kis sűrűségű ballonra hasonlítanak, sokkal kisebb, mint a levegő sűrűsége”.

Egy csillag óriássá válik, miután a csillag magjában a reakcióhoz rendelkezésre álló összes hidrogént elhasználták. Olyan csillag, amelynek kezdeti tömege nem haladja meg a 0,4-et naptömegek, nem lesz óriáscsillag. Ennek az az oka, hogy az ilyen csillagok belsejében lévő anyag konvekció révén erősen keveredik, és így a hidrogén továbbra is részt vesz a reakcióban, amíg a csillag teljes tömegét el nem emészti, ekkor válik fehér törpévé, amely túlnyomórészt héliumból áll. Ha egy csillag nagyobb, mint ez az alsó határ, akkor amikor a magban található összes hidrogént elfogyasztja a reakcióhoz, a mag összehúzódni kezd. A hidrogén most reakcióba lép a héliumban gazdag mag körül a héjban lévő héliummal, és a csillagnak a héjon kívüli része kitágul és lehűl. Evolúciójának ezen a pontján a csillag fényessége megközelítőleg állandó marad, és felszíni hőmérséklete csökken. A csillag kezd vörös óriássá válni. Ezen a ponton már általában vörös óriás, körülbelül állandó marad, miközben fényessége és sugara jelentősen megnő, és a mag tovább zsugorodik, növelve a hőmérsékletét.

Ha a csillag tömege körülbelül 0,5 naptömeg alatt lenne, úgy gondolják, hogy soha nem érné el a héliumfúzióhoz szükséges központi hőmérsékletet. Ezért vörös óriáscsillag marad hidrogénfúzióval, amíg el nem kezd átalakulni hélium fehér törpévé.

Bármely csillag születése megközelítőleg ugyanúgy történik - egy felhő saját gravitációja hatására összenyomódás és tömörítés eredményeként, amely főleg csillagközi gázt és port tartalmaz. A tudósok szerint ez a tömörítési folyamat járul hozzá az új csillagok kialakulásához. Jelenleg a modern berendezéseknek köszönhetően a tudósok láthatják ezt a folyamatot. A teleszkópban bizonyos zónáknak tűnik, amelyek világos háttéren sötét foltoknak tűnnek. Ezeket "óriás molekuláris felhőkomplexumoknak" nevezik. Ezek a zónák azért kapták ezt a nevet, mert hidrogént tartalmaznak molekulák formájában. Ezek a komplexek vagy rendszerek a gömbölyű csillaghalmazokkal együtt a Galaxis legnagyobb szerkezetei, amelyek átmérője akár 1300 fényév is lehet.

A köd összenyomódásával egyidejűleg sűrű, sötét, kerek gáz- és porfelhők is keletkeznek, amelyeket „Bock-gömböknek” neveznek. Bok amerikai csillagász volt az, aki először írta le ezeket a gömböcskéket, ezért nevezik most így. Kezdetben a gömb tömege a Nap tömegének 200-szorosa. A gömböcskék azonban fokozatosan tovább tömörülnek, tömeget kapnak, és gravitációjuk miatt vonzzák magukhoz az anyagokat a szomszédos területekről. Érdemes odafigyelni arra, hogy belső rész A gömböcskék sokszor gyorsabban kondenzálódnak, mint a külső. Ez viszont a gömböcske felmelegedéséhez és forgásához vezet. Ez a folyamat több százezer évig tart, majd egy protocsillag keletkezik.

Ahogy a csillag tömege növekszik, egyre több anyagot vonz magához. A belül sűrített gázból is energia szabadul fel, ami hőképződéshez vezet. Ebben a tekintetben a csillag nyomása és hőmérséklete növekszik, ami izzó, sötétvörös fényéhez vezet. A protocsillagot meglehetősen nagy mérete jellemzi. Annak ellenére, hogy a hő egyenletesen oszlik el a teljes felületén, még mindig viszonylag hidegnek számít. A magban a hőmérséklet tovább emelkedik. Ezenkívül forog, és kissé lapos formát vesz fel. Ez a folyamat több millió évig tart.

A fiatal csillagokat nagyon nehéz látni, különösen szabad szemmel. Csak speciális berendezéssel vizsgálhatók. Ez annak köszönhető, hogy a csillagokat körülvevő sötét porfelhő miatt a fiatal csillagok fénye gyakorlatilag láthatatlan.

Így születnek, fejlődnek és halnak meg a csillagok. Fejlődésük minden szakaszában a csillagoknak saját tömegük, hőmérsékletük és fényességük van. Ebben a tekintetben az összes csillagot általában a következőkre osztják:

fő sorozat csillagok;

Törpe csillagok;

Óriás csillagok.

Mely csillagok óriások

Így az óriáscsillagok önmagukért beszélnek, és ennek megfelelően lényegesen nagyobb sugarúak és nagy fényerővel rendelkeznek, ellentétben azokkal a fősorozatú csillagokkal, amelyek felszíni hőmérséklete azonos. Az óriáscsillagok sugara általában 10-100 napsugár, fényességük pedig 10-1000 napfénysugár. Az óriáscsillagok hőmérséklete viszonylag alacsony a csillag tömege miatt, mivel a csillag teljes felületén eloszlik, és eléri az 5000 fokot.

Vannak azonban olyan csillagok is, amelyek fényereje sokszorosa az óriáscsillagokénak. Az ilyen csillagokat általában szuperóriásoknak és hiperóriásoknak nevezik.

A szuperóriás csillagot az egyik legnagyobb tömegű csillagnak tartják. Ebbe a típusba tartozó csillagok foglalnak helyet felső rész Hertzsprung-Russell diagramok. Ezeknek a csillagoknak a tömege 10-70 naptömeg között van. Fényességük 30 000 napfényfény vagy több. De a szuperóriás csillagok sugara jelentősen változhat - 30 és 500 napsugár között. De vannak olyan csillagok is, amelyek sugara meghaladja az 1000 napsugárzást. Ezek a szuperóriások azonban már a hiperóriások kategóriájába kerülnek.

Tekintettel arra, hogy ezeknek a csillagoknak nagyon nagy tömegük van, várható élettartamuk rendkívül rövid, és 30 és több száz millió év között mozog. A szuperóriások általában az aktív csillagképződés régióiban figyelhetők meg - nyitott csillaghalmazokban, karokban spirálgalaxisok, valamint szabálytalan galaxisokban.

vörös óriás

A vörös óriás a késői spektrális osztályok csillaga, nagy fényerővel és kiterjesztett burokkal. A leghíresebb vörös óriások az Arcturus, Aldebaran, Gacrux, Mira.

A vörös óriások a K és M spektrális osztályba tartoznak. Viszonylag alacsony a kibocsátó felületük hőmérséklete is, amely körülbelül 3000-5000 Kelvin fok. Ez viszont azt jelzi, hogy az egységnyi kisugárzott területre jutó energiaáramlás 2-10-szer kisebb, mint a Napé. A vörös óriások sugara 100 és 800 napsugár között mozog.

A vörös óriások spektrumait molekuláris abszorpciós sávok jelenléte jellemzi, mivel viszonylag hideg fotoszférájukban egyes molekulák stabilak. A maximális sugárzás a spektrum vörös és infravörös tartományában jelentkezik.

A vörös óriásokon kívül vannak fehér óriások is. A fehér óriás egy fő sorozatcsillag, amely meglehetősen forró és fényes. Néha egy fehér óriáscsillag kombinálható egy vörös törpével. Ezt a csillagkombinációt kettősnek vagy többszörösnek nevezik, és általában különböző típusú csillagokból áll.