Зірки: види зірок і їх класифікація за кольором і розміром. Різниця зірок за кольором приклади, різнокольорові зірки Білі зірки назви 3
Зірки бувають найрізноманітніші: маленькі і великі, яскраві і не дуже, старі і молоді, гарячі і «холодні», білі, блакитні, жовті, червоні і т. Д.
Розібратися в класифікації зірок дозволяє діаграма Герцшпрунга - Рассела.
Вона показує залежність між абсолютною зоряною величиною, світність, спектральним класом і температурою поверхні зірки. Зірки на цій діаграмі розташовуються не випадково, а утворюють добре помітні ділянки.
Велика частина зірок знаходиться на так званій головної послідовності. Існування головної послідовності пов'язано з тим, що стадія горіння водню становить ~ 90% часу еволюції більшості зірок: вигоряння водню в центральних областях зірки призводить до утворення ізотермічного гелієвого ядра, переходу до стадії червоного гіганта і догляду зірки з головної послідовності. Щодо коротка еволюція червоних гігантів призводить, в залежності від їх маси, до утворення білих карликів, нейтронних зірок або чорних дір.
Перебуваючи на різних стадіях свого еволюційного розвитку, зірки поділяються на нормальні зірки, зірки карлики, зірки гіганти.
Нормальні зірки, це і є зірки головної послідовності. До них відноситься і наше Сонце. іноді такі нормальні зірки, Як Сонце, називають жовтими карликами.
жовтий карлик
Жовтий карлик - тип невеликих зірок головної послідовності, що мають масу від 0,8 до 1,2 маси Сонця і температуру поверхні 5000-6000 K.
Час життя жовтого карлика становить в середньому 10 мільярдів років.
Після того, як згорає весь запас водню, зірка у багато разів збільшується в розмірі і перетворюється на червоного гіганта. Прикладом такого типу зірок може служити Альдебаран.
Червоний гігант викидає зовнішні шари газу, утворюючи тим самим планетарні туманності, а ядро колапсує в маленький, щільний білий карлик.
Червоний гігант - це велика зірка червонуватого або оранжевого кольору. Утворення таких зірок можливо як на стадії зореутворення, так і на пізніх стадіях їх існування.
На ранній стадії зірка випромінює за рахунок гравітаційної енергії, що виділяється при стисненні, до того моменту поки стиск не буде зупинено почалася термоядерної реакцією.
На пізніх стадіях еволюції зірок, після вигоряння водню в їхніх надрах, зірки сходять з головної послідовності і переміщаються в область червоних гігантів і надгігантів діаграми Герцшпрунга - Рассела: цей етап триває приблизно 10% від часу «активної» життя зірок, тобто етапів їх еволюції , в ході яких у зіркових надрах йдуть реакції нуклеосинтеза.
Зірка гігант має порівняно низьку температуру поверхні, близько 5000 градусів. Величезний радіус, що досягає 800 сонячних і за рахунок таких великих розмірів величезну світність. Максимум випромінювання доводиться на червону і інфрачервону область спектра, тому їх і називають червоними гігантами.
Найбільші з гігантів перетворюються в червоних супергігантів. Зірка під назвою Бетельгейзе із сузір'я Оріон - найяскравіший приклад червоного супергіганта.
Зірки карлики є протилежністю гігантів і можуть бути наступні.
Білий карлик - це те, що залишається від звичайної зірки з масою, що не перевищує 1,4 сонячної маси, після того, як вона проходить стадію червоного гіганта.
Через відсутність водню термоядерна реакція в ядрі таких зірок не відбувається.
Білі карлики - дуже щільні. За розміром вони не більша за Землю, Але масу їх можна порівняти з масою Сонця.
Це неймовірно гарячі зірки, їх температура досягає 100 000 градусів і більше. Вони сяють за рахунок своєї енергії, що залишилася, але з часом вона закінчується, і ядро остигає, перетворюючись в чорного карлика.
Червоні карлики - найпоширеніші об'єкти зоряного типу у Всесвіті. Оцінка їх чисельності варіюється в діапазоні від 70 до 90% від числа всіх зірок в галактиці. Вони досить сильно відрізняються від інших зірок.
Маса червоних карликів не перевищує третини сонячної маси (нижня межа маси - 0,08 сонячної, далі йдуть коричневі карлики), температура поверхні досягає 3500 К. Червоні карлики мають спектральний клас M або пізній K. Зірки цього типу випускають дуже мало світла, іноді в 10 000 разів менше Сонця.
З огляду на їх низьке випромінювання, жоден з червоних карликів не видний із Землі неозброєним оком. Навіть найближчий до Сонця червоний карлик Проксима Центавра (найближча до Сонця зірка в потрійній системі) і найближчий одиночний червоний карлик, зірка Барнарда, мають видиму зоряну величину 11,09 і 9,53 відповідно. При цьому неозброєним поглядом можна спостерігати зірку із зоряною величиною до 7,72.
Через низьку швидкість згоряння водню червоні карлики мають дуже велику тривалість життя - від десятків мільярдів до десятків трильйонів років (червоний карлик з масою в 0,1 маси Сонця буде горіти 10 трильйонів років).
У червоних карликів неможливі термоядерні реакції за участю гелію, тому вони не можуть перетворитися в червоні гіганти. Згодом вони поступово стискаються і все більше нагріваються, поки не витратять весь запас водневого палива.
Поступово, згідно теоретичними уявленнями, Вони перетворюються в блакитні карлики - гіпотетичний клас зірок, поки жоден з червоних карликів ще не встиг перетворитися на блакитного карлика, а потім - в білі карлики з гелієвим ядром.
Коричневий карлик - субзвездние об'єкти (з масами в діапазоні приблизно від 0,01 до 0,08 маси Сонця, або, відповідно, від 12,57 до 80,35 маси Юпітера і діаметром приблизно рівним діаметру Юпітера), в надрах яких, на відміну від зірок головної послідовності, не відбувається реакції термоядерного синтезу c перетворенням водню в гелій.
Мінімальна температура зірок головної послідовності становить близько 4000 К, температура коричневих карликів лежить в проміжку від 300 до 3000 К. Коричневі карлики протягом свого життя постійно охолоджуються, при цьому чим крупніше карлик, Тим повільніше він остигає.
Субкорічневие карлики
Субкорічневие карлики або коричневі субкарлики - холодні формування, по масі лежать нижче межі коричневих карликів. Маса їх менше приблизно однієї сотої маси Сонця або, відповідно, 12,57 маси Юпітера, нижня межа не визначений. Їх в більшій мірі прийнято вважати планетами, хоча до остаточного висновку про те, що вважати планетою, а що - субкорічневим карликом наукове співтовариствопоки не прийшло.
чорний карлик
Чорні карлики - остиглі і внаслідок цього не випромінюють у видимому діапазоні білі карлики. Являє собою кінцеву стадію еволюції білих карликів. Маси чорних карликів, подібно масам білих карликів, обмежуються зверху 1,4 масами Сонця.
Подвійна зірка - це дві гравітаційно пов'язані зірки, що обертаються навколо загального центру мас.
Іноді зустрічаються системи з трьох і більше зірок, в такому випадку система називається кратною зіркою.
У тих випадках, коли така зоряна система не надто далеко віддалена від Землі, в телескоп вдається розрізнити окремі зірки. Якщо ж відстань значна, то зрозуміти, що перед астрономами подвійна зірка вдається тільки за непрямими ознаками - коливань блиску, що викликається періодичними затемненнями однієї зірки другою і деяким іншим.
Нова зірка
Зірки, світність яких раптово збільшується в 10 000 разів. Нова зірка є подвійною системою, що складається з білого карлика і зірки-компаньйона, що знаходиться на головній послідовності. У таких системах газ із зірки поступово перетікає на білий карлик і періодично там вибухає, викликаючи спалах світності.
наднова зірка
Наднова зірка - це зірка, що закінчує свою еволюцію в катастрофічному вибуховому процесі. Спалах при цьому може бути на кілька порядків більше ніж у разі нової зірки. настільки потужний вибухє наслідок процесів, що протікають в зірці на останній стадії еволюції.
нейтронна зірка
Нейтронні зірки (НЗ) - це зоряні освіти з масами порядку 1,5 сонячних і розмірами, помітно меншими білих карликів, типовий радіус нейтронної зірки становить, імовірно, близько 10-20 кілометрів.
Вони складаються в основному з нейтральних субатомних частинок - нейтронів, щільно стислих гравітаційними силами. Щільність таких зірок надзвичайно висока, вона порівнянна, а за деякими оцінками, може в кілька разів перевищувати середню щільність атомного ядра. Один кубічний сантиметр речовини НЗ буде важити сотні мільйонів тонн. Сила тяжіння на поверхні нейтронної зірки приблизно в 100 млрд разів вище, ніж на Землі.
У нашій Галактиці, за оцінками вчених, можуть існувати від 100 млн до 1 млрд нейтронних зірок, тобто десь по одній на тисячу звичайних зірок.
пульсари
Пульсари - космічні джерела електромагнітних випромінювань, що приходять на Землю у вигляді періодичних сплесків (імпульсів).
Згідно домінуючою астрофізичної моделі, пульсари є обертаються нейтронні зірки з магнітним полем, Яке нахилене до осі обертання. Коли Земля потрапляє в конус, утворений цим випромінюванням, то можна зафіксувати імпульс випромінювання, що повторюється через проміжки часу, рівні періоду обертання зірки. Деякі нейтронні зірки роблять до 600 оборотів в секунду.
цефеїди
Цефеїди - клас пульсуючих змінних зірок з досить точної залежністю період-світність, названий на честь зірки Дельта Цефея. Однією з найбільш відомих цефеїд є Полярна зірка.
Наведений перелік основних видів (типів) зірок з їх короткою характеристикою, Зрозуміло, не вичерпує всього можливого різноманіття зірок у Всесвіті.
Ми ніколи не замислюємося, що можливо є ще якесь життя крім нашої планети, крім нашої сонячної системи. Можливо на якийсь із планет, що обертаються навколо блакитний або білої або червоної, а може жовтої зірки є життя. Можливо є ще одна така ж планета земля, на якій живуть такі ж люди, але ми про це до сих пір нічого не знаємо. Нашими супутниками, телескопами виявлено ряд планет, на яких можливе є життя, але до цих планет десятки тисяч і навіть мільйонів світлових років.
Блакитні відсталі зірки - зірки блакитного кольору
Зірки, що знаходяться в зоряних скупченнях кульового типу, температура у яких вища за температуру звичайних зірок, а для спектра характерно істотний зсув до синьої області, ніж у зірок скупчення з аналогічною світність, отримали назву блакитні зірки відстали. Це ознака дозволяє їм виділятися щодо інших зірок цього скупчення на діаграмі Герцшпрунга-Рассела. Існування таких зірок спростовує всі теорії еволюції зірок, суть якої полягає в тому, що для зірок, які виникли в один і той же проміжок часу, передбачається розміщення в чітко визначеній області діаграми Герцшпрунга-Рассела. При цьому єдиним фактором, який впливає на точне місце розташування зірки, є її початкова маса. Часта поява блакитних відсталих зірок поза межами вищезгаданої кривої, може стати підтвердженням існування такого поняття, як аномальна зоряна еволюція. 
Фахівці, які намагаються пояснити природу їх виникнення, висунули кілька теорій. Найбільш вірогідна з них вказує про те, що дані зірки блакитного кольору в минулому були подвійними, після чого у них почав відбуватися або відбувається зараз процес злиття. Підсумком злиття двох зірок стає виникнення нової зірки, яка має набагато більшу масу, яскравість і температуру, ніж зірки такого ж віку.
Якщо вірність цієї теорії вдасться якимось чином довести, теорія зоряної еволюції втратила б проблем у вигляді блакитних відсталих. У складі вийшла зірки було б більшу кількість водню, який вів би себе аналогічно молодій зірці. Існують факти, що підтверджують таку теорію. Спостереження показали, що найчастіше відсталі зірки зустрічаються в центральних регіонах кульових скупчень. В результаті переважного там числа зірок одиничного обсягу, близькі проходження або ж зіткнення стають більш імовірними.
Для перевірки цієї гіпотези необхідно зайнятися вивченням пульсації блакитних відсталих, тому що між астросейсмологіческімі властивостями злилися зірок і нормально пульсуючих змінних, можуть бути деякі відмінності. Варто відзначити, що вимірювати пульсації досить важко. На цей процес також негативно переповненість зоряного неба, малі коливання пульсацій блакитних відсталих, а також рідкість їх змінних.
Один із прикладів злиття можна було спостерігати в серпні 2008 року, тоді така подія торкнулося об'єкта V1309, яскравість якого після виявлення зросла кілька десятків тисяч разів, а через кілька місяців повернулася до первісного значення. В результаті 6-річних спостережень, вчені прийшли до висновку, що даний об'єкт є двома зірками, період обертання яких навколо одна одної становить 1,4 дня. Ці факти наштовхнули вчених на думку, що в серпні 2008 року відбувався процес злиття цих двох зірок.
Для блакитних відсталих характерним є високий обертальний момент. Наприклад, швидкість обертання зірки, яка розташовується в середині скупчення 47 Тукана, в 75 разів перевищує швидкість обертання Сонця. Відповідно до гіпотези, їх маса в 2-3 рази перевищує масу інших зірок, які розташовуються в скупченні. Також за допомогою досліджень було встановлено, що якщо зірки блакитного кольору близько розташовуються до будь-яким іншим зіркам, то у останніх буде процентний вміст кисню і вуглецю нижче, ніж у сусідів. Імовірно, зірки перетягують дані речовини з інших, що рухаються по їх орбіті зірок, в результаті чого зростає їх яскравість і температура. У «обкрадених» зірок виявляються місця, де стався процес перетворення вихідного вуглецю в інші елементи.
Назви блакитних зірок - приклади
Ригель, Гамма Парусов, Альфа Жирафа, Дзета Оріона, Тау великого Пса, Дзета Корми
Білі зірки - зірки білого кольору
Фрідріхом Бесселя, який керував Кенігсберзької обсерваторією, в 1844 році було зроблено цікаво відкриття. Вчений зауважив найменше відхилення найбільш яскравої зірки неба - Сіріуса, від своєї траєкторії по небосхилу. Астроном припустив наявність у Сіріуса супутника, а також розрахував приблизний період обертання зірок навколо їх центру мас, який склав близько п'ятдесяти років. Бессель не знайшов належної підтримки від інших вчених, тому що супутник ніхто не зміг виявити, хоча по своїй масі він повинен був бути зіставимо з Сіріусом.
І тільки через 18 років Альвані Грехемом Кларком, який займався тестуванням найкращого телескопа тих часів, поряд з Сіріусом була виявлена тьмяна біла зірка, яка і виявилася його супутником, який отримав назву Сіріус В.
Поверхня цієї зірки білого кольору розігріта до 25 тис. Кельвінів, а її радіус маленький. З огляду на це, вчені зробили висновок про високої щільності супутника (на рівні 106 г / см 3, при цьому щільність самого Сіріуса приблизно становить 0,25 г / см 3, а Сонця - 1,4 г / см 3). Через 55 років (в 1917 році) був відкритий ще один білий карлик, який отримав назву на честь вченого, який знайшов його - зірка ван Маанена, яка знаходиться в сузір'ї Риб.
Назви білих зірок - приклади
Вега в сузір'ї Ліри, Альтаїр в сузір'ї Орла, (видно влітку і восени), Сіріус, Кастор.
Жовті зірки - зірки жовтого кольору
Жовтими карликами прийнято називати невеликі зірки головної послідовності, маса яких знаходиться в межах маси Сонця (0,8-1,4). Якщо судити з назви, то такі зірки мають світіння жовтого кольору, яке виділяється під час здійснення термоядерного процесу синтезу з водню гелію.
Поверхня таких зірок розігрівається до температури в 5-6 тис. Кельвінів, а їх спектральні класи знаходяться в межах між G0V і G9V. Живе жовтий карлик приблизно 10 млрд. Років. Від згоряння водню в зірці стає причиною її багаторазового збільшення в розмірах і перетворення в червоного гіганта. Одним із прикладів червоного гіганта є Альдебаран. Такі зірки можуть утворювати планетарні туманності, позбавляючись від зовнішніх шарів газу. При цьому здійснюється перетворення ядра в білого карлика, який має велику щільність.
Якщо брати в розрахунок діаграму Герцшпрунга-Рассела, то на ній жовті зірки знаходяться в центральній частині головної послідовності. Оскільки Сонце можна назвати типовим жовтим карликом, його модель цілком годиться для розгляду загальної моделі жовтих карликів. Але є й інші характерні жовті зірки на небі, назви яких - Альхіта, Дабіх, Толіман, Хара і т.п. дані зірки не володіють високою яскравістю. Наприклад, той же Толіман, який, якщо не враховувати Проксима Центавра, ближче всіх розташовується до Сонця, має 0-ю величину, але в той же час його яскравість найвища серед усіх жовтих карликів. Розташовується дана зірка в сузір'ї Центавра, також вона є ланкою складної системи, до складу якої входять 6 зірок. Спектральний клас Толіман - G. А ось Дабіх, що знаходиться в 350 світлових роках від нас, відноситься до спектрального класу F. Але її висока яскравість обумовлена наявністю поруч зірки, що відноситься до спектрального класу - А0.
Крім Толіман, спектральний клас G має HD82943, яка розташувалася на головній послідовності. Дана зірка, завдяки схожому з Сонцем хімічним складом і температурі, також має дві планети великих розмірів. Однак форма орбіт даних планет далеко не кругова, тому відносно часто відбуваються їх зближення з HD82943. В даний час астрономи змогли довести, що раніше дана зірка мала набагато більшу кількість планет, але з часом вона їх все поглинула.
Назви жовтих зірок - приклади
Толіман, зірка HD 82943, Хара, Дабіх, Альхіта
Червоні зірки - зірки червоного кольору
Якщо Вам хоча б раз в житті доводилося бачити в об'єктиві свого телескопа червоні зірки на небі, які горіли на чорному тлі, то спогад даного моменту допоможе більш чітко уявити те, про що буде написано в цій статті. Якщо ж перед Вашим поглядом ні разу не представлялися подібні зірки, в наступний раз обов'язково спробуйте їх відшукати. 
Якщо взятися складати список найбільш яскравих червоних зірок небосхилу, які можна з легкістю знайти навіть за допомогою аматорського телескопа, то можна виявити, що всі вони є вуглецевими. Перші червоні зірки були відкриті ще в 1868 році. Температура таких червоних гігантів низька, крім того, їх зовнішні шари заповнені величезною кількістю вуглецю. Якщо раніше подібні зірки становили два спектральних класу - R і N, то зараз вчені визначили їх в один загальний клас - С. У кожного спектрального класу існують підкласи - від 9 до 0. При цьому клас С0 позначає, що зірка має велику температуру, але менш червона, ніж зірки класу С9. Також важливим є те, що всі зірки, в складі яких переважає вуглець, за своєю суттю змінні: долгопериодические, напівправильні або ж неправильні.
Крім того, в такий список потрапили і дві зірки, іменовані червоними напівправильними змінними, найбільш відома з яких - m Цефея. Її незвичайним червоним кольором зацікавився ще Вільям Гершель, який охрестив її «гранатової». Для таких зірок характерно Неправильне внесення змін до світності, яке може тривати від кількох десятків до кількох сотень днів. Такі змінні зірки відносяться до класу М (зірки холодні, температура поверхні яких від 2400 до 3800 К).
З огляду на той факт, що всі зірки з рейтингу - змінні, необхідно внести певну ясність в позначення. Загальноприйнято, що червоні зірки мають назву, яке складається з двох складових частин- букви латинського алфавіту і імені сузір'я змінної (наприклад, Т Зайця). Першою змінної, яку відкрили в даному сузір'ї, присвоюється літера R і так далі, до букви Z. Якщо ж таких змінних багато, для них передбачається подвійна комбінація латинських букв - від RR до ZZ. Такий спосіб дозволяє «назвати» 334 об'єкта. Крім того, можна зірки позначати і за допомогою букви V в поєднанні з порядковим номером (V228 Лебедя). Під позначення змінних відведена перша колонка рейтингу.
Дві наступні колонки в таблиці означають розташування зірок в період 2000.0 року. В результаті підвищеної популярності атласу «Uranometria 2000.0» серед любителів астрономії, остання колонка рейтингу відображає номер пошукової карти для кожної зірки, яка є в рейтингу. При цьому перша цифра є відображенням номера тому, а друга - порядковий номер карти.
Також в рейтингу відображаються максимальні і мінімальні значення блиску зоряних величин. Варто пам'ятати, що велика насиченість червоного кольору спостерігається у зірок, яскравість яких мінімальна. Для зірок, період змінності яких відомий, він відображається у вигляді кількості діб, а ось об'єкти, які правильного періоду не мають, відображаються у вигляді Irr.
Для пошуку вуглецевої зірки не потрібна велика вправність, досить, щоб можливостей Вашого телескопа вистачило, щоб її побачити. Навіть, якщо її розміри невеликі, її яскраво виражений червоний колір повинен привернути Вашу увагу. Тому не варто засмучуватися, якщо не виходить відразу їх виявити. Досить скористатися атласом, щоб знайти близько розташованих яскраву зірку, і потім вже, рухатися від неї до червоної.
Різні спостерігачі по-різному бачать вуглецеві зірки. Деяким вони нагадують рубіни або ж палаючий далеко вугіллячко. Інші ж бачать в таких зірках малинові або ж криваво-червоні відтінки. Для початку в рейтингу є список з шести найбільш яскравих червоних зірок, знайшовши і які, Ви зможете вдосталь насолодитися їх красою.
Назви червоних зірок - приклади
Відмінності зірок за кольором
Існує величезна різноманітність зірок з непередаваними колірними відтінками. В результаті цього навіть одне сузір'я отримало назву «Шкатулка з коштовностями», основу якого складають блакитні і сапфірові зірки, а в самому його центрі розташувалася яскраво світить помаранчева зірка. Якщо розглядати Сонце, то воно має блідо-жовтий колір.
Прямим фактором, що впливає на відмінність зірок за кольором, є температура їх поверхні. Пояснюється це просто. Світло за своєю природою є випромінюванням у вигляді хвиль. Довжина хвилі - це відстань між її гребенями, є дуже маленькою. Щоб її собі уявити, потрібно 1см розділити на 100 тис. Однакових частин. Кілька ось таких частинок і становитимуть довжину хвилі світла.
З огляду на, що це число виходить досить маленьким, кожне, навіть саме незначне, його зміна стане причиною, по якій картинка, яка спостерігається нами, зміниться. Адже наше зір різну довжину світлових хвиль сприймає як різних кольорів. Наприклад, синій колір мають хвилі, довжина яких в 1,5 рази менше, ніж у червоних.
Також практично кожен з нас знає, що температура може надавати саме прямий вплив на колір тел. Для прикладу можна взяти будь-який металевий предмет і покласти його на вогонь. Під час нагрівання він стане червоним. Якби температура вогню істотно підвищувалася, змінювався б і колір предмета - з червоного на помаранчевий, з помаранчевого на жовтий, з жовтого на білий, і, нарешті, з білого на синьо-білий.
Оскільки Сонце має температуру поверхні в районі 5,5 тис. 0 С, то воно є характерним прикладом жовтих зірок. А ось найбільш гарячі блакитні зірки можуть розігрівати і до 33 тис. Градусів.
Колір і температура були пов'язані вченими за допомогою фізичних законів. Чим температура тіла прямо пропорційна його випромінювання і обернено пропорційна довжині хвиль. Хвилі синього кольору мають коротші довжини хвиль в порівняння з червоним. Розпечені гази випромінюють фотони, енергія яких прямо пропорційна температурі і обернено пропорційна довжині хвилі. Саме тому для найбільш гарячих зірок характерним є синьо-блакитний спектр випромінювання.
Оскільки ядерне паливо на зірках не безмежне, воно має властивість витрачатися, що призводить до охолодження зірок. Тому зірки середнього віку мають жовтий колір, а старі зірки ми бачимо червоними.
В результаті того що Сонце знаходиться дуже близько до нашої планети, можна з точністю описати його колір. А ось для зірок, які знаходяться в мільйон світлових років від нас, завдання ускладнюється. Саме для цього використовується прилад, що отримав назву спектрограф. Крізь нього вчені пропускаю світло, що випромінюється зірками, в результаті чого можна можна спектрально проаналізувати практично будь-яку зірку.
Крім того, за допомогою кольору зірки, можна визначити її вік, тому що математичні формули дозволяють використовувати спектральний аналіз для визначення температури зірки, по якій легко обчислити її вік.
Відео таємниці зірок дивитися онлайн
Фахівці висувають кілька теорій їх виникнення. Найбільш вірогідна з низ говорить про те, що такі зірки блакитного кольору, дуже давно були подвійними, і у них відбувався процес злиття. Коли 2 зірки об'єднуються, то виникає нова зірка з набагато великою яскравістю, масою, температурою.
Блакитні зірки приклади:
- Гамма Парусов;
- ригель;
- Дзета Оріона;
- Альфа Жирафа;
- Дзета Корми;
- Тау Великого Пса.
Зірки білого кольору - білі зірки
Один вчений виявив дуже тьмяну зірку білого кольору, яка була супутником Сіріуса і вона отримала назву Сіріус В. Поверхня це унікальною зірки розігріта до 25000 кельвінів, а радіус її маленький.
Білі зірки приклади:
- Альтаїр в сузір'ї Орла;
- Вега в сузір'ї Ліри;
- Кастор;
- Сіріус.
Зірки жовтого кольору - жовті зірки
Такі зірки мають світіння жовтого кольору, а їх маса перебувати в межах маси Сонця - це близько 0,8-1,4. Поверхня таких зірок зазвичай розігріта до температури 4-6 тис. Кельвінів. Живе така зірка близько 10 млрд. Років.
Жовті зірки приклади:
- Зірка HD 82943;
- Толіман;
- Дабіх;
- Хара;
- Альхіта.
Зірки червоного кольору - червоні зірки
Перші червоні зірки відкрили в 1868 році. Їх температура досить таки низька, а зовнішні шари червоних гігантів заповнені великою кількістювуглецю. Раніше подібні зірки становили два спектральних класу - N і R, але зараз вчені змогли визначити ще один загальний клас - C.
Кожна людина знає, як виглядають зірки на небі. Крихітні, сяючі холодним білим світлом вогники. У давнину люди не могли придумати пояснення цьому явищу. Зірки вважали очима богів, душами померлих предків, хранителями і захисниками, які оберігають спокій людини в нічній темряві. Тоді ніхто й подумати не міг, що Сонце - це теж зірка.
Багато століть пройшло, перш ніж люди зрозуміли, що представляють собою зірки. Види зірок, їх характеристики, уявлення про що відбуваються там хімічних і фізичних процесах - це нова галузь пізнання. Найдавніші астрологи навіть припустити не могли, що таке світило на насправді зовсім не крихітний вогник, а неймовірних розмірів куля розпеченого газу, в якому відбуваються реакції термоядерного синтезу. Є дивний парадокс в тому, що неяскравий зоряне світло - це сліпуче сяйво ядерної реакції, а затишне сонячне тепло - жахливий жар мільйонів кельвінів.
Всі зірки, які можна побачити на небосхилі неозброєним оком, знаходяться в галактиці Чумацький Шлях. Сонце - теж частина цієї зоряної системи, причому розташоване воно на її околиці. Неможливо собі уявити, як виглядало б нічне небо, якщо б Сонце знаходилося в центрі Чумацького Шляху. Адже кількість зірок в цій галактиці - понад 200 мільярдів.
Трохи про історію астрономії
Найдавніші астрологи теж могли б розповісти незвичайне і цікаве про зірок на небі. Вже шумери виділяли окремі сузір'я і зодіакальний круг, вони ж в перший раз розрахували розподіл повного кута на 3600. Вони ж створили місячний календар і змогли синхронізувати його з сонячним. Єгиптяни вважали, що Земля знаходиться в центрі Всесвіту, але при цьому знали, що Меркурій і Венера крутяться навколо Сонця.
У Китаї астрономією як наукою займалися вже в кінці ІІІ тисячоліття до н. е., а перші обсерваторії з'явилися в XII в. до н. е. Вони вивчали місячні і сонячні затемнення, зумівши при цьому зрозуміти їх причину і навіть розрахувавши прогнозні дати, спостерігали метеоритні потоки і траєкторії комет.
Найдавніші інки знали відмінності між зірками і планетами. Є непрямі підтвердження того, що їм були відомі Галілеєві супутники Юпітера і зорова розмитість обрисів диска Венери, обумовлена наявністю на планеті атмосфери.
Античні греки змогли обґрунтувати кулястість Землі, висунули припущення про геліоцентрічності системи. Вони намагалися розрахувати діаметр Сонця, нехай і помилково. Але греки були першими, хто в принципі припустив, що Сонце більше Землі, раніше все, покладаючись на зорові спостереження, вважали інакше. Грек Гиппарх в перший раз створив каталог світил і виділив різні видизірок. Систематизація зірок в цій науковій праці спиралася на інтенсивність світіння. Гіппарх виділив 6 класів яскравості, всього в каталозі було 850 світил.
На що звертали увагу античні астрологи
Первісна систематизація зірок грунтувалася на їх яскравості. Адже саме цей критерій є єдино доступним для астролога, збройного лише телескопом. Найяскравіші або володіють унікальними видимими властивостями зірки навіть отримували власні імена, Причому у кожного народу вони свої. Так, Денеб, Ригель і Алголь - назви арабські, Сіріус - латинське, а Антарес - грецьке. Полярна зірка в кожному народі має власну назву. Це, мабуть, одна з найбільш важливих питань у «практичному сенсі» зірок. Її координати на нічному небосхилі незмінні, незважаючи на обертання землі. Якщо інші зірки рухаються по небу, проходячи шлях від сходу до заходу, то Полярна зірка не змінює свого місця розташування. Саме тому її використовували моряки і мандрівники в якості надійного орієнтира. До речі, всупереч поширеній помилці, це зовсім не сама яскрава зіркана небосхилі. Полярна зірка зовні ніяк не виділяється - ні за розмірами, ні за інтенсивністю світіння. Знайти її можна, тільки якщо знати, куди дивитися. Вона розташовується на самому кінці «рукоятки ковша» Малої Ведмедиці.
На чому грунтується зоряна систематизація
Сучасні астрологи, відповідаючи на питання про те, які види зірок бувають, навряд чи стануть згадувати яскравість світіння або розташування на нічному небосхилі. Хіба що в порядку історичного екскурсу або в лекції, розрахованої на зовсім вже далеку від астрономії аудиторію.
Сучасна систематизація зірок грунтується на їх спектральному аналізі. При цьому зазвичай ще вказують масу, світність і радіус небесного тіла. Всі ці показники даються в співвідношенні з Сонцем, тобто конкретно його характеристики прийняті в якості одиниць виміру.
Систематизація зірок спирається на такий критерій, як абсолютна зоряна величина. Це видима ступінь яскравості небесного тіла без атмосфери, умовно розташованого на відстані 10 парсек від точки спостереження.
Крім цього враховують змінності блиску і розміри зірки. Види зірок в даний час визначаються їх спектральним класом і вже детальніше - подклассом. Астрологи Рассел і Герцшпрунг незалежно один від одного проаналізували залежність між світністю, абсолютної зоряної величиною, температурної поверхнею і спектральним класом світил. Вони побудували діаграму з відповідними осями координат і виявили, що результат зовсім хаотичний. Світила на графіку розташовувалися чітко помітними групами. Діаграма дозволяє, знаючи спектральний клас зірки, визначити хоча б з приблизною точністю її абсолютну зоряну величину.
Як народжуються зірки
Ця діаграма послужила наочним підтвердженням на користь сучасної теоріїеволюції даних небесних тіл. На графіку чітко видно, що найчисленнішим класом є що відносяться до так званої головної послідовності зірки. Види зірок, що належать до цього сегменту, знаходяться в найбільш поширеною на цей момент у Всесвіті точці розвитку. Це етап розвитку світила, при якому енергія, витрачена на випромінювання, компенсується отриманої в процесі термоядерної реакції. Тривалість перебування на даному етапі розвитку визначається масою небесного тіла і процентним вмістом елементів, важчих за гелій.
Загальновизнана на цей момент теорія еволюції зірок говорить, що на початковому етапі розвитку світило є виряджене гігантське газова хмара. Під впливом власного тяжіння воно стискається, поступово перетворюючись в кулю. Чим сильніше стиск, тим краще гравітаційна енергія перетворюється на теплову. Газ розжарюється, і коли температура досягає 15-20 млн К, в новонародженої зірки запускається термоядерна реакція. Після цього процес гравітаційного стиснення припиняється.
Основний період життя зірки
Спочатку в надрах юного світила переважають реакції водневого циклу. Це найдовший період життя зірки. Види зірок, що знаходяться на цьому етапі розвитку, і представлені в наймасовішою головної послідовності описаної вище діаграми. З часів водень в ядрі світила завершується, перетворившись в гелій. Після цього термоядерний горіння може бути тільки на периферії ядра. Зірка стає яскравішим, її зовнішні шари суттєво розширюються, а температура знижується. Небесне тіло перетворюється в червоний гігант. Цей період життя зірки набагато коротшим від попереднього. Майбутня її доля досліджена мало. Є різні припущення, але достовірних їм підтверджень поки не отримано. Найпоширеніша теорія говорить, що коли гелію стає занадто багато, зоряне ядро, не витримуючи власної маси, стискається. Температура зростає до тих пір, поки вже гелій не вступає в термоядерну реакцію. Жахливі температури призводять до чергового розширення, і зірка перетворюється на червоного гіганта. Майбутня доля світила, за припущеннями вчених, знаходиться в залежності від його маси. Але теорії, що стосуються цього, всього лише результат комп'ютерного моделювання, не підтверджений спостереженнями.
остигаючі зірки
Імовірно, червоні гіганти з малою масою будуть стискуватися, перетворюючись в карликів і поступово остигаючи. Зірки середньої маси можуть трансформуватися в планетарні туманності, при цьому в центрі такої освіти продовжить своє існування позбавлене зовнішніх покривів ядро, поступово остигаючи і перетворюючись в білосніжного ліліпута. Якщо центральна зірка випускала істотне інфрачервоне випромінювання, з'являються умови для активації в розширюється газової оболонціпланетарної туманності космічного мазера.
Масивні світила, стискаючись, можуть досягати такого рівня тиску, що електрони практично вмінается в атомні ядра, перетворюючись на нейтрони. Оскільки між цими частками немає сил електростатичного відштовхування, зірка може стиснутися до розміру декількох км. При цьому її щільність перевищить щільність води в 100 мільйонів разів. Така зірка називається нейтронної і являє собою, по суті, величезна атомне ядро.
Надмасивні зірки продовжують своє існування, послідовно синтезуючи в процесі термоядерних реакцій з гелію - вуглець, потім кисень, з нього - кремній і, нарешті, залізо. На цьому етапі термоядерної реакції і відбувається вибух наднової. Наднові зірки, в свою чергу, можуть перетворитися в нейтронні або, якщо їх маса досить велика, продовжити стиск до критичної межі і утворити чорні діри.
Розміри
Систематизація зірок за розміром може бути реалізована двояко. Фізичний розмір зірки може визначатися її радіусом. Одиницею виміру в даному випадку виступає радіус Сонця. Існують ліліпути, зірки середньої величини, гіганти і надгіганти. До речі, саме Сонце є якраз карликом. Радіус нейтронних зірок може досягати всього декількох км. А в надгігантів цілком поміститься орбіта планети Марс. Під розміром зірки може також розумітися її маса. Вона тісно пов'язана з поперечником світила. Чим зірка більше, тим нижче її щільність, і навпаки, чим світило менше, тим щільність вище. Цей критерій вирируется не так вже сильно. Зірок, які могли бути більше або менше Сонця в 10 разів, дуже мало. Велика частина світил укладається в інтервал від 60 до 0,03 сонячних мас. Щільність Сонця, яка приймається за стартовий показник, становить 1,43 г / см3. Щільність білосніжних карликів домагається 1012 г / см3, а щільність розріджених надгігантів може бути в мільйони разів менше сонячної.
У стандартній систематизації зірок схема розподілу по масі виглядає наступним чином. До малих відносять світила з масою від 0,08 до 0,5 сонячної. До помірним - від 0,5 до 8 сонячних мас, а до масивних - від 8 і більше.
систематизація зірок . Від блакитних до білосніжних
Систематизація зірок за кольором насправді спирається не на видиме світіння тіла, а на спектральні характеристики. Спектр випромінювання об'єкта визначається хімічним складомзірки, від нього ж залежить її температура.
Найбільш поширеною є Гарвардська систематизація, створена на початку 20 століття. Відповідно до прийнятого тоді стандартам систематизація зірок за кольором передбачає поділ на 7 типів.
Так, зірки з найвищою температурою, від 30 до 60 тис. К, відносять до світил класу О. Вони блакитного кольору, маса подібних небесних тіл домагається 60 сонячних мас (с. М.), А радіус - 15 сонячних радіусів (с. р.). Лінії водню і гелію в їх спектрі досить слабкі. Світність подібних небесних об'єктів може досягати 1 млн 400 тис. Сонячних светимостей (с. С.).
До зірок класу В відносять світила з температурою від 10 до 30 тис. К. Це небесні тіла біло-блакитного кольору, їх маса починається від 18 с. м., а радіус - від 7 с. м. Найнижча світність об'єктів такого класу становить 20 тис. з. с., а лінії водню в спектрі посилюються, досягаючи середніх значень.
У зірок класу А температура коливається від 7,5 до 10 тис. К, вони білого кольору. Мінімальна маса таких небесних тіл починається від 3,1 с. м., а радіус - від 2,1 с. р. Світність об'єктів знаходиться в межах від 80 до 20 тис. З. с. Лінії водню в спектрі цих зірок сильні, з'являються лінії металів.
Об'єкти класу F насправді жовто-білого кольору, але виглядають білими. Їх температура коливається в межах від 6 до 7,5 тис. К, маса варіюється від 1,7 до 3,1 с.м., радіус - від 1,3 до 2,1 с. р. Світність таких зірок варіюється від 6 до 80 с. с. Лінії водню в спектрі слабшають, лінії металів, навпаки, посилюються.
Таким чином, всі види білосніжних зірок потрапляють в межі класів від А до F. Далі, згідно систематизації, слідують жовтуваті і помаранчеві світила.
Жовтуваті, помаранчеві і червоні зірки
Види зірок за кольором розподіляються від блакитних до червоних, в міру зниження температури і зменшення розмірів і світності об'єкта.
Зірки класу G, до яких відноситься і Сонце, досягають температури від 5 до 6 тис. К, вони жовтуватого кольору. Маса таких об'єктів - від 1,1 до 1,7 с. м., радіус - від 1,1 до 1,3 с. р. Світність - від 1,2 до 6 с. с. Спектральні лінії гелію і металів інтенсивні, лінії водню все слабше.
Світила, що відносяться до класу К, мають температуру від 3,5 до 5 тис. К. Виглядають вони жовто-помаранчевими, але справжній колір цих зірок - помаранчевий. Радіус даних об'єктів знаходиться в проміжку від 0,9 до 1,1 с. р., маса - від 0,8 до 1,1 с. м. Яскравість коливається від 0,4 до 1,2 с. с. Лінії водню практично непомітні, лінії металів дуже сильні.
Найхолодніші і маленькі зірки - класу М. Їх температура всього 2,5 - 3,5 тис. До і здаються вони червоними, хоча насправді ці об'єкти оранжево-червоного кольору. Маса зірок знаходиться в проміжку від 0,3 до 0,8 с. м., радіус - від 0,4 до 0,9 с. р. Світність - всього 0,04 - 0,4 с. с. Це вмираючі зірки. Найхолодніше їх тільки недавно відкриті коричневі карлики. Для них виділили окремий клас М-Т.
За допомогою телескопа можна спостерігати 2 мільярди зірок до 21 зоряної величини. існує Гарвардська спектральна класифікаціязірок. У ній спектральні класи розташовані в порядку зменшення температури зірок. Класи позначені буквами латинського алфавіту. Їх сім: O - B - A - P - O - K - M.
Хорошим індикатором температури зовнішніх шарів зірки є її колір. Гарячі зірки спектральних класів О і В мають блакитний колір; зірки, подібні до нашим Сонцем (спектральний клас якого 02), представляються жовтими, зірки ж спектральних класів К і М - червоні.
Яскравість і колір зірок
Всі зірки мають колір. Розрізняють блакитні, білі, жовті, жовтуваті, помаранчеві і червоні зірки. Наприклад, Бетельгейзе - червона зірка, Кастор - біла, Капела - жовта. За яскравості вони діляться на зірки 1-й, 2-й, ... n-ї зоряноївеличини (n max = 25). До істинним розмірами термін «зоряна величина» відношення не має. Зоряна величина характеризує світловий потік, що приходить на Землю від зірки. Зоряні величини можуть бути і дробовими, і негативними. Шкала зоряних величин заснована на сприйнятті світла оком. Поділ зірок на зоряні величини за видимої яскравості виконав давньогрецький астроном Гіппарх (180 - 110 рр. До н. Е.). Найбільш яскравим зіркам Гіппарх приписав першу зоряну величину; наступні за градації блиску (т. е. приблизно в 2,5 рази слабші) він вважав зірками другий зоряної величини; зірки, слабкіше зірок другий зоряної величини в 2,5 рази, були названі зірками третій зоряної величини і т. д .; зірок на межі видимості неозброєним оком була приписана шоста зоряна величина.
При такій градації блиску зірок виходило, що зірки за шосту зоряну величину слабші зірок першої зоряної величини в 2,55 рази. Тому в 1856 р, англійський астроном Н. К. Погсоі (1829-1891 рр.) Запропонував вважати зірками шостої величини ті, які слабше зірок першої зоряної величини рівно в 100 разів. Всі зірки розташовані на різних відстанях від Землі. Простіше було б порівнювати зоряні величини, якби відстані були рівні.
Зоряна величина, яку зірка мала б при відстані в 10 парсек, називається абсолютною зоряною величиною. Позначається абсолютна зоряна величина - M, А видима зоряна величина - m.
Хімічний склад зовнішніх шарів зірок, з яких приходить їх випромінювання, характеризується повним переважанням водню. На другому місці знаходиться гелій, а зміст інших елементів досить невелика.
Температура і маса зірок
Знання спектрального класу або кольору зірки відразу ж дає температуру її поверхні. Так як зірки випромінюють приблизно як абсолютно чорні тіла відповідної температури, то потужність, що випромінює одиницею їх поверхні в одиницю часу, визначається із закону Стефана - Больцмана.
Розподіл зірок на підставі зіставлення світності зірок цих температурою і кольором і абсолютної зоряної величиною (діаграма Герцшпрунга-Рассела):
- головна послідовність (в центрі її знаходиться Сонце - жовтий карлик)
- надгіганти (великі за розмірами і велика світність: Антарес, Бетельгейзе)
- послідовність червоних гігантів
- карлики (білі - Сіріус)
- субкарлики
- біло-блакитна послідовність
Це поділ також і за віком зірки.
Розрізняють такі зірки:
- звичайні (Сонце);
- подвійні (Міцар, Албкор) діляться на:
- а) візуально-подвійні, якщо їх подвійність помічена при спостереженні в телескоп;
- б) кратні - це система зірок з числом більше ніж 2, але менше ніж 10;
- в) оптично-подвійні - це такі зірки, що їх близькість є результатом випадкової проекції на небо, а в просторі вони далекі;
- г) фізично-подвійні - це зірки, які утворюють єдину систему і звертаються під дією сил взаємного тяжіння навколо загального центру мас;
- д) спектрально-подвійні - це зірки, які при взаємному зверненні підходять близько один до одного і їх подвійність можна визначити але спектру;
- е) затемнення-подвійні - це зірки »які при взаємному зверненні загороджують один одного;
нові зірки- це зірки, які існували давно, але раптово спалахнули. Їх яскравість збільшилася за короткий час в 10 000 разів (амплітуда зміни яскравості від 7 до 14 зоряних величин).
наднові зірки- це зірки, які були непомітні на небі, але несподівано спалахнули і збільшили яскравість в 1000 разів відносно звичайних нових зірок.
Пульсар - нейтронна зірка, Що виникає при вибуху наднової.
Дані про загальну кількість пульсарів і часу їх життя свідчать, що в середньому в століття народжуються 2-3 пульсара, це приблизно збігається з частотою спалахів наднових в Галактиці.
еволюція зірок
Як і всі тіла в природі, зірки не залишаються незмінними, вони народжуються, еволюціонують, і нарешті вмирають. Раніше астрономи вважали, що на освіту зірки з міжзоряних газу і пилу потрібні мільйони років. але в останні рокибули отримані фотографії області неба, що входить до складу Великої Туманності Оріона, де протягом декількох років з'явилося невелике скупчення зірок. На знімках 1947 в цьому місці зафіксована група з трьох звездоподобних об'єктів. До 1954 р деякі з них стали довгастими, а до 1959 року ці довгасті освіти розпалися на окремі зірки. Вперше в історії людства люди спостерігали народження зірок буквально на очах.
У багатьох ділянках неба існують умови, необхідні для появи зірок. При вивченні фотографій туманних ділянок Чумацького Шляху вдалося виявити маленькі чорні цятки неправильної форми, або глобули, що представляють собою масивні скупчення пилу і газу. Ці газопилові хмари містять частинки пилу, дуже сильно поглинають світло, що йде від розташованих за ними зірок. Розміри глобул величезні - до декількох світлових років в поперечнику. Незважаючи на те що речовина в цих скупченнях дуже розріджене, загальний обсяг їх настільки великий, що його цілком вистачає для формування невеликих скупчень зірок, по масі близьких до Сонця.
У чорній глобуле під дією тиску випромінювання, що випускається оточуючими зірками, відбувається стиснення і ущільнення речовини. Таке стиснення протікає протягом деякого часу, що залежить від оточуючих глобулу джерел випромінювання та інтенсивності останнього. Гравітаційні сили, що виникають із-за концентрації маси в центрі глобули, теж прагнуть стиснути глобулу, змушуючи речовину падати до її центру. Падаючи, частки речовини набувають кінетичну енергію і розігрівають газоп ліве хмара.
Падіння речовини може тривати сотні років. Спочатку воно відбувається повільно, неквапливо, оскільки гравітаційні сили, Що притягають частинки до центру, ще дуже слабкі. Через деякий час, коли кулька стає менше, а поле тяжіння посилюється, падіння починає відбуватися швидше. Але кулька величезна, не менше світлового року в діаметрі. Це означає, що відстань від її зовнішнього кордону до центру може перевищувати 10 трильйонів кілометрів. Якщо частка від краю глобули почне падати до центру зі швидкістю трохи менше 2 км / с, то центру вона досягне тільки через 200 ТОВ років.
Тривалість життя зірки залежить від її маси. Зірки З масою меншою, ніж у Сонця, дуже ощадливо витрачають запаси свого ядерного палива і можуть світити десятки мільярдів років. Зовнішні шари зірок, подібних до нашого Сонця, з масами не великими 1,2 маси Сонця, поступово розширюються і, врешті-решт, зовсім залишають ядро зірки. На місці гіганта залишається маленький і гарячий білий карлик.