Разлика между звездите по цветни примери 3. Спектрална класификация на звездите: зависимост на цвета и температурата. Имена на сини звезди - примери

Експертите излагат няколко теории за възникването им. Най-вероятната теория е, че такива сини звезди са били двойни звезди преди много време и са били подложени на процес на сливане. Когато 2 звезди се слеят, се появява нова звезда с много по-голяма яркост, маса и температура.

Примери за сини звезди:

• Гама Парусов;
• Ригел;
• Зета Орионис;
• Алфа Жираф;
• Zeta Poop;
• Тау Голямо куче.

Бели звезди - бели звезди

Един учен откри много слаба бяла звезда, която беше спътник на Сириус и беше наречена Сириус B. Повърхността на тази уникална звезда се нагрява до 25 000 Келвина и нейният радиус е малък.

Примери за бели звезди:

• Алтаир в съзвездието Орла;
• Вега в съзвездието Лира;
• рициново;
• Сириус.

Жълти звезди - жълти звезди

Такива звезди имат жълт блясък, а масата им е в рамките на масата на Слънцето - около 0,8-1,4. Повърхността на такива звезди обикновено се нагрява до температура от 4-6 хиляди Келвина. Такава звезда живее около 10 милиарда години.

Примери за жълти звезди:

• Star HD 82943;
• Толиман;
• Дабих;
• Хара;
• Алхита.

Звездите, които са червени, са червени звезди

Първите червени звезди са открити през 1868 г. Техните температури са доста ниски, а външните слоеве на червените гиганти са пълни с големи количества въглерод. По-рано такива звезди съставляваха два спектрални класа - N и R, но сега учените успяха да определят друг общ клас - C.

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

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

Той показва връзката между абсолютната величина, яркостта, спектралния тип и температурата на повърхността на звездата. Звездите в тази диаграма не са разположени произволно, а образуват ясно видими области.

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

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

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

Жълто джудже

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

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

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

Червеният гигант изхвърля външните си слоеве газ, за ​​да образува планетарни мъглявини, докато ядрото се свива в малко, плътно бяло джудже.

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

На ранна фазазвездата излъчва поради гравитационната енергия, освободена по време на компресията, докато компресията бъде спряна от започналата термоядрена реакция.

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

Гигантската звезда има сравнително ниска повърхностна температура, около 5000 градуса. Огромен радиус, достигащ до 800 слънчеви и поради такива големи размериогромна светимост. Максималната радиация се получава в червената и инфрачервената област на спектъра, поради което се наричат ​​червени гиганти.

Най-големите от гигантите се превръщат в червени свръхгиганти. Звезда, наречена Бетелгейзе в съзвездието Орион, е най-яркият пример за червен свръхгигант.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

При червените джуджета термоядрените реакции с участието на хелий са невъзможни, така че те не могат да се превърнат в червени гиганти. С течение на времето те постепенно се свиват и загряват все повече и повече, докато изразходват целия запас от водородно гориво.

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

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

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

Субкафяви джуджета

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

Черно джудже

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

Двойната звезда е две гравитационно свързани звезди, обикалящи около общ център на масата.

Понякога има системи от три или повече звезди, в този общ случай системата се нарича множествена звезда.

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

Нова звезда

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

Супернова

Свръхнова е звезда, която завършва еволюцията си в катастрофален експлозивен процес. Изригването в този случай може да бъде с няколко порядъка по-голямо, отколкото в случай на нова. Такава мощна експлозия е следствие от процесите, протичащи в звездата на последния етап от еволюцията.

Неутронна звезда

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

Те се състоят главно от неутрални субатомни частици - неутрони, плътно компресирани от гравитационните сили. Плътността на такива звезди е изключително висока, тя е сравнима и според някои оценки може да бъде няколко пъти по-висока от средната плътност на атомното ядро. Един кубичен сантиметър NS вещество ще тежи стотици милиони тонове. Гравитацията на повърхността на неутронна звезда е около 100 милиарда пъти по-висока от тази на Земята.

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

Пулсари

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

Според доминиращия астрофизичен модел пулсарите са въртящи се неутронни звезди с магнитно поле, което е наклонено спрямо оста на въртене. Когато Земята попадне в конуса, образуван от това лъчение, е възможно да се открие импулс на лъчение, повтарящ се на интервали, равни на периода на въртене на звездата. Някои неутронни звезди се въртят до 600 пъти в секунда.

Цефеиди

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

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

Всеки знае трите агрегатни състояния на материята – твърдо, течно и газообразно.. Какво се случва с дадено вещество при последователно нагряване до високи температури в затворен обем? - Последователен преход от едно състояние на агрегиране в друго: твърдо вещество - течност - газ(поради увеличаване на скоростта на движение на молекулите с повишаване на температурата). При по-нататъшно нагряване на газа при температури над 1200 ºС започва разпадането на газовите молекули на атоми, а при температури над 10 000 ºС - частично или пълно разпадане на газовите атоми на съставните им елементарни частици - електрони и атомни ядра. Плазмата е четвъртото състояние на материята, при което молекулите или атомите на дадено вещество се разрушават частично или напълно под въздействието на високи температури или по други причини. 99,9% от материята във Вселената е в състояние на плазма.

Звездите са клас космически тела с маса 10 26 -10 29 kg. Звездата е горещо плазмено сферично космическо тяло, което по правило се намира в хидродинамично и термодинамично равновесие.

Ако равновесието е нарушено, звездата започва да пулсира (размерът, светимостта и температурата й се променят). Звездата става променлива звезда.

Променлива звездае звезда, чиято яркост (видима яркост в небето) се променя с времето. Причините за променливостта могат да бъдат физически процеси във вътрешността на звездата. Такива звезди се наричат физически променливи(например δ Cephei. Променливи звезди, подобни на него, започнаха да се наричат Цефеиди).

Запознайте се и засенчващи променливизвезди, чиято променливост се дължи на взаимно затъмнение на техните компоненти(например β Персей - Алгол. Променливостта му е открита за първи път през 1669 г. от италианския икономист и астроном Джеминиано Монтанари).

Затъмняващите променливи звезди са винаги двойно, тези. се състои от две близко разположени звезди. Променливите звезди в звездните диаграми са обозначени с кръг:

Звездите не винаги са топки. Ако една звезда се върти много бързо, тогава нейната форма не е сферична. Звездата се свива от полюсите и става като мандарина или тиква (например Вега, Регулус). Ако звездата е двойна, тогава взаимното привличане на тези звезди една към друга също влияе върху тяхната форма. Те стават яйцевидни или с форма на пъпеш (например компоненти на двойната звезда β Lyrae или Spica):

Звездите са основните обитатели на нашата Галактика (нашата Галактика се пише с главна буква). В него има около 200 милиарда звезди. С помощта дори на най-големите телескопи могат да се видят само половин процент от общия брой звезди в Галактиката. Повече от 95% от цялата материя, наблюдавана в природата, е концентрирана в звездите. Останалите 5% се състоят от междузвезден газ, прах и всички несамосветещи тела.

Освен Слънцето, всички звезди са толкова далеч от нас, че дори в най-големите телескопи се наблюдават под формата на светещи точки с различен цвят и блясък. Най-близката система до Слънцето е системата α Кентавър, състояща се от три звезди. Едно от тях, червено джудже, наречено Проксима, е най-близката звезда. Намира се на 4,2 светлинни години. До Сириус - 8,6 св. години, до Алтаир - 17 Св. години. До Вега - 26 ул. години. До Полярната звезда - 830 св. години. На Денеб - 1500 св. години. За първи път през 1837 г. В. Я. успя да определи разстоянието до друга звезда (това беше Вега). Струве.

Първата звезда, за която беше възможно да се получи изображение на диска (и дори някои петна върху него), е Бетелгейзе (α Орион). Но това е така, защото Бетелгейзе е 500-800 пъти по-голям в диаметър от Слънцето (звездата пулсира). Получено е и изображение на диска на Алтаир (α Aquila), но това е така, защото Алтаир е една от най-близките звезди.

Цветът на звездите зависи от температурата на външните им слоеве.Температурен диапазон - от 2 000 до 60 000 °C. Най-готините звезди са червени, а най-горещите са сини. По цвета на звездата можете да прецените колко горещи са нейните външни слоеве.

Примери за червени звезди: Антарес (α Скорпион) и Бетелгейзе (α Орион).

Примери за оранжеви звезди: Алдебаран (α Телец), Арктур ​​(α Bootes) и Полукс (β Близнаци).

Примери за жълти звезди: Слънцето, Капела (α Aurigae) и Толиман (α Centauri).

Примери за жълтеникаво-бели звезди: Процион (α Canis Minor) и Канопус (α Carinae).

Примери за бели звезди: Сириус (α Canis Majoris), Вега (α Lyrae), Алтаир (α Eagle) и Денеб (α Cygnus).

Примери за синкави звезди: Регул (α Лъв) и Спика (α Дева).

Тъй като много малко светлина идва от звездите, човешко окоспособни да различават цветовите нюанси само в най-ярките от тях. С бинокъл и още повече с телескоп (те улавят повече светлина от окото) цветът на звездите става по-забележим.

Температурата се повишава с дълбочината. Дори най-студените звезди имат температури, достигащи милиони градуси в центровете си. Слънцето има около 15 000 000 °C в центъра си (използва се и скалата на Келвин - скала на абсолютните температури, но когато говорим за много високи температури, разликата от 273 º между скалите на Келвин и Целзий може да се пренебрегне).

Какво нагрява толкова много звездния интериор? Оказва се, че се случват термоядрени процеси, в резултат на което се освобождава огромно количество енергия. В превод от гръцки „термос“ означава топло. Основният химичен елемент, от който са направени звездите, е водород.Именно това е горивото за термоядрените процеси. При тези процеси ядрата на водородните атоми се превръщат в ядра на хелиеви атоми, което е съпроводено с освобождаване на енергия. Броят на водородните ядра в звездата намалява, а броят на хелиевите се увеличава. С течение на времето в звездата се синтезират и други химически елементи. Всички химични елементи, които изграждат молекулите на различни вещества, някога са се родили в дълбините на звездите.„Звездите са миналото на човека, а човекът е бъдещето на звездата“, както понякога се казва образно.

Процесът на звезда, излъчваща енергия под формата на електромагнитни вълни и частици, се нарича радиация. Звездите излъчват енергия не само под формата на светлина и топлина, но и други видове радиация - гама лъчи, рентгенови лъчи, ултравиолетови, радио лъчения. Освен това звездите излъчват потоци от неутрални и заредени частици. Тези потоци образуват звездния вятър. Звезден вятъре процесът на изтичане на материя от звездите в открития космос. В резултат на това масата на звездите постоянно и постепенно намалява. Това е звездният вятър от Слънцето (слънчев вятър), който води до появата на полярни сияния на Земята и други планети. Това е слънчевият вятър, който отклонява опашките на кометите в посока, обратна на Слънцето.

Звездите, разбира се, не се появяват от празнотата (пространството между звездите не е абсолютен вакуум). Материалите са газ и прах. Те са разпределени неравномерно в пространството, образувайки безформени облаци с много ниска плътност и огромни размери - от една-две до десетки светлинни години. Такива облаци се наричат дифузен газово-прахови мъглявини.Температурата в тях е много ниска – около -250 °C. Но не всяка газово-прахова мъглявина създава звезди. Някои мъглявини могат да съществуват дълго време без звезди. Какви условия са необходими, за да започне процесът на раждане на звезди? Първият е масата на облака. Ако няма достатъчно материя, тогава, разбира се, звездата няма да се появи. Второ, компактност. Ако облакът е твърде разширен и хлабав, процесите на неговото компресиране не могат да започнат. Е, и трето, необходимо е семе - т.е. съсирек от прах и газ, който по-късно ще се превърне в ембрион на звезда - протозвезда. Протозвезда- това е звезда в последния етап от формирането си. Ако тези условия са изпълнени, тогава започва гравитационно компресиране и нагряване на облака. Този процес приключва звездообразуване- появата на нови звезди. Този процес отнема милиони години. Астрономите са открили мъглявини, в които процесът на звездообразуване е в разгара си - някои звезди вече са светнали, някои са под формата на зародиши - протозвезди, а мъглявината все още е запазена. Пример за това е Голямата мъглявина Орион.

Основните физически характеристики на звездата са светимост, маса и радиус(или диаметър), които се определят от наблюдения. Познавайки ги, както и химическия състав на звездата (който се определя от нейния спектър), е възможно да се изчисли модел на звездата, т.е. физическите условия в нейните дълбини, за да изследва процесите, протичащи в нея.Нека се спрем по-подробно на основните характеристики на звездите.

Тегло.Масата може да бъде директно оценена само чрез гравитационния ефект на звездата върху околните тела. Масата на Слънцето например се определя от известните периоди на въртене на планетите около него. Планетите не се наблюдават директно в други звезди. Надеждно измерване на масата е възможно само за двойни звезди (използвайки закона на Кеплер, обобщен от Нютон III, nи тогава грешката е 20-60%). Около половината от всички звезди в нашата Галактика са двойни. Звездните маси варират от ≈0,08 до ≈100 слънчеви маси.Няма звезди с маса по-малка от 0,08 слънчеви маси, те просто не стават звезди, а остават тъмни тела.Звезди с маса над 100 слънчеви маси са изключително редки. Повечето звезди имат маса по-малка от 5 слънчеви маси. Съдбата на една звезда зависи от нейната маса, т.е. сценария, по който се развива и еволюира звездата.Малките, студени червени джуджета използват водород много пестеливо и затова животът им продължава стотици милиарди години. Продължителността на живота на Слънцето, жълто джудже, е около 10 милиарда години (Слънцето вече е живяло около половината от живота си). Масивните свръхгиганти консумират водород бързо и изчезват в рамките на няколко милиона години след раждането си. Колкото по-масивна е звездата, толкова по-кратък е нейният жизнен път.

Възрастта на Вселената се оценява на 13,7 милиарда години.Следователно звезди на възраст над 13,7 милиарда години все още не съществуват.

• Звезди с маса 0,08 слънчевите маси са кафяви джуджета; тяхната съдба е постоянно компресиране и охлаждане с прекратяване на всички термоядрени реакции и превръщане в тъмни планетоподобни тела.

• Звезди с маса 0,08-0,5 Масите на Слънцето (това винаги са червени джуджета) след изразходване на водород започват бавно да се компресират, докато се нагряват и стават бяло джудже.
  

• Звезди с маса 0,5-8 масите на Слънцето в края на живота си се превръщат първо в червени гиганти, а след това в бели джуджета. Външните слоеве на звездата са разпръснати в космоса във формата планетарна мъглявина. Планетарната мъглявина често е сферична или пръстеновидна.
  

• Звезди с маса 8-10 слънчеви маси могат да експлодират в края на живота си или могат да остаряват тихо, като първо се превърнат в червени свръхгиганти, а след това в червени джуджета.

• Звезди с маса по-голяма от 10 масата на Слънцето в края житейски пътпърво стават червени свръхгиганти, след това експлодират като свръхнови (суперновата не е нова звезда, а стара звезда) и след това се превръщат в неутронни звезди или стават черни дупки.
  

Черни дупки- това не са дупки в космическото пространство, а обекти (останки от масивни звезди) с много голяма маса и плътност. Черните дупки нямат нито свръхестествени, нито магически сили и не са „чудовища на Вселената“. Те просто имат толкова силно гравитационно поле, че никаква радиация (нито видима - светлина, нито невидима) не може да ги напусне. Ето защо черните дупки са невидими. Те обаче могат да бъдат открити по ефекта им върху околните звезди и мъглявини. Черните дупки са напълно често срещано явление във Вселената и няма нужда да се страхувате от тях. В центъра на нашата Галактика може да има свръхмасивна черна дупка.

Радиус (или диаметър). Размерите на звездите варират в широки граници - от няколко километра (неутронни звезди) до 2000 пъти диаметъра на Слънцето (свръхгиганти). Като правило, колкото по-малка е звездата, толкова по-висока е нейната средна плътност.В неутронните звезди плътността достига 10 13 g/cm 3! Напръстник от такова вещество би тежал на Земята 10 милиона тона. Но свръхгигантите имат плътност, по-малка от плътността на въздуха на повърхността на Земята.

Диаметрите на някои звезди в сравнение със Слънцето:

Сириус и Алтаир са 1,7 пъти по-големи,

Вега е 2,5 пъти по-голяма,

Regulus е 3,5 пъти по-голям,

Арктур ​​е 26 пъти по-голям

Polar е 30 пъти по-голям,

Напречната греда е 70 пъти по-голяма,

Денеб е 200 пъти по-голям,

Антарес е 800 пъти по-голям,

YV Canis Majoris е 2000 пъти по-голям (най-голямата известна звезда).

Светимостта е общата енергия, излъчвана от обект (в този случай звезди) за единица време.Светимостта на звездите обикновено се сравнява с яркостта на Слънцето (светимостта на звездите се изразява чрез яркостта на Слънцето). Сириус например излъчва 22 пъти повече енергия от Слънцето (светимостта на Сириус е равна на 22 слънца). Светимостта на Вега е 50 слънца, а светимостта на Денеб е 54 000 слънца (Денеб е една от най-мощните звезди).

Видимата яркост (по-правилно, яркост) на звезда в земното небе зависи от:

- разстояние до звездата.Ако звезда се приближи към нас, видимата й яркост постепенно ще се увеличи. И обратното, когато една звезда се отдалечава от нас, видимата й яркост постепенно ще намалява. Ако вземете две еднакви звезди, тази, която е по-близо до нас, ще изглежда по-ярка.

- върху температурата на външните слоеве.Колкото по-гореща е една звезда, толкова повече светлинна енергия изпраща в космоса и толкова по-ярка ще изглежда. Ако една звезда се охлади, нейната видима яркост в небето ще намалее. Две звезди с еднакъв размер и на еднакви разстояния от нас ще изглеждат еднакви по видима яркост, при условие че излъчват еднакво количество светлинна енергия, т.е. имат еднаква температура на външните слоеве. Ако една от звездите е по-хладна от другата, тогава тя ще изглежда по-малко ярка.

- по размер (диаметър).Ако вземете две звезди с еднаква температура на външните слоеве (с еднакъв цвят) и ги поставите на еднакво разстояние от нас, по-голямата звезда ще излъчва повече светлинна енергия и следователно ще изглежда по-ярка в небето.

- от поглъщането на светлина от облаци от космически прах и газ, разположени по пътя на зрителната линия.Колкото по-дебел е слоят космически прах, толкова повече светлина от звездата той абсорбира и толкова по-тъмна изглежда звездата. Ако вземем две еднакви звезди и поставим газово-прахова мъглявина пред една от тях, тогава тази звезда ще изглежда по-малко ярка.

- от височината на звездата над хоризонта.Близо до хоризонта винаги има гъста мъгла, която поглъща част от светлината на звездите. Близо до хоризонта (малко след изгрев или точно преди залез слънце) звездите винаги изглеждат по-тъмни, отколкото когато са над главата.

Много е важно да не се бъркат понятията „да изглеждаш“ и „да бъдеш“. Една звезда може бъдамного ярка сама по себе си, но Изглеждазатъмнен поради различни причини: поради голямото разстояние до него, поради малкия му размер, поради поглъщането на светлината му от космически прах или прах в земната атмосфера. Ето защо, когато говорят за яркостта на звезда в земното небе, те използват фразата "видима яркост" или "блясък".

Както вече споменахме, съществуват двойни звезди. Но има и тройни (например α Кентавър), и четворни (например ε Лира), и пет, и шест (например Кастор) и т.н. Отделните звезди в една звездна система се наричат компоненти. Наричат ​​се звезди с повече от два компонента кратнизвезди. Всички компоненти на множествена звезда са свързани чрез взаимни гравитационни сили (те образуват система от звезди) и се движат по сложни траектории.

Ако има много компоненти, това вече не е множествена звезда, а звезден куп. Разграничете топкаИ разпръснатизвездни купове. Кълбовидните купове съдържат много стари звезди и са по-стари от отворените купове, които съдържат много млади звезди. Кълбовидните купове са доста стабилни, защото... звездите в тях са на малки разстояния една от друга и силите на взаимно привличане между тях са много по-големи, отколкото между звездите на отворените купове. Отворените клъстери се разпръскват допълнително с времето.

Отворените клъстери обикновено се намират на или близо до лентата на Млечния път. Напротив, кълбовидните купове са разположени в звездното небе далеч от Млечния път.

Някои звездни купове могат да се видят в небето дори с просто око. Например отворените купове Хиади и Плеяди (M 45) в Телец, отвореният куп Ясла (M 44) в Рак, кълбовидният куп M 13 в Херкулес. Доста от тях се виждат с бинокъл.

Ако се вгледате внимателно в нощното небе, лесно е да забележите, че звездите, които ни гледат, се различават по цвят. Синкави, бели, червени, те блестят равномерно или трептят като гирлянд за елха. Чрез телескоп разликите в цветовете стават по-очевидни. Причината, довела до такова разнообразие, се крие в температурата на фотосферата. И, противно на логичното предположение, най-горещите звезди не са червени, а сини, синьо-бели и бели звезди. Но на първо място.

Спектрална класификация

Звездите са огромни, горещи топки от газ. Как ги виждаме от Земята зависи от много параметри. Например, звездите всъщност не блестят. Много е лесно да се провери това: просто си спомнете Слънцето. Ефектът на трептене възниква поради факта, че светлината, идваща от космическите тела към нас, преодолява междузвездната среда, пълна с прах и газ. Друго нещо е цветът. То е следствие от нагряването на черупките (особено фотосферата) до определени температури. Действителният цвят може да се различава от видимия, но разликата обикновено е малка.

Днес спектралната класификация на звездите от Харвард се използва в целия свят. Той се основава на температура и се основава на типа и относителния интензитет на спектралните линии. Всеки клас отговаря на звезди с определен цвят. Класификацията е разработена в Харвардската обсерватория през 1890-1924 г.

Един бръснат англичанин дъвчеше фурми като моркови

Има седем основни спектрални класа: O—B—A—F—G—K—M. Тази последователност отразява постепенно намаляване на температурата (от O до M). За да го запомните, има специални мнемонични формули. На руски един от тях звучи така: „Един бръснат англичанин дъвчеше фурми като моркови“. Към тези класове се добавят още два класа. Буквите C и S означават студени осветителни тела с ленти от метални оксиди в спектъра. Нека разгледаме по-подробно звездните класове:

• Клас O се характеризира с най-висока температура на повърхността (от 30 до 60 хиляди Келвина). Звездите от този тип превишават Слънцето 60 пъти по маса и 15 пъти по радиус. Видимият им цвят е син. По отношение на яркостта те са повече от милион пъти по-големи от нашата звезда. Синята звезда HD93129A, която принадлежи към този клас, се характеризира с една от най-високите светимости сред известните космически тела. По този показател тя изпреварва Слънцето 5 милиона пъти. Синята звезда се намира на разстояние 7,5 хиляди светлинни години от нас.
• Клас B има температура от 10-30 хиляди Келвина, маса 18 пъти по-голяма от тази на Слънцето. Това са синьо-бели и бели звезди. Техният радиус е 7 пъти по-голям от този на Слънцето.
• Клас А се характеризира с температура от 7,5-10 хиляди Келвина, радиус и маса, които са съответно 2,1 и 3,1 пъти по-високи от тези на Слънцето. Това са бели звезди.
• Клас F: температура 6000-7500 K. Масата е 1,7 пъти по-голяма от слънцето, радиусът е 1,3. От Земята такива звезди също изглеждат бели; истинският им цвят е жълтеникаво-бял.
• Клас G: температура 5-6 хиляди Келвина. Слънцето принадлежи към този клас. Видимият и истински цвят на такива звезди е жълт.
• Клас K: температура 3500-5000 K. Радиусът и масата са по-малки от слънчевите, 0,9 и 0,8 от съответните параметри на осветителното тяло. Цветът на тези звезди, видими от Земята, е жълтеникаво-оранжев.
• Клас М: температура 2-3,5 хиляди Келвина. Масата и радиусът са 0,3 и 0,4 от подобни параметри на Слънцето. От повърхността на нашата планета те изглеждат червено-оранжеви. Beta Andromedae и Alpha Chanterelles принадлежат към клас M. Ярко червена звезда, позната на мнозина, е Бетелгейзе (алфа Орионис). Най-добре е да го търсите в небето през зимата. Червената звезда е разположена отгоре и малко вляво

Всеки клас е разделен на подкласове от 0 до 9, тоест от най-горещите до най-студените. Номерата на звездите показват принадлежност към определен спектрален тип и степента на нагряване на фотосферата в сравнение с други звезди в групата. Например Слънцето принадлежи към клас G2.

Визуални бели

По този начин звездите от класове B до F могат да изглеждат бели от Земята. И само обектите, принадлежащи към тип А, всъщност имат този цвят. Така звездата Саиф (съзвездие Орион) и Алгол (бета Персей) ще изглеждат бели за наблюдател, който не е въоръжен с телескоп. Принадлежат към спектрален клас B. Истинският им цвят е синьо-бял. Също така Митрак и Процион, най-ярките звезди в небесните модели Персей и Малко куче, изглеждат бели. Истинският им цвят обаче е по-близък до жълт (клас F).

Защо звездите са бели за наблюдател на земята? Цветът е изкривен поради огромното разстояние, разделящо нашата планета от такива обекти, както и обемните облаци от прах и газ, които често се срещат в космоса.

клас А

Белите звезди не се характеризират с толкова висока температура като представителите на клас О и В. Тяхната фотосфера се нагрява до 7,5-10 хиляди Келвина. Звездите от спектрален клас А са много по-големи от Слънцето. Тяхната светимост също е по-голяма – около 80 пъти.

Спектрите на А звездите показват силни водородни линии от серията на Балмер. Линиите на други елементи са забележимо по-слаби, но стават по-значими, когато преминем от подклас A0 към A9. Гигантите и свръхгигантите, принадлежащи към спектрален клас А, се характеризират с малко по-слабо изразени водородни линии, отколкото звездите от главната последователност. При тези осветителни тела линиите стават по-забележими тежки метали.

Много особени звезди принадлежат към спектрален клас А. Този термин се отнася за осветителни тела, които имат забележими характеристики в спектъра и физическите си параметри, което затруднява тяхната класификация. Например доста редки звезди като Lambda Boötes се характеризират с липса на тежки метали и много бавно въртене. Към особените светила спадат и белите джуджета.

Клас А включва такива ярки обекти на нощното небе като Сириус, Менкалинан, Алиот, Кастор и други. Нека ги опознаем по-добре.

Алфа голямо куче

Сириус е най-ярката, но не и най-близката звезда в небето. Разстоянието до него е 8,6 светлинни години. За наблюдател на Земята той изглежда толкова ярък, защото има впечатляващ размер и въпреки това не е толкова далеч, колкото много други големи и ярки обекти. Най-близката звезда до Слънцето е Сириус, който е на пето място в този списък.

Отнася се и е система от два компонента. Сириус А и Сириус Б са разделени от разстояние от 20 астрономически единици и се въртят с период малко под 50 години. Първият компонент на системата, звезда от главната последователност, принадлежи към спектрален клас A1. Масата му е два пъти по-голяма от тази на Слънцето, а радиусът му е 1,7 пъти. Това е, което може да се наблюдава с просто око от Земята.

Вторият компонент на системата е бяло джудже. Звездата Сириус B е почти равна по маса на нашата звезда, което не е характерно за такива обекти. Обикновено белите джуджета се характеризират с маса от 0,6-0,7 слънчеви. В същото време размерите на Сириус Б са близки до тези на Земята. Смята се, че етапът на бялото джудже е започнал за тази звезда преди приблизително 120 милиона години. Когато Сириус B се намираше в главната последователност, той вероятно беше звезда с маса 5 слънчеви маси и принадлежеше към спектрален клас B.

Сириус А, според учените, ще премине към следващия етап от еволюцията след около 660 милиона години. След това ще се превърне в червен гигант, а малко по-късно - в бяло джудже, като неговия спътник.

Алфа орел

Подобно на Сириус, много от белите звезди, чиито имена са дадени по-долу, са добре известни не само на хората, които се интересуват от астрономия, поради тяхната яркост и честото споменаване на страниците на научно-фантастичната литература. Алтаир е едно от тези светила. Алфа орел се среща например в Стивън Кинг. Тази звезда е ясно видима на нощното небе поради своята яркост и относително близко местоположение. Разстоянието между Слънцето и Алтаир е 16,8 светлинни години. От звездите от спектрален клас А само Сириус е по-близо до нас.

Алтаир е 1,8 пъти по-масивен от Слънцето. Неговата характерна особеносте много бързо въртене. Звездата прави един оборот около оста си за по-малко от девет часа. Скоростта на въртене близо до екватора е 286 km/s. В резултат на това „пъргавият“ Алтаир ще бъде сплескан от полюсите. Освен това, поради елиптичната форма, температурата и яркостта на звездата намаляват от полюсите към екватора. Този ефект се нарича "гравитационно потъмняване".

Друга особеност на Altair е, че неговият блясък се променя с времето. Принадлежи към променливите тип Scuti delta.

Алфа Лира

Вега е най-изследваната звезда след Слънцето. Алфа Лира е първата звезда, чийто спектър е определен. Тя стана второто светило след Слънцето, запечатано на снимката. Вега е и една от първите звезди, до които учените измерват разстоянието по метода на Парлакс. За дълъг период яркостта на звездата се приемаше за 0 при определяне на величините на други обекти.

Алфа Лира е добре позната както на любителите астрономи, така и на обикновените наблюдатели. Тя е петата по яркост сред звездите и е включена в астеризма на летния триъгълник заедно с Алтаир и Денеб.

Разстоянието от Слънцето до Вега е 25,3 светлинни години. Неговият екваториален радиус и маса са съответно 2,78 и 2,3 пъти по-големи от подобните параметри на нашата звезда. Формата на звездата далеч не е идеална сфера. Диаметърът на екватора е значително по-голям, отколкото на полюсите. Причината е огромната скорост на въртене. На екватора тя достига 274 km/s (за Слънцето този параметър е малко повече от два километра в секунда).

Една от характеристиките на Vega е праховият диск около него. Смята се, че е създаден в резултат на голям брой сблъсъци на комети и метеорити. Праховият диск се върти около звездата и се нагрява от нейното излъчване. В резултат на това интензитетът на инфрачервеното излъчване на Вега се увеличава. Неотдавна бяха открити асиметрии в диска. Вероятно обяснение е, че звездата има поне една планета.

Алфа Близнаци

Вторият най-ярък обект в съзвездието Близнаци е Кастор. Той, подобно на предишните светила, принадлежи към спектрален клас А. Кастор е една от най-ярките звезди на нощното небе. В съответния списък се намира на 23-то място.

Castor е многокомпонентна система, състояща се от шест компонента. Двата основни елемента (Castor A и Castor B) се въртят около общ център на масата с период от 350 години. Всяка от двете звезди е спектрална двойна система. Компонентите Castor A и Castor B са по-малко ярки и вероятно принадлежат към спектрален клас M.

Castor S не беше незабавно свързан със системата. Първоначално е определена като независима звезда YY Близнаци. В процеса на изучаване на тази област на небето стана известно, че това светило е физически свързано със системата Кастор. Звездата се върти около център на масата, общ за всички компоненти с период от няколко десетки хиляди години и също е спектрална двойна система.

Beta Aurigae

Небесният модел на Аурига включва приблизително 150 „точки“, много от които бели звезди. Имената на светилата ще кажат малко на човек, далеч от астрономията, но това не намалява значението им за науката. Най-яркият обект в небесния модел, принадлежащ към спектрален клас А, е Mencalinan или бета Aurigae. Името на звездата в превод от арабски означава „рамо на собственика на юздите“.

Менкалинан е тройна система. Двата му компонента са субгиганти от спектрален клас А. Яркостта на всеки от тях превишава слънчевата 48 пъти. Те са разделени от разстояние от 0,08 астрономически единици. Третият компонент е червено джудже, на 330 AU разстояние от двойката. д.

Епсилон Голяма мечка

Най-ярката „точка“ в може би най-известното съзвездие на северното небе (Голямата мечка) е Алиот, също класифициран като клас А. Видима величина - 1,76. Звездата заема 33-то място в списъка на най-ярките светила. Alioth е включен в астеризма на Голямата мечка и се намира по-близо от другите осветителни тела до купата.

Спектърът на Aliot се характеризира с необичайни линии, които варират с период от 5,1 дни. Предполага се, че характеристиките са свързани с влиянието на магнитното поле на звездата. Спектралните флуктуации, според последните данни, могат да възникнат поради близостта на космическо тяло с маса почти 15 пъти по-голяма от масата на Юпитер. Дали това е така, все още е загадка. Астрономите се опитват да я разберат, както и другите мистерии на звездите, всеки ден.

Бели джуджета

Историята за белите звезди ще бъде непълна, без да се споменава този етап от еволюцията на светилата, който се нарича „бяло джудже“. Такива обекти получиха името си поради факта, че първите открити принадлежаха към спектрален клас А. Това бяха Сириус B и 40 Eridani B. Днес белите джуджета се наричат ​​​​един от вариантите за последния етап от живота на звездата.

Нека разгледаме по-подробно жизнен цикълсветило

Звездна еволюция

Звездите не се раждат за една нощ: всяка от тях преминава през няколко етапа. Първо, облакът от газ и прах започва да се свива под собственото си влияние, бавно придобива формата на топка, докато гравитационната енергия се превръща в топлина - температурата на обекта се повишава. В момента, когато достигне стойност от 20 милиона Келвина, започва реакцията на ядрен синтез. Този етап се счита за началото на живота на пълноценна звезда.

Светилата прекарват по-голямата част от времето си на основната последователност. В техните дълбини непрекъснато протичат реакции на водородния цикъл. Температурата на звездите може да варира. Когато целият водород в ядрото се изчерпи, започва нов етап от еволюцията. Сега хелият става гориво. В същото време звездата започва да се разширява. Светимостта му се увеличава, а повърхностната температура, напротив, намалява. Звездата напуска основната последователност и се превръща в червен гигант.

Масата на хелиевото ядро ​​постепенно се увеличава и то започва да се компресира под собствената си тежест. Етапът на червения гигант завършва много по-бързо от предишния. Пътят, по който ще тръгне по-нататъшната еволюция, зависи от първоначалната маса на обекта. Звездите с ниска маса на етапа на червения гигант започват да се раздуват. В резултат на този процес обектът изхвърля черупките си. Оформя се и голото ядро ​​на звездата. В такова ядро ​​всички реакции на синтез са завършени. Нарича се хелиево бяло джудже. По-масивните червени гиганти (до известна степен) еволюират в базирани на въглерод бели джуджета. Техните ядра съдържат елементи, по-тежки от хелия.

Характеристики

Белите джуджета са тела, които обикновено са много близки по маса до Слънцето. Освен това размерът им съответства на този на земята. Колосалната плътност на тези космически тела и процесите, протичащи в техните дълбини, са необясними от гледна точка на класическата физика. Квантовата механика помогна да се разкрият тайните на звездите.

Материята на белите джуджета е електронно-ядрена плазма. Да се ​​конструира дори в лаборатория е почти невъзможно. Следователно много характеристики на такива обекти остават неясни.

Дори да изучавате звездите цяла нощ, няма да можете да откриете поне едно бяло джудже без специално оборудване. Светимостта им е значително по-малка от тази на слънцето. Според учените белите джуджета съставляват приблизително 3 до 10% от всички обекти в Галактиката. Към днешна дата обаче са открити само онези от тях, които се намират на разстояние не повече от 200-300 парсека от Земята.

Белите джуджета продължават да се развиват. Веднага след формирането те имат висока температураповърхности, но се охлаждат бързо. Няколко десетки милиарда години след образуването си според теорията бялото джудже се превръща в черно джудже – тяло, което не излъчва видима светлина.

За наблюдател бяла, червена или синя звезда се различава предимно по цвят. Астрономът гледа по-дълбоко. Цветът веднага разказва много за температурата, размера и масата на обекта. Синя или светлосиня звезда е гигантска гореща топка, във всички отношения далеч пред Слънцето. Белите осветителни тела, примери за които са описани в статията, са малко по-малки. Номерата на звездите в различни каталози също казват много на професионалистите, но не всичко. Голям бройинформацията за живота на далечни космически обекти или все още не е обяснена, или остава неоткрита.

Никога не мислим, че може би има някакъв вид живот, различен от нашата планета, различен от нашия. слънчева система. Може би има живот на някоя от планетите, обикаляща около синя, бяла, червена или може би жълта звезда. Може би има друга планета като тази, на която живеят същите хора, но ние все още не знаем нищо за нея. Нашите сателити и телескопи са открили редица планети, на които може да има живот, но тези планети са на десетки хиляди и дори милиони светлинни години.

Сините изостанали звезди са сини на цвят.

Звездите, разположени в кълбовидни звездни купове, чиято температура е по-висока от тази на обикновените звезди и чийто спектър се характеризира със значително изместване към синята област в сравнение с този на звездите от купа с подобна яркост, се наричат ​​сини страглери. Тази функция им позволява да се открояват спрямо другите звезди в този клъстер на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Съществуването на такива звезди опровергава всички теории за еволюцията на звездите, чиято същност е, че се очаква звездите, възникнали в един и същи период от време, да бъдат разположени в точно определена област на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. В този случай единственият фактор, който влияе върху точното местоположение на звездата, е нейната първоначална маса. Честото появяване на сини изостанали извън горната крива може да потвърди съществуването на такова нещо като аномална еволюция на звездите.

Специалистите, които се опитват да обяснят естеството на тяхното възникване, излагат няколко теории. Най-вероятната от тях показва, че тези сини звезди са били двойни в миналото, след което са започнали или сега са подложени на процес на сливане. Резултатът от сливането на две звезди е появата на нова звезда, която има много по-голяма маса, яркост и температура от звездите на същата възраст.

Ако може по някакъв начин да се докаже, че тази теория е правилна, теорията за еволюцията на звездите ще бъде освободена от проблема със сините изостанали. Получената звезда ще има по-голямо количество водород, което ще се държи подобно на млада звезда. Има факти, които подкрепят тази теория. Наблюденията показват, че изоставащите най-често се срещат в централните области на кълбовидните купове. В резултат на преобладаващия брой звезди с единица обем там близките преминавания или сблъсъци стават по-вероятни.

За да се тества тази хипотеза, е необходимо да се изследва пулсацията на сините изостанали, т.к Може да има някои разлики между астеросеизмологичните свойства на обединените звезди и нормално пулсиращите променливи. Струва си да се отбележи, че измерването на пулсациите е доста трудно. Този процес също е отрицателно повлиян от пренаселеността на звездното небе, малките флуктуации в пулсациите на сините отстъпници, както и рядкостта на техните променливи.

Един пример за сливане може да се наблюдава през август 2008 г., когато такъв инцидент засегна обект V1309, чиято яркост след откриването се увеличи няколко десетки хиляди пъти и след няколко месеца се върна към първоначалната си стойност. В резултат на 6-годишни наблюдения учените стигнаха до извода, че този обект е две звезди, чийто орбитален период една около друга е 1,4 дни. Тези факти накараха учените да смятат, че през август 2008 г. се е случил процесът на сливане на тези две звезди.

Сините страглери се характеризират с висок въртящ момент. Например, скоростта на въртене на звездата, която се намира в средата на клъстера 47 Tucanae, е 75 пъти по-висока от скоростта на въртене на Слънцето. Според хипотезата тяхната маса е 2-3 пъти по-голяма от масата на другите звезди, които се намират в клъстера. Също така, чрез изследване беше установено, че ако сините звезди са разположени близо до други звезди, тогава последните ще имат по-нисък процент кислород и въглерод от техните съседи. Предполага се, че звездите изтеглят тези вещества от други звезди, движещи се в тяхната орбита, в резултат на което тяхната яркост и температура се увеличават. В „ограбените“ звезди се откриват места, където е протичал процесът на трансформация на първоначалния въглерод в други елементи.

Имена на сини звезди - примери

Rigel, Gamma Paralis, Alpha Giraffe, Zeta Orionis, Tau Canis Majoris, Zeta Puppis

Белите звезди са си бели звезди

Фридрих Бесел, който ръководи Кьонигсбергската обсерватория, прави интересно откритие през 1844 г. Ученият забеляза и най-малкото отклонение на най-ярката звезда в небето Сириус от нейната траектория по небето. Астрономът предполага, че Сириус има сателит, а също така изчислява приблизителния период на въртене на звездите около техния център на масата, който е около петдесет години. Бесел не намери адекватна подкрепа от други учени, т.к Никой не успя да открие сателита, въпреки че масата му трябваше да бъде сравнима със Сириус.

И само 18 години по-късно Алван Греъм Кларк, който тества най-добрия телескоп от онези времена, откри тъмно бяла звезда близо до Сириус, която се оказа неин спътник, наречен Сириус Б.

Повърхността на тази бяла звезда се нагрява до 25 хиляди Келвина, а радиусът й е малък. Като вземат предвид това, учените заключиха, че спътникът има висока плътност (на ниво от 106 g/cm3, докато плътността на самия Сириус е приблизително 0,25 g/cm3, а тази на Слънцето е 1,4 g/cm3). 55 години по-късно (през 1917 г.) е открито друго бяло джудже, наречено на учения, който го е открил - звездата на ван Маанен, която се намира в съзвездието Риби.

Имена на бели звезди - примери

Вега в съзвездието Лира, Алтаир в съзвездието Орла (вижда се през лятото и есента), Сириус, Кастор.

Жълти звезди - жълти звезди

Жълтите джуджета обикновено се наричат ​​малки звезди от главната последователност, чиято маса е в рамките на масата на Слънцето (0,8-1,4). Съдейки по името, такива звезди имат жълт блясък, който се отделя по време на термоядрения процес на синтез от водород към хелий.

Повърхността на такива звезди се нагрява до температура от 5-6 хиляди Келвина, а техните спектрални класове варират между G0V и G9V. Жълтото джудже живее около 10 милиарда години. Изгарянето на водород в една звезда я кара да се умножи по размер и да се превърне в червен гигант. Един пример за червен гигант е Алдебаран. Такива звезди могат да образуват планетарни мъглявини, като отделят външните си газови слоеве. В този случай ядрото се трансформира в бяло джудже, което има висока плътност.

Ако вземем предвид диаграмата на Hertzsprung-Russell, тогава върху нея жълтите звезди са разположени в централната част на главната последователност. Тъй като Слънцето може да се нарече типично жълто джудже, неговият модел е доста подходящ за разглеждане на общия модел на жълтите джуджета. Но в небето има и други характерни жълти звезди, чиито имена са Алхита, Дабих, Толиман, Хара и др. Тези звезди не са много ярки. Например, същият Толиман, който, ако не вземете предвид Проксима Кентавър, е най-близо до Слънцето, има 0-та величина, но в същото време яркостта му е най-висока сред всички жълти джуджета. Тази звезда се намира в съзвездието Кентавър и също е част от сложна система, която включва 6 звезди. Спектралния клас на Толиман е G. Но Дабих, разположен на 350 светлинни години от нас, принадлежи към спектралния клас F. Но високата му яркост се дължи на наличието на близка звезда, принадлежаща към спектралния клас - A0.

В допълнение към Toliman, спектрален клас G има HD82943, който се намира на главната последователност. Тази звезда, поради приликата си със Слънцето химичен състави температура, също има две големи планети. Формата на орбитите на тези планети обаче далеч не е кръгла, така че техните подходи към HD82943 се случват сравнително често. В момента астрономите са успели да докажат, че преди тази звезда е имала много по-голям бройпланети, но с течение на времето ги погълна всичките.

Имена на жълти звезди - примери

Толиман, звезда HD 82943, Хара, Дабих, Алхита

Червените звезди са си червени звезди

Ако поне веднъж в живота си сте виждали през обектива на вашия телескоп червени звезди в небето, които горяха на черен фон, тогава запомнянето на този момент ще ви помогне по-ясно да си представите какво ще бъде написано в тази статия. Ако никога преди не сте виждали такива звезди, не забравяйте да се опитате да ги намерите следващия път.

Ако се заемете да съставите списък на най-ярките червени звезди в небето, които могат лесно да бъдат намерени дори с любителски телескоп, ще откриете, че всички те са въглеродни звезди. Първите червени звезди са открити през 1868 г. Температурата на такива червени гиганти е ниска, освен това външните им слоеве са пълни с огромни количества въглерод. Ако преди подобни звезди съставляваха два спектрални класа - R и N, сега учените ги дефинираха в един общ клас - C. Всеки спектрален клас има подкласове - от 9 до 0. Освен това клас C0 означава, че звездата има висока температура, но по-малко червени от звездите от клас C9. Също така е важно, че всички звезди с доминиран въглерод са по своята същност променливи: дългопериодични, полуправилни или неправилни.

Освен това в този списък бяха включени две звезди, наречени червени полуправилни променливи, най-известната от които е m Cephei. Уилям Хершел се заинтересува от необичайния му червен цвят и го нарече „нар“. Такива звезди се характеризират с нередовни промени в светимостта, които могат да продължат от няколко десетки до няколкостотин дни. Такива променливи звезди принадлежат към клас M (хладни звезди с температура на повърхността от 2400 до 3800 K).

Имайки предвид факта, че всички звезди в рейтинга са променливи, е необходимо да се внесе известна яснота в обозначението. Общоприето е, че червените звезди имат име, което се състои от два компонента - буква от латинската азбука и името на променливо съзвездие (например T Hare). Първата променлива, открита в дадено съзвездие, се обозначава с буквата R и така нататък до буквата Z. Ако има много такива променливи, за тях се предоставя двойна комбинация латински букви– от RR до ZZ. Този метод ви позволява да „именувате“ 334 обекта. В допълнение, звездите могат да бъдат обозначени с помощта на буквата V в комбинация със сериен номер (V228 Cygnus). Първата колона на рейтинга е запазена за обозначаване на променливи.

Следващите две колони в таблицата показват местоположението на звездите в периода 2000.0. В резултат на нарасналата популярност на атласа Uranometria 2000.0 сред любителите на астрономията, последната колона на рейтинга показва номера на таблицата за търсене за всяка звезда, която е в рейтинга. В този случай първата цифра е показване на номера на обема, а втората е серийният номер на картата.

Рейтингът също така показва максималните и минималните стойности на яркостта на звездните величини. Струва си да се помни, че по-голяма наситеност на червения цвят се наблюдава при звезди, чиято яркост е минимална. За звезди, чийто период на променливост е известен, той се показва като брой дни, но обектите, които правилен периоднямат, се показват като Irr.

Намирането на въглеродна звезда не изисква много умения; достатъчно е възможностите на вашия телескоп да са достатъчни, за да я видите. Дори размерът му да е малък, яркочервеният му цвят трябва да привлече вниманието ви. Ето защо не трябва да се разстройвате, ако не можете да ги откриете веднага. Достатъчно е да използвате атласа, за да намерите близка ярка звезда и след това да преминете от нея към червената.

Различните наблюдатели виждат въглеродните звезди по различен начин. За някои те приличат на рубини или жарава, горяща в далечината. Други виждат пурпурни или кървавочервени нюанси в такива звезди. Като начало в рейтинга има списък с шестте най-ярки червени звезди, които след като бъдат намерени, можете напълно да се насладите на красотата им.

Имена на червени звезди - примери

Разлики в цвета на звездите

Има огромно разнообразие от звезди с неописуеми цветови нюанси. В резултат на това дори едно съзвездие получи името „Кутия за бижута“, чиято основа е съставена от сини и сапфирени звезди, а в самия й център е ярко блестяща оранжева звезда. Ако вземем предвид Слънцето, то има бледост жълто.

Пряк фактор, влияещ върху разликата в цвета между звездите, е повърхностната им температура. Това се обяснява просто. Светлината по своята природа е излъчване под формата на вълни. Дължината на вълната е разстоянието между нейните гребени и е много малка. За да си го представите, трябва да разделите 1 см на 100 хиляди еднакви части. Няколко от тези частици ще съставят дължината на вълната на светлината.

Като се има предвид, че това число се оказва доста малко, всяка, дори и най-незначителната промяна в него ще бъде причина за промяна на картината, която наблюдаваме. В крайна сметка нашето зрение възприема различните дължини на вълните на светлината като различни цветове. Например синьото има вълни, чиято дължина е 1,5 пъти по-къса от тази на червеното.

Освен това почти всеки от нас знае, че температурата може да има пряк ефект върху цвета на телата. Например, можете да вземете всеки метален предмет и да го поставите на огъня. При нагряване ще стане червено. Ако температурата на огъня се увеличи значително, цветът на обекта ще се промени - от червено на оранжево, от оранжево на жълто, от жълто на бяло и накрая от бяло на синьо-бяло.

Тъй като повърхностната температура на Слънцето е около 5,5 хиляди 0 C, то е типичен пример за жълти звезди. Но най-горещите сини звезди могат да се нагреят до 33 хиляди градуса.

Цветът и температурата бяха свързани от учени с помощта на физични закони. Как температурата на едно тяло е право пропорционална на неговото излъчване и обратно пропорционална на дължината на вълната. Сините вълни имат по-къси дължини на вълните в сравнение с червените. Горещите газове излъчват фотони, чиято енергия е право пропорционална на температурата и обратно пропорционална на дължината на вълната. Ето защо най-горещите звезди се характеризират със синьо-син диапазон на излъчване.

Тъй като ядреното гориво върху звездите не е неограничено, то има тенденция да се изразходва, което води до охлаждане на звездите. Следователно звездите на средна възраст са жълти, а старите звезди виждаме като червени.

В резултат на факта, че Слънцето е много близо до нашата планета, цветът му може да бъде точно описан. Но за звезди, които са на милион светлинни години, задачата става по-сложна. За това се използва устройство, наречено спектрограф. Учените пропускат през него светлината, излъчвана от звездите, в резултат на което е възможно да се анализира спектрално почти всяка звезда.

Освен това, използвайки цвета на звезда, можете да определите нейната възраст, т.к математическите формули позволяват използването на спектрален анализ за определяне на температурата на звезда, от която е лесно да се изчисли нейната възраст.

Видео тайните на звездите гледайте онлайн