Eksperti izvirzīja vairākas teorijas par to rašanos. Visticamākā teorija ir tāda, ka šādas zilas zvaigznes jau sen bija dubultzvaigznes, un tajās notika apvienošanās process. Kad 2 zvaigznes saplūst, parādās jauna zvaigzne ar daudz lielāku spilgtumu, masu un temperatūru.
Zilo zvaigžņu piemēri:
- Gamma Parusovs;
- Rigels;
- Zeta Orionis;
- Alfa žirafe;
- Zeta Poop;
- Tau Kanis Majors.
Baltas zvaigznes - baltas zvaigznes
Kāds zinātnieks atklāja ļoti blāvu baltu zvaigzni, kas bija Sīriusa satelīts, un to nosauca par Sirius B. Šīs unikālās zvaigznes virsma ir uzkarsēta līdz 25 000 kelviniem, un tās rādiuss ir mazs.
Balto zvaigžņu piemēri:
- Altairs Akvila zvaigznājā;
- Vega Liras zvaigznājā;
- Rīcinītis;
- Siriuss.
Dzeltenas zvaigznes - dzeltenas zvaigznes
Šādām zvaigznēm ir dzeltens mirdzums, un to masa ir Saules masas robežās - apmēram 0,8-1,4. Šādu zvaigžņu virsma parasti tiek uzkarsēta līdz 4-6 tūkstošu Kelvinu temperatūrai. Šāda zvaigzne dzīvo apmēram 10 miljardus gadu.
Dzelteno zvaigžņu piemēri:
- Star HD 82943;
- Tolimans;
- Dabih;
- Hara;
- Alhita.
Sarkanas zvaigznes ir sarkanas zvaigznes
Pirmās sarkanās zvaigznes tika atklātas 1868. gadā. To temperatūra ir diezgan zema, un sarkano milžu ārējie slāņi ir piepildīti ar lielu daudzumu oglekļa. Iepriekš šādas zvaigznes veidoja divas spektrālās klases - N un R, bet tagad zinātnieki spējuši noteikt vēl vienu vispārīgo klasi - C.
Zvaigznes var būt ļoti dažādas: mazas un lielas, spilgtas un ne pārāk spilgtas, vecas un jaunas, karstas un “aukstas”, baltas, zilas, dzeltenas, sarkanas utt.
Hertzprung-Russell diagramma ļauj izprast zvaigžņu klasifikāciju.
Tas parāda saistību starp zvaigznes absolūto lielumu, spilgtumu, spektrālo tipu un virsmas temperatūru. Zvaigznes šajā diagrammā neatrodas nejauši, bet veido skaidri redzamus apgabalus.
Lielākā daļa zvaigžņu atrodas uz tā sauktajām galvenā secība. Galvenās sekvences pastāvēšana ir saistīta ar to, ka ūdeņraža degšanas stadija veido ~90% no vairuma zvaigžņu evolūcijas laika: ūdeņraža sadegšana zvaigznes centrālajos reģionos izraisa izotermiska hēlija kodola veidošanos, pāreja uz sarkano milzu stadiju un zvaigznes aiziešana no galvenās secības. Sarkano milžu salīdzinoši īsā evolūcija atkarībā no to masas noved pie balto punduru, neitronu zvaigžņu vai melno caurumu veidošanās.
Atrodoties dažādās evolūcijas attīstības stadijās, zvaigznes tiek sadalītas parastajās zvaigznēs, pundurzvaigznēs un milzu zvaigznēs.
Parastās zvaigznes ir galvenās kārtas zvaigznes. Tie ietver mūsu Sauli. Dažkārt tādas parastās zvaigznes kā Saule sauc par dzeltenajiem punduriem.
Dzeltenais punduris
Dzeltenais punduris ir nelielas galvenās secības zvaigznes veids, kura masa ir no 0,8 līdz 1,2 Saules masām un virsmas temperatūra 5000–6000 K.
Dzeltenā pundura dzīves ilgums ir vidēji 10 miljardi gadu.
Pēc visa ūdeņraža padeves sadegšanas zvaigzne daudzkārt palielinās un pārvēršas par sarkanu milzi. Šāda veida zvaigznes piemērs ir Aldebarans.
Sarkanais milzis izspiež savus ārējos gāzes slāņus, veidojot planētu miglājus, bet kodols sabrūk mazā, blīvā baltā pundurī.
Sarkanais milzis ir liela zvaigzne ar sarkanīgu vai oranžu krāsu. Šādu zvaigžņu veidošanās iespējama gan zvaigžņu veidošanās stadijā, gan vēlākos to pastāvēšanas posmos.
Ieslēgts agrīnā stadijā zvaigzne izstaro saspiešanas laikā atbrīvotās gravitācijas enerģijas dēļ, līdz saspiešanu apstādina sākusies kodoltermiskā reakcija.
Zvaigžņu evolūcijas vēlākajos posmos pēc ūdeņraža sadegšanas to serdeņos zvaigznes atstāj galveno secību un pāriet uz Hercprunga-Rasela diagrammas sarkano milžu un supergigantu reģionu: šis posms ilgst aptuveni 10% no zvaigžņu “aktīvās” dzīves laiks, tas ir, to evolūcijas posmi, kuru laikā zvaigžņu iekšienē notiek nukleosintēzes reakcijas.
Milzu zvaigznei ir salīdzinoši zema virsmas temperatūra, aptuveni 5000 grādu. Milzīgs rādiuss, kas sasniedz 800 saules un pateicoties tam lieli izmēri milzīgs spilgtums. Maksimālais starojums rodas spektra sarkanajā un infrasarkanajā zonā, tāpēc tos sauc par sarkanajiem milžiem.
Lielākie no milžiem pārvēršas sarkanos supergigantos. Zvaigzne ar nosaukumu Betelgeuse Oriona zvaigznājā ir visspilgtākais sarkanā supergiganta piemērs.
Rūķu zvaigznes ir pretstats milžiem un var būt nākamās.
Baltais punduris ir tas, kas paliek no parastas zvaigznes, kuras masa ir mazāka par 1,4 Saules masām pēc tam, kad tā iziet cauri sarkanā milža stadijai.
Ūdeņraža trūkuma dēļ šādu zvaigžņu kodolā kodoltermiskās reakcijas nenotiek.
Baltie punduri ir ļoti blīvi. Tie nav vienāda izmēra vairāk nekā Zeme, bet to masu var salīdzināt ar Saules masu.
Tās ir neticami karstas zvaigznes, to temperatūra sasniedz 100 000 grādu vai vairāk. Tie spīd, izmantojot savu atlikušo enerģiju, bet laika gaitā tā izbeidzas, un kodols atdziest, pārvēršoties par melnu punduri.
Sarkanie punduri ir visizplatītākie zvaigžņu tipa objekti Visumā. Aplēses par to skaitu svārstās no 70 līdz 90% no visu zvaigžņu skaita galaktikā. Viņi ļoti atšķiras no citām zvaigznēm.
Sarkano punduru masa nepārsniedz trešdaļu no Saules masas (masas apakšējā robeža ir 0,08 Saules, kam seko brūnie punduri), virsmas temperatūra sasniedz 3500 K. Sarkano punduru spektrālā klase ir M jeb vēlīnā K. Zvaigznes šāda veida izstaro ļoti maz gaismas, dažreiz 10 000 reižu mazāku nekā Saule.
Ņemot vērā to zemo starojumu, neviens no sarkanajiem punduriem nav redzams no Zemes ar neapbruņotu aci. Pat Saulei tuvākā sarkanā pundura Proxima Centauri (Saulei tuvākā zvaigzne trīskāršajā sistēmā) un tuvākā sarkanā pundura Bārnarda zvaigznei šķietamie magnitūdi ir attiecīgi 11,09 un 9,53. Šajā gadījumā ar neapbruņotu aci var novērot zvaigzni ar magnitūdu līdz 7,72.
Sakarā ar zemo ūdeņraža sadegšanas ātrumu, sarkanajiem punduriem ir ļoti garš dzīves ilgums, sākot no desmitiem miljardu līdz desmitiem triljoniem gadu (sarkanais punduris ar masu 0,1 saules masas degs 10 triljonus gadu).
Sarkanajos punduros termokodolreakcijas ar hēliju nav iespējamas, tāpēc tie nevar pārvērsties par sarkanajiem milžiem. Laika gaitā tie pakāpeniski sarūk un uzkarst arvien vairāk, līdz iztērē visu ūdeņraža degvielas krājumu.
Pamazām, saskaņā ar teorētiskajām koncepcijām, tie pārvēršas par zilajiem punduriem - hipotētisku zvaigžņu klasi, savukārt nevienam no sarkanajiem punduriem vēl nav izdevies pārvērsties par zilo punduri un pēc tam par baltajiem punduriem ar hēlija kodolu.
Brūnais punduris - zemzvaigžņu objekti (kuru masa svārstās no aptuveni 0,01 līdz 0,08 Saules masām vai attiecīgi no 12,57 līdz 80,35 Jupitera masām un diametrs aptuveni vienāds ar Jupitera diametru), kuru dziļumos atšķirībā no galvenās secības zvaigznes, nenotiek termokodolsintēzes reakcija ar ūdeņraža pārvēršanu hēlijā.
Galvenās secības zvaigžņu minimālā temperatūra ir aptuveni 4000 K, brūno punduru temperatūra ir robežās no 300 līdz 3000 K. Brūnie punduri visu mūžu pastāvīgi atdziest, un, jo lielāks ir punduris, jo lēnāk tas atdziest.
Subbrūnie punduri
Subbrūnie punduri jeb brūnie apakšpunduri ir forši veidojumi, kas ir zem brūno punduru masas robežas. To masa ir mazāka par aptuveni vienu simtdaļu no Saules masas vai attiecīgi 12,57 no Jupitera masas, apakšējā robeža nav noteikta. Parasti tās tiek uzskatītas par planētām, lai gan zinātnieku sabiedrība vēl nav nonākusi pie galīga secinājuma par to, kas tiek uzskatīts par planētu un kas ir subbrūns punduris.
Melnais punduris
Melnie punduri ir baltie punduri, kas ir atdzisuši un līdz ar to neizstaro redzamajā diapazonā. Apzīmē balto punduru evolūcijas pēdējo posmu. Melno punduru masas, tāpat kā balto punduru masas, ir ierobežotas virs 1,4 Saules masām.
Binārā zvaigzne ir divas gravitācijas ziņā saistītas zvaigznes, kas riņķo ap kopīgu masas centru.
Dažreiz pastāv trīs vai vairāk zvaigžņu sistēmas, šajā vispārīgajā gadījumā sistēmu sauc par vairākām zvaigznēm.
Gadījumos, kad šāda zvaigžņu sistēma nav pārāk tālu no Zemes, atsevišķas zvaigznes var atšķirt caur teleskopu. Ja attālums ir ievērojams, tad astronomi var saprast, ka dubultzvaigzne ir redzama tikai ar netiešām zīmēm - spilgtuma svārstībām, ko izraisa periodiski vienas zvaigznes aptumsumi ar otru un dažām citām.
Jauna zvaigzne
Zvaigznes, kuru spožums pēkšņi palielinās 10 000 reižu. Nova ir bināra sistēma, kas sastāv no baltā pundura un pavadošās zvaigznes, kas atrodas galvenajā secībā. Šādās sistēmās gāze no zvaigznes pakāpeniski plūst uz balto punduri un periodiski tur eksplodē, izraisot spilgtuma uzliesmojumu.
Supernova
Supernova ir zvaigzne, kas beidz savu evolūciju katastrofālā sprādzienbīstamā procesā. Uzliesmojums šajā gadījumā var būt par vairākām kārtām lielāks nekā novas gadījumā. Šāds spēcīgs sprādziens ir sekas procesiem, kas notiek zvaigznē pēdējā evolūcijas posmā.
Neitronu zvaigzne
Neitronu zvaigznes (NS) ir zvaigžņu veidojumi, kuru masa ir aptuveni 1,5 saules un kuru izmēri ir ievērojami mazāki par baltajiem punduriem; tipiskais neitronu zvaigznes rādiuss, domājams, ir aptuveni 10–20 kilometri.
Tās galvenokārt sastāv no neitrālām subatomiskām daļiņām – neitroniem, kas cieši saspiesti gravitācijas spēku ietekmē. Šādu zvaigžņu blīvums ir ārkārtīgi augsts, tas ir salīdzināms un saskaņā ar dažiem aprēķiniem var būt vairākas reizes lielāks par atoma kodola vidējo blīvumu. Viens NS vielas kubikcentimetrs svērs simtiem miljonu tonnu. Gravitācija uz neitronu zvaigznes virsmas ir aptuveni 100 miljardus reižu lielāka nekā uz Zemes.
Mūsu Galaktikā, pēc zinātnieku domām, var būt no 100 miljoniem līdz 1 miljardam neitronu zvaigžņu, tas ir, kaut kur ap vienu tūkstoti parasto zvaigžņu.
Pulsāri
Pulsāri ir kosmiski elektromagnētiskā starojuma avoti, kas nāk uz Zemi periodisku uzliesmojumu (impulsu) veidā.
Saskaņā ar dominējošo astrofizisko modeli pulsāri ir rotējošas neitronu zvaigznes ar magnētisko lauku, kas ir slīps pret rotācijas asi. Kad Zeme iekrīt šī starojuma veidotajā konusā, ir iespējams noteikt starojuma impulsu, kas atkārtojas ar intervāliem, kas vienādi ar zvaigznes apgriezienu periodu. Dažas neitronu zvaigznes griežas līdz 600 reizēm sekundē.
Cefeīdi
Cefeīdas ir pulsējošo mainīgo zvaigžņu klase ar diezgan precīzām perioda un spilgtuma attiecībām, kas nosauktas zvaigznes Delta Cephei vārdā. Viens no slavenākajiem cefeīdiem ir Polaris.
Tālāk ir sniegts saraksts ar galvenajiem zvaigžņu veidiem (veidiem) ar to īss apraksts, protams, neizsmeļ visu iespējamo zvaigžņu klāstu Visumā.
Ikviens zina trīs matērijas fiziskos stāvokļus – cieto, šķidro un gāzveida.. Kas notiek ar vielu, ja to secīgi karsē līdz augstām temperatūrām slēgtā tilpumā? - Secīga pāreja no viena agregācijas stāvokļa uz citu: ciets - šķidrums - gāze(sakarā ar molekulu kustības ātruma palielināšanos, palielinoties temperatūrai). Tālāk karsējot gāzi temperatūrā virs 1200 ºС, sākas gāzes molekulu sadalīšanās atomos, bet temperatūrā virs 10 000 ºС - gāzes atomu daļēja vai pilnīga sadalīšanās to sastāvā esošajās elementārdaļiņās - elektronos un atomu kodolos. Plazma ir ceturtais vielas stāvoklis, kurā augstas temperatūras ietekmē vai citu iemeslu dēļ vielas molekulas vai atomi tiek daļēji vai pilnībā iznīcināti. 99,9% matērijas Visumā atrodas plazmas stāvoklī.
Zvaigznes ir kosmisko ķermeņu klase ar masu 10 26 -10 29 kg.
Zvaigzne ir karsts plazmas sfērisks kosmisks ķermenis, kas, kā likums, atrodas hidrodinamiskā un termodinamiskā līdzsvarā.
Ja tiek izjaukts līdzsvars, zvaigzne sāk pulsēt (izmainās tās izmērs, spilgtums un temperatūra). Zvaigzne kļūst par mainīgu zvaigzni.
Mainīga zvaigzne ir zvaigzne, kuras spilgtums (redzams spilgtums debesīs) laika gaitā mainās. Mainīguma cēloņi var būt fiziski procesi zvaigznes iekšienē. Tādas zvaigznes sauc fiziskie mainīgie(piemēram, δ Cephei. Tam līdzīgas mainīgās zvaigznes sāka saukt Cefeīdi).
Iepazīstieties un aptumšojošie mainīgie zvaigznes, kuru mainīgumu izraisa to sastāvdaļu savstarpējie aptumsumi(piemēram, β Persei - Algol. Tās mainīgumu 1669. gadā pirmo reizi atklāja itāļu ekonomists un astronoms Geminiano Montanari).
Aptumšojošas mainīgās zvaigznes vienmēr ir dubultā, tie. sastāv no divām cieši izvietotām zvaigznēm. Mainīgās zvaigznes zvaigžņu kartēs ir apzīmētas ar apli:
Zvaigznes ne vienmēr ir bumbas. Ja zvaigzne griežas ļoti ātri, tad tās forma nav sfēriska. Zvaigzne saraujas no poliem un kļūst kā mandarīns vai ķirbis (piemēram, Vega, Regulus). Ja zvaigzne ir dubultā, tad šo zvaigžņu savstarpējā pievilkšanās viena otrai ietekmē arī to formu. Tie kļūst olveida vai melones formas (piemēram, dubultzvaigznes β Lyrae vai Spica sastāvdaļas):
Zvaigznes ir mūsu Galaktikas galvenie iemītnieki (mūsu Galaktika ir rakstīta ar lielo burtu). Tajā ir aptuveni 200 miljardi zvaigžņu. Ar pat lielāko teleskopu palīdzību var redzēt tikai pusprocentu no kopējā Galaktikas zvaigžņu skaita. Vairāk nekā 95% no visas dabā novērotās matērijas ir koncentrētas zvaigznēs. Atlikušos 5% veido starpzvaigžņu gāze, putekļi un visi pašgaismojošie ķermeņi.
Izņemot Sauli, visas zvaigznes atrodas tik tālu no mums, ka pat lielākajos teleskopos tās ir novērojamas dažādu krāsu un spožuma gaismas punktu veidā. Saulei vistuvākā sistēma ir α Kentauri sistēma, kas sastāv no trim zvaigznēm. Viena no tām, sarkanais punduris, vārdā Proksima, ir tuvākā zvaigzne. Tas atrodas 4,2 gaismas gadu attālumā. Uz Sirius - 8,6 sv. gadi, uz Altair - 17 St. gadiem. Uz Vegu - 26 St. gadiem. Līdz Ziemeļzvaigznei - 830 sv. gadiem. Denebam - 1500 sv. gadiem. Pirmo reizi 1837. gadā V.Ya spēja noteikt attālumu līdz citai zvaigznei (tā bija Vega). Struve.
Pirmā zvaigzne, kurai bija iespējams iegūt diska attēlu (un pat dažus plankumus uz tā), ir Betelgeuse (α Orionis). Bet tas ir tāpēc, ka Betelgeuse ir 500-800 reižu lielāks diametrā nekā Saule (zvaigzne pulsē). Tika iegūts arī Altair diska (α Aquila) attēls, taču tas ir tāpēc, ka Altair ir viena no tuvākajām zvaigznēm.
Zvaigžņu krāsa ir atkarīga no to ārējo slāņu temperatūras. Temperatūras diapazons - no 2000 līdz 60 000 °C. Vēsākās zvaigznes ir sarkanas, bet karstākās ir zilas. Pēc zvaigznes krāsas var spriest, cik karsti ir tās ārējie slāņi.
Sarkano zvaigžņu piemēri: Antares (α Scorpii) un Betelgeuse (α Orionis).
Oranžo zvaigžņu piemēri: Aldebaran (α Tauri),
Arcturus (α Bootes)
un Pollux (β Gemini).
Dzelteno zvaigžņu piemēri: Saule, Capella (α Auriga) un Toliman (α Centauri).
Dzeltenīgi baltu zvaigžņu piemēri: Procyon (α Canis Minor) un Canopus (α Carinae).
Balto zvaigžņu piemēri: Sīriuss (α Canis Majoris), Vega (α Lyrae), Altair (α Eagle) un Denebs (α Cygnus).
Zilganu zvaigžņu piemēri: Regulus (α Leo) un Spica (α Jaunava).
Tā kā no zvaigznēm nāk ļoti maz gaismas, cilvēka acs spēj atšķirt krāsu nokrāsas tikai spilgtākajās no tām. Ar binokli un vēl jo vairāk ar teleskopu (tie uztver vairāk gaismas nekā acs) zvaigžņu krāsa kļūst pamanāmāka.
Temperatūra palielinās līdz ar dziļumu. Pat aukstāko zvaigžņu centros temperatūra sasniedz miljoniem grādu. Saules centrā ir aptuveni 15 000 000 °C (tiek izmantota arī Kelvina skala - absolūto temperatūru skala, bet, ja runājam par ļoti augstām temperatūrām, var neņemt vērā 273 º starpību starp Kelvina un Celsija skalām).
Kas tik ļoti silda zvaigžņu interjeru? Izrādās, ka notiek kodoltermiskie procesi, kā rezultātā tiek atbrīvots milzīgs enerģijas daudzums. Tulkojumā no grieķu valodas “termoss” nozīmē silts. Galvenais ķīmiskais elements, no kura sastāv zvaigznes, ir ūdeņradis. Tieši tā ir kodoltermisko procesu degviela. Šajos procesos ūdeņraža atomu kodoli tiek pārvērsti hēlija atomu kodolos, ko pavada enerģijas izdalīšanās. Ūdeņraža kodolu skaits zvaigznē samazinās, un hēlija kodolu skaits palielinās. Laika gaitā zvaigznē tiek sintezēti citi ķīmiskie elementi. Visi ķīmiskie elementi, kas veido dažādu vielu molekulas, savulaik ir dzimuši zvaigžņu dziļumos."Zvaigznes ir cilvēka pagātne, un cilvēks ir zvaigznes nākotne," kā viņi dažkārt tēlaini saka.
Tiek saukts process, kurā zvaigzne izstaro enerģiju elektromagnētisko viļņu un daļiņu veidā starojums. Zvaigznes izstaro enerģiju ne tikai gaismas un siltuma veidā, bet arī cita veida starojumu – gamma starus, rentgena starus, ultravioleto, radio starojumu. Turklāt zvaigznes izstaro neitrālu un lādētu daļiņu plūsmas. Šīs straumes veido zvaigžņu vēju. Zvaigžņu vējš ir matērijas aizplūšanas process no zvaigznēm uz kosmosu. Tā rezultātā zvaigžņu masa pastāvīgi un pakāpeniski samazinās. Tas ir zvaigžņu vējš no Saules (saules vējš), kas noved pie polārblāzmas parādīšanās uz Zemes un citām planētām. Tas ir saules vējš, kas novirza komētu astes virzienā, kas ir pretējs Saulei.
Zvaigznes, protams, nerodas no tukšuma (telpa starp zvaigznēm nav absolūts vakuums). Materiāli ir gāze un putekļi. Tie ir nevienmērīgi sadalīti telpā, veidojot bezveidīgus mākoņus ar ļoti zemu blīvumu un milzīgu apjomu - no viena vai diviem līdz desmitiem gaismas gadu. Tādus mākoņus sauc izkliedēts gāzes-putekļu miglāji. Temperatūra tajos ir ļoti zema - aptuveni -250 °C. Bet ne katrs gāzes un putekļu miglājs rada zvaigznes. Daži miglāji var pastāvēt ilgu laiku bez zvaigznēm. Kādi nosacījumi ir nepieciešami, lai sāktos zvaigžņu dzimšanas process? Pirmais ir mākoņa masa. Ja matērijas būs par maz, tad, protams, zvaigzne neparādīsies. Otrkārt, kompaktums. Ja mākonis ir pārāk izstiepts un vaļīgs, tā saspiešanas procesi nevar sākties. Nu, un treškārt, ir vajadzīga sēkla - t.i. putekļu un gāzes receklis, kas vēlāk kļūs par zvaigznes embriju - protozvaigzni. Protoszvaigzne- šī ir zvaigzne tās veidošanās pēdējā posmā. Ja šie nosacījumi ir izpildīti, sākas gravitācijas saspiešana un mākoņa karsēšana. Šis process beidzas zvaigžņu veidošanās- jaunu zvaigžņu parādīšanās. Šis process aizņem miljoniem gadu. Astronomi atraduši miglājus, kuros zvaigžņu veidošanās process rit pilnā sparā – dažas zvaigznes jau ir iedegušās, dažas ir embriju formā – protozvaigznes, un miglājs joprojām ir saglabājies. Piemērs ir Lielais Oriona miglājs.
Galvenās zvaigznes fiziskās īpašības ir spilgtums, masa un rādiuss(vai diametrs), kas tiek noteikti no novērojumiem. Zinot tos, kā arī zvaigznes ķīmisko sastāvu (ko nosaka tās spektrs), iespējams aprēķināt zvaigznes modeli, t.i. fiziskos apstākļus tā dzīlēs, izpētīt tajā notiekošos procesus.Ļaujiet mums sīkāk pakavēties pie galvenajām zvaigžņu īpašībām.
Svars. Masu var tieši novērtēt tikai pēc zvaigznes gravitācijas ietekmes uz apkārtējiem ķermeņiem. Piemēram, Saules masa tika noteikta pēc zināmajiem apkārtējo planētu apgriezienu periodiem. Citās zvaigznēs planētas nav tieši novērotas. Uzticams masas mērījums ir iespējams tikai dubultzvaigznēm (izmantojot Keplera likumu, ko vispārināja Ņūtons III, nun tad kļūda ir 20-60%). Apmēram puse no visām zvaigznēm mūsu galaktikā ir dubultas. Zvaigžņu masas svārstās no ≈0,08 līdz ≈100 Saules masām.Nav zvaigžņu, kuru masa būtu mazāka par 0,08 Saules masām, tās vienkārši nekļūst par zvaigznēm, bet paliek tumši ķermeņi.Zvaigznes, kuru masa ir lielāka par 100 Saules masām, ir ārkārtīgi reti sastopamas. Lielākajai daļai zvaigžņu masas ir mazākas par 5 Saules masām. Zvaigznes liktenis ir atkarīgs no tās masas, t.i. scenārijs, saskaņā ar kuru zvaigzne attīstās un attīstās. Mazie, aukstie sarkanie punduri ūdeņradi izmanto ļoti taupīgi, tāpēc viņu mūžs ilgst simtiem miljardu gadu. Saules, dzeltenā pundura, dzīves ilgums ir aptuveni 10 miljardi gadu (Saule jau ir nodzīvojusi aptuveni pusi sava mūža). Masīvie supergiganti ātri patērē ūdeņradi un izzūd dažu miljonu gadu laikā pēc dzimšanas. Jo masīvāka zvaigzne, jo īsāks tās dzīves ceļš.
Tiek lēsts, ka Visuma vecums ir 13,7 miljardi gadu. Tāpēc zvaigznes, kas vecākas par 13,7 miljardiem gadu, vēl nepastāv.
- Zvaigznes ar masu 0,08 saules masas ir brūnie punduri; viņu liktenis ir pastāvīga saspiešana un atdzišana, pārtraucot visas kodoltermiskās reakcijas un pārvēršoties tumšos planētām līdzīgos ķermeņos.
- Zvaigznes ar masu 0,08-0,5
Saules masas (tie vienmēr ir sarkanie punduri) pēc ūdeņraža izlietošanas sāk lēnām saspiesties, vienlaikus uzkarstot un kļūstot par balto punduri.
- Zvaigznes ar masu 0,5-8
Saules masas savas dzīves beigās vispirms pārvēršas par sarkanajiem milžiem un pēc tam par baltajiem punduriem. Zvaigznes ārējie slāņi formā ir izkaisīti kosmosā planētu miglājs. Planētu miglājs bieži ir sfērisks vai gredzenveida.
- Zvaigznes ar masu 8-10 Saules masas savas dzīves beigās var eksplodēt vai arī klusi novecot, vispirms pārvēršoties par sarkanajiem supergigantiem un pēc tam par sarkanajiem punduriem.
- Zvaigznes, kuru masa ir lielāka par 10
Saules masa beigās dzīves ceļš vispirms kļūst par sarkanajiem supergigantiem, pēc tam uzsprāgst kā supernovas (supernova nav jauna zvaigzne, bet gan veca zvaigzne) un pēc tam pārvēršas par neitronu zvaigznēm vai kļūst par melnajiem caurumiem.
Melnie caurumi- tie nav caurumi kosmosā, bet objekti (masīvu zvaigžņu paliekas) ar ļoti lielu masu un blīvumu. Melnajiem caurumiem nav ne pārdabisku, ne maģisku spēku, un tie nav "Visuma briesmoņi". Viņiem vienkārši ir tik spēcīgs gravitācijas lauks, ka neviens starojums (ne redzams - gaisma, ne neredzams) tos nevar atstāt. Tāpēc melnie caurumi ir neredzami. Tomēr tos var noteikt pēc to ietekmes uz apkārtējām zvaigznēm un miglājiem. Melnie caurumi ir pilnīgi izplatīta parādība Visumā, un no tiem nav jābaidās. Mūsu galaktikas centrā var būt supermasīvs melnais caurums.
Rādiuss (vai diametrs). Zvaigžņu izmēri ir ļoti dažādi – no vairākiem kilometriem (neitronu zvaigznes) līdz 2000 reižu lielākam par Saules diametru (supergianti). Parasti, jo mazāka ir zvaigzne, jo lielāks ir tās vidējais blīvums. Neitronu zvaigznēs blīvums sasniedz 10 13 g/cm 3! Šādas vielas uzpirkstenis uz Zemes svērtu 10 miljonus tonnu. Bet supergiantu blīvums ir mazāks par gaisa blīvumu uz Zemes virsmas.
Dažu zvaigžņu diametrs salīdzinājumā ar Sauli:
Sirius un Altair ir 1,7 reizes lielāki,
Vega ir 2,5 reizes lielāka,
Regulus ir 3,5 reizes lielāks,
Arcturus ir 26 reizes lielāks
Polārais ir 30 reizes lielāks,
Šķērsstienis ir 70 reizes lielāks,
Denebs ir 200 reizes lielāks,
Antares ir 800 reizes lielāks,
YV Canis Majoris ir 2000 reižu lielāks (lielākā zināmā zvaigzne).
Spilgtums ir kopējā objekta (šajā gadījumā zvaigznes) izstarotā enerģija laika vienībā. Zvaigžņu spožumu parasti salīdzina ar Saules spožumu (zvaigžņu spožumu izsaka caur Saules spožumu). Piemēram, Sīriuss izstaro 22 reizes vairāk enerģijas nekā Saule (Sīriusa spožums ir vienāds ar 22 Saulēm). Vegas spožums ir 50 Saules, bet Denebs ir 54 000 Saules (Denebs ir viena no spēcīgākajām zvaigznēm).
Zvaigznes šķietamais spilgtums (pareizāk, spilgtums) zemes debesīs ir atkarīgs no:
- attālums līdz zvaigznei. Ja mums tuvojas zvaigzne, tās šķietamais spilgtums pakāpeniski palielināsies. Un otrādi, zvaigznei attālinoties no mums, tās šķietamais spilgtums pakāpeniski samazināsies. Ja paņem divas identiskas zvaigznes, mums tuvākā šķitīs spožāka.
- par ārējo slāņu temperatūru. Jo karstāka ir zvaigzne, jo vairāk gaismas enerģijas tā sūta kosmosā, un jo spožāka tā parādīsies. Ja zvaigzne atdziest, tad tās šķietamais spilgtums debesīs samazināsies. Divas vienāda izmēra un vienādos attālumos no mums esošās zvaigznes šķietamajā spožumā izskatīsies vienādi, ar nosacījumu, ka tās izstaro vienādu gaismas enerģijas daudzumu, t.i. ir vienāda ārējo slāņu temperatūra. Ja viena no zvaigznēm ir vēsāka par otru, tā izskatīsies mazāk spilgta.
- pēc izmēra (diametrs). Ja paņemat divas zvaigznes ar vienādu ārējo slāņu temperatūru (vienādu krāsu) un novietojat tās vienādā attālumā no mums, lielākā zvaigzne izstaros vairāk gaismas enerģijas un tāpēc debesīs šķitīs gaišāka.
- no gaismas absorbcijas ar kosmisko putekļu un gāzu mākoņiem, kas atrodas redzes līnijas ceļā. Jo biezāks ir kosmisko putekļu slānis, jo vairāk gaismas no zvaigznes tas absorbē, un jo blāvāka zvaigzne izskatās. Ja ņemam divas identiskas zvaigznes un vienai no tām priekšā novietosim gāzes-putekļu miglāju, tad šī zvaigzne izskatīsies mazāk spoža.
- no zvaigznes augstuma virs horizonta. Pie horizonta vienmēr ir blīva dūmaka, kas absorbē daļu gaismas no zvaigznēm. Apvāršņa tuvumā (īsi pēc saullēkta vai tieši pirms saulrieta) zvaigznes vienmēr šķiet blāvākas nekā tad, kad tās atrodas virs galvas.
Ir ļoti svarīgi nejaukt jēdzienus “rādīties” un “būt”.
Zvaigzne var būtļoti spilgti pati par sevi, bet šķiet blāvs dažādu iemeslu dēļ: lielā attāluma dēļ, mazā izmēra dēļ, tā gaismas absorbcijas dēļ ar kosmiskajiem putekļiem vai putekļiem Zemes atmosfērā. Tāpēc, runājot par zvaigznes spožumu zemes debesīs, viņi izmanto frāzi "šķietmais spilgtums" vai "spožums".
Kā jau minēts, dubultzvaigznes pastāv. Bet ir arī trīskārši (piemēram, α Centauri) un četrkārši (piemēram, ε Lyra), kā arī pieci un seši (piemēram, Castor) utt. Tiek sauktas atsevišķas zvaigznes zvaigžņu sistēmā sastāvdaļas. Tiek sauktas zvaigznes ar vairāk nekā diviem komponentiem daudzkārtēji zvaigznes. Visas vairākas zvaigznes sastāvdaļas ir savienotas ar savstarpējiem gravitācijas spēkiem (tie veido zvaigžņu sistēmu) un pārvietojas pa sarežģītām trajektorijām.
Ja ir daudz komponentu, tad šī vairs nav vairāku zvaigzne, bet gan zvaigžņu kopa. Atšķirt bumba Un izkaisīti zvaigžņu kopas. Lodveida kopas satur daudzas vecas zvaigznes un ir vecākas par atklātām kopām, kurās ir daudz jaunu zvaigžņu. Lodveida kopas ir diezgan stabilas, jo... tajās esošās zvaigznes atrodas nelielos attālumos viena no otras un savstarpējās pievilkšanās spēki starp tām ir daudz lielāki nekā starp atklātu kopu zvaigznēm. Atvērtās kopas laika gaitā izkliedējas tālāk.
Atvērtās kopas parasti atrodas Piena Ceļa joslā vai tās tuvumā. Gluži pretēji, lodveida kopas atrodas zvaigžņotajās debesīs prom no Piena ceļa.
Dažas zvaigžņu kopas debesīs var redzēt pat ar neapbruņotu aci. Piemēram, atklātās kopas Hiādes un Plejādes (M 45) Vērsī, atklātās kopas Manger (M 44) Vēzī, lodveida kopas M 13 Herkulesā. Diezgan daudz no tiem ir redzami caur binokli.
Ja paskatās cieši naksnīgajās debesīs, ir viegli pamanīt, ka zvaigznes, kas skatās uz mums, atšķiras pēc krāsas. Zilgani, balti, sarkani, tie vienmērīgi spīd vai mirgo kā Ziemassvētku eglītes vītne. Izmantojot teleskopu, krāsu atšķirības kļūst skaidrākas. Iemesls, kas izraisīja šādu daudzveidību, ir fotosfēras temperatūra. Un, pretēji loģiskajam pieņēmumam, karstākās zvaigznes ir nevis sarkanas, bet zilas, zili baltas un baltas zvaigznes. Bet vispirms vispirms.
Spektrālā klasifikācija
Zvaigznes ir milzīgas, karstas gāzes bumbiņas. Tas, kā mēs tos redzam no Zemes, ir atkarīgs no daudziem parametriem. Piemēram, zvaigznes patiesībā nemirgo. To ir ļoti viegli pārbaudīt: vienkārši atcerieties Sauli. Mirgojošais efekts rodas tāpēc, ka gaisma, kas nāk no kosmiskajiem ķermeņiem pie mums, pārvar starpzvaigžņu vidi, kas ir pilna ar putekļiem un gāzēm. Vēl viena lieta ir krāsa. Tas ir čaulu (īpaši fotosfēras) uzsildīšanas līdz noteiktai temperatūrai sekas. Faktiskā krāsa var atšķirties no šķietamās krāsas, taču atšķirība parasti ir neliela.
Mūsdienās visā pasaulē izmanto Hārvardas zvaigžņu spektrālo klasifikāciju. Tas ir balstīts uz temperatūru un ir balstīts uz spektra līniju veidu un relatīvo intensitāti. Katra klase atbilst noteiktas krāsas zvaigznēm. Klasifikācija tika izstrādāta Hārvardas observatorijā 1890.-1924.gadā.
Viens noskūts anglis košļāja dateles kā burkānus
Ir septiņas galvenās spektrālās klases: O—B—A—F—G—K—M. Šī secība atspoguļo pakāpenisku temperatūras pazemināšanos (no O līdz M). Lai to atcerētos, ir īpašas mnemoniskas formulas. Krievu valodā viens no tiem izklausās šādi: "Viens noskūts anglis košļāja dateles kā burkānus." Šīm klasēm tiek pievienotas vēl divas klases. Burti C un S apzīmē aukstus gaismekļus ar metālu oksīdu joslām spektrā. Apskatīsim tuvāk zvaigžņu klases:
- O klasei raksturīga augstākā virsmas temperatūra (no 30 līdz 60 tūkstošiem kelvinu). Šāda veida zvaigznes pārsniedz Sauli masu 60 reizes un rādiusu 15 reizes. To redzamā krāsa ir zila. Spožuma ziņā tie ir vairāk nekā miljons reižu lielāki par mūsu zvaigzni. Šai klasei piederošajai zilajai zvaigznei HD93129A ir raksturīgs viens no augstākajiem spožumiem starp zināmajiem kosmiskajiem ķermeņiem. Pēc šī rādītāja tas ir 5 miljonus reižu priekšā Saulei. Zilā zvaigzne atrodas 7,5 tūkstošu gaismas gadu attālumā no mums.
- B klases temperatūra ir 10-30 tūkstoši kelvinu, kas ir 18 reizes lielāka nekā Saules masa. Tās ir zili baltas un baltas zvaigznes. To rādiuss ir 7 reizes lielāks nekā Saules rādiuss.
- A klasei raksturīga 7,5–10 tūkstošu kelvinu temperatūra, rādiuss un masa, kas ir attiecīgi 2,1 un 3,1 reizi augstāki nekā Saulei. Tās ir baltas zvaigznes.
- F klase: temperatūra 6000-7500 K. Masa ir 1,7 reizes lielāka par sauli, rādiuss ir 1,3. No Zemes šādas zvaigznes arī šķiet baltas, to patiesā krāsa ir dzeltenīgi balta.
- G klase: temperatūra 5-6 tūkstoši kelvinu. Saule pieder šai klasei. Šādu zvaigžņu redzamā un patiesā krāsa ir dzeltena.
- K klase: temperatūra 3500-5000 K. Rādiuss un masa ir mazāki par saules, 0,9 un 0,8 no atbilstošajiem gaismekļa parametriem. Šo no Zemes redzamo zvaigžņu krāsa ir dzeltenīgi oranža.
- M klase: temperatūra 2-3,5 tūkstoši kelvinu. Masa un rādiuss ir 0,3 un 0,4 no līdzīgiem Saules parametriem. No mūsu planētas virsmas tie izskatās sarkani oranži. Beta Andromedae un Alfa gailenes pieder M klasei. Daudziem pazīstama spilgti sarkana zvaigzne ir Betelgeuse (alpha Orionis). Vislabāk to meklēt debesīs ziemā. Sarkanā zvaigzne atrodas virs un nedaudz pa kreisi
Katra klase ir sadalīta apakšklasēs no 0 līdz 9, tas ir, no karstākās līdz aukstākajai. Zvaigžņu skaitļi norāda uz piederību noteiktam spektrālajam tipam un fotosfēras sildīšanas pakāpi salīdzinājumā ar citām grupas zvaigznēm. Piemēram, Saule pieder G2 klasei.
Vizuālie baltumi
Tādējādi zvaigžņu klases B līdz F no Zemes var izskatīties baltas. Un tikai A tipa objektiem faktiski ir šāda krāsa. Tādējādi zvaigzne Saifs (Oriona zvaigznājs) un Algols (beta Persei) šķitīs baltas novērotājam, kas nav bruņots ar teleskopu. Tie pieder pie B spektrālās klases. To patiesā krāsa ir zili balta. Arī Mithrac un Procyon, spožākās zvaigznes debesu rakstos Perseus un Canis Minor, šķiet baltas. Tomēr to patiesā krāsa ir tuvāk dzeltenai (F pakāpe).
Kāpēc novērotājam uz Zemes zvaigznes ir baltas? Krāsu izkropļo milzīgais attālums, kas atdala mūsu planētu no šādiem objektiem, kā arī apjomīgie putekļu un gāzes mākoņi, kas bieži sastopami kosmosā.
A klase
Baltajām zvaigznēm nav raksturīga tik augsta temperatūra kā O un B klases pārstāvjiem. Viņu fotosfēra uzsilst līdz 7,5-10 tūkstošiem Kelvinu. A spektrālās klases zvaigznes ir daudz lielākas par Sauli. Arī to spožums ir lielāks – apmēram 80 reizes.
A zvaigžņu spektri parāda spēcīgas Balmer sērijas ūdeņraža līnijas. Citu elementu līnijas ir ievērojami vājākas, taču tās kļūst nozīmīgākas, pārejot no apakšklases A0 uz A9. Milžus un supergigantus, kas pieder pie A spektrālās klases, raksturo nedaudz mazāk izteiktas ūdeņraža līnijas nekā galvenās secības zvaigznēm. Šo gaismekļu gadījumā līnijas kļūst pamanāmākas smagie metāli.
Daudzas savdabīgas zvaigznes pieder pie A spektrālās klases. Šis termins attiecas uz gaismekļiem, kuru spektrā un fiziskajos parametros ir pamanāmas iezīmes, kas apgrūtina to klasifikāciju. Piemēram, diezgan retām zvaigznēm, piemēram, Lambda Boötes, ir raksturīgs smago metālu trūkums un ļoti lēna rotācija. Pie savdabīgiem gaismekļiem pieder arī baltie punduri.
A klasē ietilpst tādi spilgti nakts debesu objekti kā Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor un citi. Iepazīsim viņus tuvāk.
Alpha Canis Majoris
Sīriuss ir spožākā, lai arī ne tuvākā zvaigzne debesīs. Attālums līdz tam ir 8,6 gaismas gadi. Novērotājam uz Zemes tas šķiet tik spilgts, jo tam ir iespaidīgs izmērs, taču tas nav tik tālu kā daudzi citi lieli un spilgti objekti. Saulei tuvākā zvaigzne ir Sīriuss, kas šajā sarakstā ir piektajā vietā.
Tas attiecas uz un ir divu komponentu sistēma. Sirius A un Sirius B ir atdalītas ar 20 astronomisko vienību attālumu un rotē ar periodu, kas ir nedaudz mazāks par 50 gadiem. Sistēmas pirmā sastāvdaļa, galvenās secības zvaigzne, pieder pie spektrālās klases A1. Tās masa ir divas reizes lielāka nekā Saulei, un tās rādiuss ir 1,7 reizes. Tas ir tas, ko var novērot ar neapbruņotu aci no Zemes.
Otrā sistēmas sastāvdaļa ir baltais punduris. Zvaigzne Sirius B pēc masas ir gandrīz vienāda ar mūsu zvaigzni, kas šādiem objektiem nav raksturīgi. Parasti baltajiem punduriem ir raksturīga 0,6–0,7 saules masa. Tajā pašā laikā Sirius B izmēri ir tuvi Zemes izmēriem. Tiek uzskatīts, ka baltā pundura stadija šai zvaigznei sākās aptuveni pirms 120 miljoniem gadu. Kad Sīriuss B atradās galvenajā secībā, tā, iespējams, bija zvaigzne ar 5 Saules masu masu un piederēja B spektrālajai klasei.
Sirius A, pēc zinātnieku domām, pēc aptuveni 660 miljoniem gadu pāries uz nākamo evolūcijas posmu. Tad tas pārvērtīsies par sarkanu milzi, bet nedaudz vēlāk - par baltu punduri, tāpat kā tā pavadonis.
Alfa ērglis
Tāpat kā Sīriuss, daudzas baltās zvaigznes, kuru nosaukumi ir doti zemāk, ir labi zināmas ne tikai cilvēkiem, kuri interesējas par astronomiju, pateicoties to spilgtumam un biežai pieminēšanai zinātniskās fantastikas literatūras lappusēs. Altair ir viens no šiem gaismekļiem. Alfa ērglis ir atrodams, piemēram, Stīvenā Kingā. Šī zvaigzne ir skaidri redzama nakts debesīs, pateicoties tās spilgtumam un salīdzinoši tuvajai atrašanās vietai. Attālums starp Sauli un Altairu ir 16,8 gaismas gadi. No A spektrālās klases zvaigznēm tuvāk mums ir tikai Sīriuss.
Altairs ir 1,8 reizes masīvāks par Sauli. Viņa raksturīga iezīme ir ļoti ātra rotācija. Zvaigzne veic vienu apgriezienu ap savu asi mazāk nekā deviņās stundās. Rotācijas ātrums pie ekvatora ir 286 km/s. Rezultātā “ņiprais” Altairs tiks saplacināts no stabiem. Turklāt eliptiskās formas dēļ zvaigznes temperatūra un spilgtums samazinās no poliem līdz ekvatoram. Šo efektu sauc par "gravitācijas aptumšošanu".
Vēl viena Altair iezīme ir tā, ka tā spīdums laika gaitā mainās. Tas pieder pie Scuti delta tipa mainīgajiem.
Alfa Lyrae
Vega ir visvairāk pētīta zvaigzne pēc Saules. Alpha Lyrae ir pirmā zvaigzne, kuras spektrs ir noteikts. Viņa kļuva par otro spīdekli aiz Saules, kas iemūžināta fotogrāfijā. Vega bija arī viena no pirmajām zvaigznēm, līdz kurai zinātnieki mērīja attālumu, izmantojot Parlaksa metodi. Ilgu laiku, nosakot citu objektu lielumus, zvaigznes spilgtums tika pieņemts kā 0.
Alpha Lyrae ir labi pazīstama gan astronomiem amatieriem, gan parastajiem novērotājiem. Tas ir piektais spožākais starp zvaigznēm un ir iekļauts vasaras trijstūra asterismā kopā ar Altair un Deneb.
Attālums no Saules līdz Vegai ir 25,3 gaismas gadi. Tās ekvatoriālais rādiuss un masa ir attiecīgi 2,78 un 2,3 reizes lielākas par līdzīgiem mūsu zvaigznes parametriem. Zvaigznes forma ir tālu no ideālas sfēras. Diametrs pie ekvatora ir ievērojami lielāks nekā pie poliem. Iemesls ir milzīgais griešanās ātrums. Pie ekvatora tas sasniedz 274 km/s (Saulei šis parametrs ir nedaudz vairāk par diviem kilometriem sekundē).
Viena no Vega iezīmēm ir putekļu disks, kas to ieskauj. Tiek uzskatīts, ka tas radās liela skaita komētu un meteorītu sadursmju rezultātā. Putekļu disks griežas ap zvaigzni un tiek uzkarsēts ar tās starojumu. Tā rezultātā palielinās Vega infrasarkanā starojuma intensitāte. Pirms neilga laika diskā tika atklātas asimetrijas. Iespējamais izskaidrojums ir tāds, ka zvaigznei ir vismaz viena planēta.
Alfa Dvīņi
Otrs spilgtākais objekts Dvīņu zvaigznājā ir Kastors. Viņš, tāpat kā iepriekšējie gaismekļi, pieder pie spektrālās klases A. Kastors ir viena no spožākajām zvaigznēm naksnīgajās debesīs. Atbilstošajā sarakstā tā atrodas 23. vietā.
Castor ir daudzkārtēja sistēma, kas sastāv no sešiem komponentiem. Divi galvenie elementi (Castor A un Castor B) griežas ap kopīgu masas centru ar periodu 350 gadi. Katra no divām zvaigznēm ir spektrāla bināra zvaigzne. Castor A un Castor B komponenti ir mazāk spilgti un, iespējams, pieder pie M spektrālās klases.
Castor S nebija uzreiz saistīts ar sistēmu. Sākotnēji tā tika iecelta kā neatkarīga zvaigzne YY Gemini. Pētot šo debess apgabalu, kļuva zināms, ka šis gaismeklis ir fiziski saistīts ar Castor sistēmu. Zvaigzne griežas ap visiem komponentiem kopīgu masas centru ar vairāku desmitu tūkstošu gadu periodu un ir arī spektrāls binārs.
Beta Aurigae
Aurigas debesu raksts ietver aptuveni 150 “punktus”, no kuriem daudzas ir baltas zvaigznes. Gaismekļu vārdi maz ko pastāstīs cilvēkam, kas ir tālu no astronomijas, taču tas nemazina to nozīmi zinātnē. Spilgtākais objekts debess attēlā, kas pieder pie A spektrālās klases, ir Mencalinan jeb beta Aurigae. Zvaigznes nosaukums tulkojumā no arābu valodas nozīmē “grožu īpašnieka plecs”.
Menkalināns ir trīskārša sistēma. Tās divas sastāvdaļas ir A spektrālās klases subgianti. Katra no tām spožums pārsniedz Saules spilgtumu 48 reizes. Tos atdala 0,08 astronomisko vienību attālums. Trešā sastāvdaļa ir sarkanais punduris, kas atrodas 330 AU attālumā no pāra. e.
Epsilon Ursa Major
Spilgtākais “punkts” varbūt visslavenākajā ziemeļu debesu zvaigznājā (Ursa Major) ir Aliots, kas arī klasificēts kā A klase. Šķietamais magnitūds - 1,76. Spožāko gaismekļu sarakstā zvaigzne ieņem 33. vietu. Alioth ir iekļauts Big Dipper asterismā un atrodas tuvāk bļodai nekā citi gaismekļi.
Aliota spektru raksturo neparastas līnijas, kas svārstās 5,1 dienas laikā. Tiek pieņemts, ka pazīmes ir saistītas ar zvaigznes magnētiskā lauka ietekmi. Spektrālās svārstības, saskaņā ar jaunākajiem datiem, var rasties kosmiskā ķermeņa tiešā tuvumā, kura masa gandrīz 15 reizes pārsniedz Jupitera masu. Vai tas tā ir, joprojām ir noslēpums. Astronomi to, tāpat kā citus zvaigžņu noslēpumus, cenšas izprast katru dienu.
Baltie punduri
Stāsts par baltajām zvaigznēm būs nepilnīgs, nepieminot to gaismekļu evolūcijas posmu, kas tiek apzīmēts kā “baltais punduris”. Šādi objekti savu nosaukumu ieguvuši tāpēc, ka pirmie atklātie piederēja A spektrālajai klasei. Tie bija Sīriuss B un 40 Eridani B. Mūsdienās baltos pundurus sauc par vienu no zvaigznes dzīves pēdējā posma variantiem.
Apskatīsim sīkāk pie dzīves cikls gaismeklis
Zvaigžņu evolūcija
Zvaigznes nedzimst vienā naktī: katra no tām iziet vairākus posmus. Pirmkārt, gāzu un putekļu mākonis sāk sarukt sava ietekmes ietekmē, lēnām iegūst bumbiņas formu, savukārt gravitācijas enerģija pārvēršas siltumā - objekta temperatūra paaugstinās. Brīdī, kad tā sasniedz 20 miljonu Kelvinu vērtību, sākas kodolsintēzes reakcija. Šis posms tiek uzskatīts par pilnvērtīgas zvaigznes dzīves sākumu.
Gaismekļi lielāko daļu laika pavada galvenajā secībā. To dziļumos pastāvīgi notiek ūdeņraža cikla reakcijas. Zvaigžņu temperatūra var atšķirties. Kad kodolā beidzas viss ūdeņradis, sākas jauns evolūcijas posms. Tagad hēlijs kļūst par degvielu. Tajā pašā laikā zvaigzne sāk paplašināties. Tā spožums palielinās, un virsmas temperatūra, gluži pretēji, samazinās. Zvaigzne atstāj galveno secību un kļūst par sarkano milzi.
Hēlija serdes masa pakāpeniski palielinās, un tā sāk saspiesties zem sava svara. Sarkanā milža posms beidzas daudz ātrāk nekā iepriekšējais. Ceļš, ko veiks tālākā evolūcija, ir atkarīgs no objekta sākotnējās masas. Zemas masas zvaigznes sarkanā milzu stadijā sāk uzpūsties. Šī procesa rezultātā objekts izmet čaulas. Veidojas arī kails zvaigznes kodols. Šādā kodolā visas saplūšanas reakcijas tika pabeigtas. To sauc par hēlija balto punduri. Masīvāki sarkanie milži (zināmā mērā) pārvēršas par baltajiem punduriem uz oglekļa bāzes. To serdeņos ir elementi, kas ir smagāki par hēliju.
Raksturlielumi
Baltie punduri ir ķermeņi, kuru masa parasti ir ļoti tuvu Saulei. Turklāt to izmērs atbilst zemes izmēram. Šo kosmisko ķermeņu kolosālais blīvums un to dzīlēs notiekošie procesi ir neizskaidrojami no klasiskās fizikas viedokļa. Kvantu mehānika palīdzēja atklāt zvaigžņu noslēpumus.
Balto punduru viela ir elektronu kodola plazma. To ir gandrīz neiespējami uzbūvēt pat laboratorijā. Tāpēc daudzas šādu objektu īpašības paliek neskaidras.
Pat visu nakti pētot zvaigznes, bez speciāla aprīkojuma nevarēs atklāt vismaz vienu balto punduri. To spožums ir ievērojami mazāks nekā saules spožums. Pēc zinātnieku domām, baltie punduri veido aptuveni 3 līdz 10% no visiem galaktikas objektiem. Tomēr līdz šim ir atrasti tikai tie no tiem, kas atrodas ne tālāk kā 200-300 parseku attālumā no Zemes.
Baltie punduri turpina attīstīties. Tūlīt pēc veidošanās viņiem ir paaugstināta temperatūra virsmām, bet ātri atdzesē. Dažus desmitus miljardu gadu pēc veidošanās, saskaņā ar teoriju, baltais punduris pārvēršas par melno punduri – ķermeni, kas neizstaro redzamu gaismu.
Novērotājam balta, sarkana vai zila zvaigzne galvenokārt atšķiras pēc krāsas. Astronoms skatās dziļāk. Krāsa uzreiz daudz pasaka par objekta temperatūru, izmēru un masu. Zila vai gaiši zila zvaigzne ir milzu karsta bumba, kas visos aspektos ir tālu priekšā Saulei. Baltie gaismekļi, kuru piemēri ir aprakstīti rakstā, ir nedaudz mazāki. Zvaigžņu numuri dažādos katalogos arī profesionāļiem pasaka daudz, bet ne visu. Liels skaits informācija par tālu kosmosa objektu dzīvi vai nu vēl nav izskaidrota, vai arī paliek neatklāta.
Mēs nekad nedomājam, ka, iespējams, pastāv kāda cita dzīvība, kas nav mūsu planēta, nevis mūsu planēta. Saules sistēma. Varbūt uz kādas no planētām ir dzīvība, kas riņķo ap zilu, baltu vai sarkanu, vai varbūt dzeltenu zvaigzni. Varbūt ir vēl kāda tāda planēta, uz kuras dzīvo tie paši cilvēki, bet mēs par to joprojām neko nezinām. Mūsu satelīti un teleskopi ir atklājuši vairākas planētas, kurās var būt dzīvība, taču šīs planētas atrodas desmitiem tūkstošu un pat miljonu gaismas gadu attālumā.
Zilie stragglers ir zvaigznes, kurām ir zila krāsa.
Zvaigznes, kas atrodas lodveida zvaigžņu kopās, kuru temperatūra ir augstāka nekā parastajām zvaigznēm un kuru spektram ir raksturīga ievērojama nobīde uz zilo apgabalu nekā kopu zvaigznēm ar līdzīgu spožumu, sauc par zilajām zvaigžņu kopām. Šī funkcija ļauj tām izcelties salīdzinājumā ar citām zvaigznēm šajā grupā Hertzsprung-Russell diagrammā. Šādu zvaigžņu esamība atspēko visas zvaigžņu evolūcijas teorijas, kuru būtība ir tāda, ka paredzams, ka zvaigznes, kas radušās tajā pašā laika periodā, atradīsies labi definētā Hertzprung-Russell diagrammas reģionā. Šajā gadījumā vienīgais faktors, kas ietekmē precīzu zvaigznes atrašanās vietu, ir tās sākotnējā masa. Biežā zilo straggleru parādīšanās ārpus iepriekš minētās līknes var apstiprināt tādas lietas kā anomālas zvaigžņu evolūcijas esamību. 
Eksperti, cenšoties izskaidrot to rašanās būtību, ir izvirzījuši vairākas teorijas. Visticamākais no tiem norāda, ka šīs zilās zvaigznes agrāk bija dubultā, pēc tam tās sāka iziet vai tagad notiek apvienošanās process. Divu zvaigžņu saplūšanas rezultāts ir jaunas zvaigznes parādīšanās, kuras masa, spilgtums un temperatūra ir daudz lielāka nekā tāda paša vecuma zvaigznēm.
Ja šo teoriju kaut kādā veidā varētu pierādīt, ka zvaigžņu evolūcijas teorija būtu brīva no zilo straggleru problēmas. Iegūtajā zvaigznē būtu lielāks ūdeņraža daudzums, kas izturētos līdzīgi jaunai zvaigznei. Ir fakti, kas atbalsta šo teoriju. Novērojumi liecina, ka klaiņotāji visbiežāk sastopami lodveida kopu centrālajos reģionos. Tā kā tur ir dominējošais vienības tilpuma zvaigžņu skaits, palielinās tuvu eju vai sadursmju iespējamība.
Lai pārbaudītu šo hipotēzi, nepieciešams izpētīt zilo straggleru pulsāciju, jo Var būt dažas atšķirības starp apvienoto zvaigžņu un parasti pulsējošo mainīgo asteroseismoloģiskajām īpašībām. Ir vērts atzīmēt, ka pulsācijas mērīšana ir diezgan sarežģīta. Šo procesu negatīvi ietekmē arī zvaigžņoto debesu pārapdzīvotība, nelielas zilo straggleru pulsāciju svārstības, kā arī to mainīgo retums.
Viens no apvienošanās piemēriem bija vērojams 2008. gada augustā, kad šāds incidents skāra objektu V1309, kura spilgtums pēc atklāšanas palielinājās vairākus desmitus tūkstošu reižu un pēc vairākiem mēnešiem atgriezās sākotnējā vērtībā. 6 gadus ilgušu novērojumu rezultātā zinātnieki nonāca pie secinājuma, ka šis objekts ir divas zvaigznes, kuru orbītas periods viena ap otru ir 1,4 dienas. Šie fakti lika zinātniekiem domāt, ka 2008. gada augustā notika šo divu zvaigžņu saplūšanas process.
Zilajiem straggleriem raksturīgs liels griezes moments. Piemēram, zvaigznes, kas atrodas 47 Tucanae kopas vidū, griešanās ātrums ir 75 reizes lielāks par Saules rotācijas ātrumu. Saskaņā ar hipotēzi to masa ir 2-3 reizes lielāka nekā citu zvaigžņu masa, kas atrodas kopā. Turklāt, veicot pētījumus, tika atklāts, ka, ja zilās zvaigznes atrodas tuvu citām zvaigznēm, tad tajās būs mazāks skābekļa un oglekļa procentuālais daudzums nekā to kaimiņiem. Jādomā, ka zvaigznes izvelk šīs vielas no citām zvaigznēm, kas pārvietojas savā orbītā, kā rezultātā palielinās to spilgtums un temperatūra. “Nozagtajās” zvaigznēs tiek atklātas vietas, kur notika sākotnējā oglekļa pārvēršanās process citos elementos.
Zilo zvaigžņu nosaukumi - piemēri
Rigels, Gamma Paralis, Alpha Giraffe, Zeta Orionis, Tau Canis Majoris, Zeta Puppis
Baltās zvaigznes ir baltas zvaigznes
Frīdrihs Besels, kurš vadīja Kēnigsbergas observatoriju, 1844. gadā veica interesantu atklājumu. Zinātnieks pamanīja debesu spožākās zvaigznes Sīriusa mazāko novirzi no tās trajektorijas pāri debesīm. Astronoms ierosināja, ka Siriusam ir satelīts, kā arī aprēķināja aptuveno zvaigžņu rotācijas periodu ap to masas centru, kas bija aptuveni piecdesmit gadi. Besels neatrada atbilstošu atbalstu no citiem zinātniekiem, jo Neviens nevarēja atklāt satelītu, lai gan tā masai vajadzēja būt salīdzināmai ar Siriusu.
Un tikai 18 gadus vēlāk Alvans Greiems Klārks, kurš izmēģināja to laiku labāko teleskopu, netālu no Sīriusa atklāja blāvi baltu zvaigzni, kas izrādījās tās pavadonis Sirius B.
Šīs baltās zvaigznes virsma ir uzkarsēta līdz 25 tūkstošiem kelvinu, un tās rādiuss ir mazs. Ņemot to vērā, zinātnieki secināja, ka satelītam ir augsts blīvums (106 g/cm3 līmenī, savukārt paša Sīriusa blīvums ir aptuveni 0,25 g/cm3, bet Saules – 1,4 g/cm3). 55 gadus vēlāk (1917. gadā) tika atklāts vēl viens baltais punduris, kas nosaukts zinātnieka vārdā, kurš to atklājis - van Mānana zvaigzne, kas atrodas Zivju zvaigznājā.
Balto zvaigžņu nosaukumi - piemēri
Vega Liras zvaigznājā, Altair Akvilas zvaigznājā (redzams vasarā un rudenī), Sīriuss, Kastors.
Dzeltenas zvaigznes - dzeltenas zvaigznes
Dzeltenos pundurus parasti sauc par mazām galvenās secības zvaigznēm, kuru masa ir Saules masas robežās (0,8–1,4). Spriežot pēc nosaukuma, šādām zvaigznēm ir dzeltens mirdzums, kas izdalās kodoltermiskā saplūšanas procesā no ūdeņraža uz hēliju.
Šādu zvaigžņu virsma uzsilst līdz 5-6 tūkstošu Kelvinu temperatūrai, un to spektrālās klases svārstās no G0V līdz G9V. Dzeltenais punduris dzīvo apmēram 10 miljardus gadu. Ūdeņraža sadegšana zvaigznē izraisa tā vairošanos un kļūst par sarkano milzi. Viens sarkanā milža piemērs ir Aldebarans. Šādas zvaigznes var veidot planētu miglājus, izlaižot savus ārējos gāzes slāņus. Šajā gadījumā kodols pārvēršas par baltu punduri, kam ir augsts blīvums.
Ja ņemam vērā Hertzprung-Russell diagrammu, tad uz tās dzeltenās zvaigznes atrodas galvenās secības centrālajā daļā. Tā kā Sauli var saukt par tipisku dzelteno punduri, tās modelis ir diezgan piemērots, lai apsvērtu vispārējo dzelteno punduru modeli. Bet debesīs ir arī citas raksturīgas dzeltenas zvaigznes, kuru nosaukumi ir Alhita, Dabikh, Toliman, Khara utt. Šīs zvaigznes nav īpaši spilgtas. Piemēram, tam pašam Tolimānam, kurš, ja neņem vērā Proxima Centauri, atrodas vistuvāk Saulei, ir ar 0 lielumu, bet tajā pašā laikā tā spilgtums ir visaugstākais starp visiem dzeltenajiem punduriem. Šī zvaigzne atrodas Kentaura zvaigznājā, un tā ir arī daļa no sarežģītas sistēmas, kurā ietilpst 6 zvaigznes. Tolimana spektrālā klase ir G. Bet Dabihs, kas atrodas 350 gaismas gadu attālumā no mums, pieder pie spektrālās klases F. Bet tā augstais spilgtums ir saistīts ar tuvumā esošās zvaigznes klātbūtni, kas pieder pie spektrālās klases - A0.
Papildus Tolimanam spektrālajai klasei G ir HD82943, kas atrodas galvenajā secībā. Šī zvaigzne, pateicoties tās līdzībai ar Sauli ķīmiskais sastāvs un temperatūrai, ir arī divas lielas planētas. Tomēr šo planētu orbītu forma ir tālu no apļveida, tāpēc to pieeja HD82943 notiek salīdzinoši bieži. Pašlaik astronomi ir spējuši pierādīt, ka iepriekš šai zvaigznei bija daudz lielāks skaits planētas, bet laika gaitā tas tās visas absorbēja.
Dzelteno zvaigžņu nosaukumi - piemēri
Toliman, zvaigzne HD 82943, Hara, Dabih, Alhita
Sarkanās zvaigznes ir sarkanas zvaigznes
Ja kaut reizi dzīvē caur teleskopa objektīvu esi redzējis debesīs sarkanas zvaigznes, kas dega uz melna fona, tad šī brīža atcerēšanās palīdzēs skaidrāk iztēloties, par ko tiks rakstīts šajā rakstā. Ja jūs nekad iepriekš neesat redzējis šādas zvaigznes, noteikti mēģiniet tās atrast nākamreiz. 
Ja jūs plānojat izveidot sarakstu ar spožākajām sarkanajām zvaigznēm debesīs, kuras var viegli atrast pat ar amatieru teleskopu, jūs atklāsiet, ka tās visas ir oglekļa zvaigznes. Pirmās sarkanās zvaigznes tika atklātas 1868. gadā. Šādu sarkano milžu temperatūra ir zema, turklāt to ārējie slāņi ir piepildīti ar milzīgu oglekļa daudzumu. Ja iepriekš līdzīgas zvaigznes veidoja divas spektrālās klases - R un N, tad tagad zinātnieki tās ir definējuši vienā vispārējā klasē - C. Katrai spektrālajai klasei ir apakšklases - no 9 līdz 0. Turklāt klase C0 nozīmē, ka zvaigznei ir augsta temperatūra, bet mazāk sarkanas nekā C9 klases zvaigznes. Ir arī svarīgi, lai visas zvaigznes, kurās dominē ogleklis, pēc būtības ir mainīgas: ilgstošas, daļēji regulāras vai neregulāras.
Turklāt šajā sarakstā tika iekļautas divas zvaigznes, ko sauc par sarkanajiem daļēji parastajiem mainīgajiem, no kurām slavenākā ir m Cephei. Viljams Heršels sāka interesēties par tās neparasto sarkano krāsu un nodēvēja to par "granātābolu". Šādām zvaigznēm raksturīgas neregulāras spilgtuma izmaiņas, kas var ilgt no pāris desmitiem līdz pat vairākiem simtiem dienu. Šādas mainīgas zvaigznes pieder M klasei (vēsas zvaigznes ar virsmas temperatūru no 2400 līdz 3800 K).
Ņemot vērā to, ka visas reitingā esošās zvaigznes ir mainīgie lielumi, apzīmējumā ir jāievieš zināma skaidrība. Ir vispāratzīts, ka sarkanajām zvaigznēm ir nosaukums, kas sastāv no diviem komponentiem - latīņu alfabēta burta un mainīga zvaigznāja nosaukuma (piemēram, T Zaķis). Pirmajam konkrētajā zvaigznājā atklātajam mainīgajam tiek piešķirts burts R un tā tālāk līdz burtam Z. Ja šādu mainīgo ir daudz, tiem tiek nodrošināta dubultā kombinācija. Latīņu burti– no RR uz ZZ. Šī metode ļauj “nosaukt” 334 objektus. Turklāt zvaigznes var apzīmēt, izmantojot burtu V kopā ar sērijas numuru (V228 Cygnus). Vērtējuma pirmā kolonna ir rezervēta mainīgo lielumu apzīmēšanai.
Nākamās divas tabulas kolonnas norāda zvaigžņu atrašanās vietu laika posmā 2000.0. Tā kā Uranometria 2000.0 atlanta popularitāte astronomijas entuziastu vidū ir pieaugusi, vērtējuma pēdējā slejā tiek parādīts katras vērtējumā iekļautās zvaigznes meklēšanas diagrammas numurs. Šajā gadījumā pirmais cipars ir sējuma numura displejs, bet otrais ir kartes sērijas numurs.
Vērtējums parāda arī zvaigžņu lielumu maksimālās un minimālās spilgtuma vērtības. Ir vērts atcerēties, ka lielāks sarkanās krāsas piesātinājums tiek novērots zvaigznēm, kuru spilgtums ir minimāls. Zvaigznēm, kuru mainīguma periods ir zināms, tas tiek parādīts kā dienu skaits, bet objektiem, kas pareizais periods nav, tiek parādīti kā Irr.
Oglekļa zvaigznes atrašana neprasa lielas prasmes, pietiek ar jūsu teleskopa iespējām, lai to redzētu. Pat ja tā izmērs ir mazs, tā spilgti sarkanajai krāsai vajadzētu piesaistīt jūsu uzmanību. Tāpēc jums nevajadzētu satraukties, ja nevarat tos uzreiz atklāt. Pietiek izmantot atlantu, lai atrastu tuvējo spožo zvaigzni un pēc tam pārietu no tās uz sarkano.
Dažādi novērotāji oglekļa zvaigznes redz atšķirīgi. Dažiem tie atgādina rubīnus vai tālumā degošas ogles. Citi šādās zvaigznēs redz sārtus vai asinssarkanus toņus. Sākumā reitingā ir saraksts ar sešām spožākajām sarkanajām zvaigznēm, kuras pēc atrašanas varat pilnībā izbaudīt to skaistumu.
Sarkano zvaigžņu nosaukumi - piemēri
Zvaigžņu krāsu atšķirības
Ir ļoti daudz dažādu zvaigžņu ar neaprakstāmiem krāsu toņiem. Rezultātā pat viens zvaigznājs ieguva nosaukumu “Dārgakmeņu kaste”, kura pamatu veido zilas un safīra zvaigznes, un tās pašā centrā ir spilgti mirdzoša oranža zvaigzne. Ja ņemam vērā Sauli, tai ir bāla krāsa dzeltens.
Tiešs faktors, kas ietekmē krāsu atšķirību starp zvaigznēm, ir to virsmas temperatūra. Tas ir izskaidrots vienkārši. Gaisma pēc savas būtības ir starojums viļņu formā. Viļņa garums ir attālums starp tā virsotnēm un ir ļoti mazs. Lai to iedomāties, jums ir jāsadala 1 cm 100 tūkstošos identisku daļu. Vairākas no šīm daļiņām veidos gaismas viļņa garumu.
Ņemot vērā, ka šis skaitlis izrādās diezgan mazs, katra, pat visnenozīmīgākā, tā izmaiņa būs iemesls, kāpēc mainīsies mūsu vērotā aina. Galu galā mūsu redze uztver dažādus gaismas viļņu garumus kā dažādas krāsas. Piemēram, zilā krāsā ir viļņi, kuru garums ir 1,5 reizes īsāks par sarkano.
Tāpat gandrīz katrs no mums zina, ka temperatūra var ļoti tieši ietekmēt ķermeņa krāsu. Piemēram, jūs varat paņemt jebkuru metāla priekšmetu un likt to uz uguns. Sildot tas kļūs sarkans. Ja uguns temperatūra ievērojami paaugstinātos, objekta krāsa mainītos – no sarkanas uz oranžu, no oranžas uz dzeltenu, no dzeltenas uz baltu un visbeidzot no baltas uz zili baltu.
Tā kā Saules virsmas temperatūra ir aptuveni 5,5 tūkstoši 0 C, tā ir tipisks dzelteno zvaigžņu piemērs. Bet karstākās zilās zvaigznes var uzkarst līdz 33 tūkstošiem grādu.
Zinātnieki, izmantojot fizikālos likumus, saistīja krāsu un temperatūru. Kā ķermeņa temperatūra ir tieši proporcionāla tā starojumam un apgriezti proporcionāla viļņa garumam. Zilajiem viļņiem ir īsāki viļņu garumi, salīdzinot ar sarkanajiem. Karstās gāzes izstaro fotonus, kuru enerģija ir tieši proporcionāla temperatūrai un apgriezti proporcionāla viļņa garumam. Tāpēc karstākajām zvaigznēm ir raksturīgs zili zils emisiju diapazons.
Tā kā kodoldegviela uz zvaigznēm nav neierobežota, tā mēdz tikt patērēta, kas noved pie zvaigžņu atdzišanas. Tāpēc vidēja vecuma zvaigznes ir dzeltenas, un mēs redzam vecās zvaigznes kā sarkanas.
Tā kā Saule atrodas ļoti tuvu mūsu planētai, tās krāsu var precīzi aprakstīt. Bet zvaigznēm, kas atrodas miljona gaismas gadu attālumā, uzdevums kļūst sarežģītāks. Šim nolūkam tiek izmantota ierīce, ko sauc par spektrogrāfu. Zinātnieki caur to izlaiž zvaigžņu izstaroto gaismu, kā rezultātā ir iespējams spektrāli analizēt gandrīz jebkuru zvaigzni.
Turklāt, izmantojot zvaigznes krāsu, jūs varat noteikt tās vecumu, jo matemātiskās formulas ļauj izmantot spektrālo analīzi, lai noteiktu zvaigznes temperatūru, pēc kuras ir viegli aprēķināt tās vecumu.
Video zvaigžņu noslēpumi skatīties tiešsaistē
