Stručnjaci iznose nekoliko teorija o njihovoj pojavi. Najvjerovatniji od dna kaže da su takve plave zvijezde bile binarne jako dugo vremena i da su imale proces spajanja. Kada se 2 zvezde spoje, pojavljuje se nova zvezda sa mnogo većim sjajem, masom, temperaturom.

Primjeri plavih zvijezda:

• Gamma Sails;
• Rigel;
• Zeta Orion;
• Alpha Giraffe;
• Zeta Korma;
• Veliki veliki pas.

Bijele zvijezde - bijele zvijezde

Jedan naučnik je otkrio veoma mutnu bijelu zvijezdu koja je bila Sirijusov satelit i nazvana je Sirijus B. Površina ove jedinstvene zvijezde je zagrijana na 25.000 Kelvina, a njen poluprečnik je mali.

Primjeri bijelih zvijezda:

• Altair u sazviježđu Orao;
• Vega u sazviježđu Lira;
• Castor;
• Sirius.

žute zvijezde - žute zvijezde

Takve zvijezde imaju žuti sjaj, a njihova masa je unutar mase Sunca - iznosi oko 0,8-1,4. Površina takvih zvijezda obično se zagrijava na temperaturu od 4-6 hiljada Kelvina. Takva zvijezda živi oko 10 milijardi godina.

Primjeri žutih zvijezda:

• Star HD 82943;
• Toliman;
• Dabih;
• Hara;
• Alhita.

crvene zvijezde crvene zvijezde

Prve crvene zvijezde otkrivene su 1868. Njihova temperatura je prilično niska, a vanjski slojevi crvenih divova ispunjeni su puno ugljika. Ranije su takve zvijezde činile dvije spektralne klase - N i R, ali sada su naučnici uspjeli identificirati još jednu zajedničku klasu - C.

Vrijednosti. Po opštem dogovoru, ove skale su odabrane tako da bijela zvijezda, poput Sirijusa, ima istu magnitudu na obje skale. Razlika između fotografske i fotovizuelne veličine naziva se indeks boja date zvijezde. Za takve plave zvijezde kao što je Rigel, ovaj će broj biti negativan, jer takve zvijezde na običnoj ploči daju veće crnjenje nego na žuto osjetljivoj.

Za crvene zvijezde poput Betelgeusea, indeks boja doseže + 2-3 magnitude. Ovo mjerenje boje je također mjerenje površinske temperature zvijezde, pri čemu su plave zvijezde mnogo toplije od crvenih.

Pošto se indeksi boja mogu prilično lako dobiti čak i za vrlo slabe zvijezde, oni jesu veliki značaj prilikom proučavanja distribucije zvijezda u svemiru.

Instrumenti su među najvažnijim alatima za proučavanje zvijezda. Čak i najpovršniji pogled na spektre zvijezda otkriva da nisu sve iste. Balmerove linije vodonika su jake u nekim spektrima, slabe u nekima, au nekima potpuno odsutne.

Ubrzo je postalo jasno da se spektri zvijezda mogu podijeliti na mali broj klasa, postepeno prelazeći jedna u drugu. Struja spektralna klasifikacija je razvijen na Harvardskoj opservatoriji pod vodstvom E. Pickeringa.

U početku su spektralne klase označavane latiničnim slovima po abecednom redu, ali su u procesu dorade klasifikacije ustanovljene sljedeće oznake za uzastopne klase: O, B, A, F, G, K, M. nekoliko neobičnih zvijezda kombinirano je u klase R, N i S, a pojedini pojedinci koji se uopće ne uklapaju u ovu klasifikaciju označeni su simbolom PEC (neobičan - poseban).

Zanimljivo je napomenuti da je raspored zvijezda po klasama također raspored po bojama.

• Zvijezde klase B, kojoj pripadaju Rigel i mnoge druge zvijezde u Orionu, su plave;
• klase O i A - bijela (Sirius, Deneb);
• klase F i G - žuta (Procyon, Capella);
• klase K i M - narandžasta i crvena (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).

Raspoređujući spektre istim redosledom, vidimo kako se maksimum intenziteta emisije pomera od ljubičastog ka crvenom kraju spektra. Ovo ukazuje na smanjenje temperature kako se prelazi iz klase O u klasu M. Mjesto zvijezde u nizu je više određeno temperaturom njene površine nego njenim hemijskim sastavom. Općenito je prihvaćeno da hemijski sastav isto za veliku većinu zvijezda, ali različite površinske temperature i pritisci uzrokuju velike razlike u spektrima zvijezda.

Plava klasa O zvijezde su najtoplije. Temperatura njihove površine dostiže 100.000°C. Njihovi spektri su lako prepoznatljivi po prisutnosti nekih karakterističnih svijetlih linija ili po širenju pozadine daleko u ultraljubičasto područje.

Oni se direktno prate plave zvijezde klase B, takođe su veoma vrući (temperatura površine 25.000°C). Njihovi spektri sadrže linije helijuma i vodonika. Prvi slabe, dok drugi jačaju u tranziciji u klasa A.

AT klase F i G(tipična zvijezda G-klase je naše Sunce) linije kalcija i drugih metala, kao što su željezo i magnezij, postepeno se povećavaju.

AT klasa K linije kalcija su vrlo jake, a pojavljuju se i molekularne trake.

klasa M uključuje crvene zvijezde sa površinskim temperaturama ispod 3000°C; trake titanijum oksida su vidljive u njihovim spektrima.

Klase R, N i S pripadaju paralelnoj grani hladnih zvijezda čiji spektri sadrže druge molekularne komponente.

Za poznavaoce, međutim, postoji veoma velika razlika između "hladnih" i "vrućih" zvezda klase B. U preciznom sistemu klasifikacije, svaka klasa je podeljena na još nekoliko podklasa. Najzgodnije zvezde klase B su podklasa VO, zvijezde sa prosječnom temperaturom za ovu klasu - k podklasa B5, najhladnije zvijezde - do podklasa B9. Zvijezde su direktno iza njih. podklasa AO.

Proučavanje spektra zvijezda pokazalo se vrlo korisnim, jer omogućava grubu klasifikaciju zvijezda prema njihovim apsolutnim magnitudama. Na primjer, VZ zvijezda je div s apsolutnom magnitudom od približno -2,5. Moguće je, međutim, da će zvijezda biti deset puta svjetlija (apsolutna vrijednost - 5,0) ili deset puta slabija (apsolutna vrijednost 0,0), jer je nemoguće dati precizniju procjenu samo iz spektralnog tipa.

Prilikom utvrđivanja klasifikacije zvjezdanih spektra, vrlo je važno pokušati odvojiti divove od patuljaka unutar svake spektralne klase, ili, tamo gdje ova podjela ne postoji, izdvojiti iz normalnog niza gigantske zvijezde koje imaju previsoke ili preniske luminoznost.

Teleskop može posmatrati 2 milijarde zvijezda do 21 magnitude. Postoji Harvardska spektralna klasifikacija zvijezda. U njemu su spektralni tipovi raspoređeni po opadajućoj zvjezdanoj temperaturi. Časovi su označeni slovima latinice. Ima ih sedam: O - B - A - P - O - K - M.

Dobar pokazatelj temperature vanjskih slojeva zvijezde je njena boja. Vruće zvezde spektralnih tipova O i B su plave; zvijezde slične našem Suncu (čiji je spektralni tip 02) izgledaju žute, dok su zvijezde spektralnih klasa K i M crvene.

Sjaj i boja zvijezda

Sve zvezde imaju boju. Postoje plave, bijele, žute, žućkaste, narandžaste i crvene zvijezde. Na primjer, Betelgeuse je crvena zvijezda, Castor je bijeli, Capella je žuta. Po sjaju se dijele na zvijezde 1., 2., ... nth star vrijednosti (n max = 25). Termin "veličina" nema nikakve veze sa pravim dimenzijama. Magnituda karakteriše svetlosni tok koji dolazi na Zemlju sa zvezde. Zvjezdane veličine mogu biti i razlomke i negativne. Skala magnituda je zasnovana na percepciji svjetlosti od strane oka. Podjelu zvijezda na zvjezdane veličine prema prividnom sjaju izvršio je starogrčki astronom Hiparh (180. - 110. pne.). Većina sjajne zvezde Hiparh je pripisao prvu veličinu; on je smatrao da su sljedeće u gradaciji sjaja (tj. oko 2,5 puta slabije) zvijezde druge magnitude; zvijezde slabije od zvijezda druge magnitude za 2,5 puta nazivane su zvijezdama treće magnitude itd.; zvijezdama na granici vidljivosti golim okom dodijeljena je šesta magnituda.

Sa takvom gradacijom sjaja zvijezda, pokazalo se da su zvijezde šeste magnitude slabije od zvijezda prve magnitude za 2,55 puta. Stoga je 1856. godine engleski astronom N. K. Pogsoy (1829-1891) predložio da se zvijezdama šeste magnitude smatraju one koje su tačno 100 puta slabije od zvijezda prve magnitude. Sve zvijezde se nalaze na različitim udaljenostima od Zemlje. Bilo bi lakše upoređivati ​​veličine da su udaljenosti jednake.

Magnituda koju bi zvijezda imala na udaljenosti od 10 parseka naziva se apsolutna magnituda. Naznačena je apsolutna zvezdana magnituda - M, i prividna zvezdana veličina - m.

Hemijski sastav vanjskih slojeva zvijezda, iz kojih dolazi njihovo zračenje, karakterizira potpuna dominacija vodonika. Na drugom mjestu je helijum, a sadržaj ostalih elemenata je prilično mali.

Temperatura i masa zvijezda

Poznavanje spektralnog tipa ili boje zvijezde odmah daje temperaturu njene površine. Pošto zvijezde zrače otprilike kao apsolutno crna tijela odgovarajuće temperature, snaga koju zrače jedinica njihove površine u jedinici vremena određena je Stefan-Boltzmannovim zakonom.

Podjela zvijezda zasnovana na poređenju sjaja zvijezda s njihovom temperaturom i bojom i apsolutnom veličinom (Hertzsprung-Russell dijagram):

1. glavna sekvenca (u njenom centru je Sunce - žuti patuljak)
2. supergiganti (velike veličine i velike svjetlosti: Antares, Betelgeuse)
3. sekvenca crvenog diva
4. patuljci (bijeli - Sirius)
5. subdwarfs
6. bijelo-plavi niz

Ova podjela je također zasnovana na starosti zvijezde.

Odlikuju se sljedeće zvijezde:

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

• a) vizuelni dvojnik, ako se pri posmatranju kroz teleskop uoči njihova dvojnost;
• b) višekratnici - ovo je sistem zvijezda sa brojem većim od 2, ali manjim od 10;
• c) optičko-dvostruke - to su zvijezde čija je blizina rezultat nasumične projekcije na nebo, a u svemiru su daleko;
• d) fizičke binarne su zvijezde koje čine jedinstven sistem i kruže pod djelovanjem sila međusobnog privlačenja oko zajedničkog centra mase;
• e) spektroskopske dvojne zvijezde su zvijezde koje se, kada se međusobno okreću, približavaju jedna drugoj i njihova dualnost se može odrediti iz spektra;
• e) pomračenje binarne - to su zvijezde "koje, kada se međusobno okreću, blokiraju jedna drugu;

varijable (b Cefeji). Cefeide su promenljive u sjaju zvezde. Amplituda promjene svjetline nije veća od 1,5 magnituda. To su pulsirajuće zvijezde, odnosno povremeno se šire i skupljaju. Kompresija vanjskih slojeva uzrokuje njihovo zagrijavanje;

nestacionarni.

nove zvezde- to su zvijezde koje su postojale dugo vremena, ali su iznenada planule. Njihov sjaj se u kratkom vremenu povećao za 10.000 puta (amplituda promjene svjetline od 7 do 14 magnituda).

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

Pulsar- neutronska zvijezda koja nastaje tokom eksplozije supernove.

Podaci o ukupnom broju pulsara i njihovom životnom vijeku govore da se u proseku rađaju 2-3 pulsara u veku, što se približno poklapa sa učestalošću eksplozija supernove u Galaksiji.

Evolucija zvijezda

Kao i sva tijela u prirodi, zvijezde ne ostaju nepromijenjene, one se rađaju, evoluiraju i na kraju umiru. Astronomi su nekada mislili da su potrebni milioni godina da se zvezda formira od međuzvjezdanog gasa i prašine. Ali unutra poslednjih godina snimljene su fotografije područja neba koje je dio Velike magline Oriona, gdje se tokom nekoliko godina pojavio mali skup zvijezda. Na fotografijama iz 1947. godine na ovom mestu je zabeležena grupa od tri zvezdana objekta. Do 1954. neke od njih su postale duguljaste, a do 1959. ove duguljaste formacije su se raspale u pojedinačne zvijezde. Po prvi put u istoriji čovečanstva, ljudi su posmatrali rađanje zvezda bukvalno pred našim očima.

Na mnogim dijelovima neba postoje uslovi neophodni za pojavu zvijezda. Prilikom proučavanja fotografija maglovitih područja Mliječnog puta, bilo je moguće pronaći male crne mrlje nepravilnog oblika, ili globule, koje su ogromne nakupine prašine i plina. Ovi oblaci gasa i prašine sadrže čestice prašine koje veoma snažno apsorbuju svetlost koja dolazi od zvezda iza njih. Veličina globula je ogromna - do nekoliko svjetlosnih godina u prečniku. Unatoč činjenici da je materija u tim jatama vrlo rijetka, njihova ukupna zapremina je toliko velika da je sasvim dovoljna za formiranje malih klastera zvijezda bliskih Suncu.

U crnoj kugli, pod uticajem pritiska zračenja koji emituju okolne zvezde, materija se sabija i sabija. Takva kompresija traje neko vrijeme, ovisno o izvorima zračenja koji okružuju globulu i intenzitetu potonjeg. Gravitacijske sile koje proizlaze iz koncentracije mase u centru globule također imaju tendenciju da stisnu globulu, uzrokujući da materija pada prema njenom centru. Padajući, čestice materije stiču kinetička energija a gasope zagrevaju lijevi oblak.

Pad materije može trajati stotinama godina. U početku se to događa polako, bez žurbe, jer su gravitacijske sile koje privlače čestice u centar još uvijek vrlo slabe. Nakon nekog vremena, kada globula postane manja i gravitacijsko polje se poveća, pad počinje da se dešava brže. Ali kugla je ogromna, ništa manje svjetlosna godina u prečniku. To znači da udaljenost od njegove vanjske granice do centra može premašiti 10 triliona kilometara. Ako čestica s ruba globule počne da pada prema centru brzinom nešto manjom od 2 km/s, tada će doći do centra tek nakon 200.000 godina.

Životni vek zvezde zavisi od njene mase. Zvijezde s masom manjom od Sunčeve vrlo štedljivo koriste svoje nuklearno gorivo i mogu svijetliti desetinama milijardi godina. Vanjski slojevi zvijezda poput našeg Sunca, s masama ne većim od 1,2 solarne mase, postepeno se šire i na kraju potpuno napuštaju jezgro zvijezde. Na mjestu diva ostaje mali i vrući bijeli patuljak.

glavna sekvenca. Ovom tipu pripada i naša zvijezda -. Sa stanovišta zvjezdane evolucije, glavna sekvenca je mjesto na Hertzsprung-Russell dijagramu gdje zvijezda provodi veći dio svog života.

Hertzsprung-Russell dijagram.

Zvijezde glavne sekvence podijeljene su u klase, koje ćemo razmotriti u nastavku:

Klasa O su plave zvijezde, njihova temperatura je 22.000 °C. Tipične zvijezde su Zeta u sazviježđu Puppis, 15 Jednorog.

Klasa B su bijelo-plave zvijezde. Njihova temperatura je 14.000 °C. Njihova temperatura je 14.000 °C. Tipične zvijezde: Epsilon u sazviježđu Orion, Rigel, Kolos.

Klasa A su bijele zvijezde. Njihova temperatura je 10.000 °C. Tipične zvijezde su Sirijus, Vega, Altair.

Klasa F su bijelo-žute zvijezde. Temperatura njihove površine je 6700 °C. Tipične zvijezde Canopus, Procyon, Alpha u sazviježđu Persej.

Klasa G su žute zvijezde. Temperatura 5 500 °S. Tipične zvijezde: Sunce (spektar C-2), Capella, Alpha Centauri.

Klasa K su žuto-narandžaste zvijezde. Temperatura 3 800 °C. Tipične zvijezde: Arthur, Pollux, Alpha Ursa Major.

Klasa M -. Ovo su crvene zvezde. Temperatura 1 800 °C. Tipične zvijezde: Betelgeuse, Antares

Osim zvijezda glavnog niza, astronomi razlikuju sljedeće vrste zvijezda:

Smeđi patuljak očima umjetnika.

Smeđi patuljci su zvijezde u kojima nuklearne reakcije nikada ne bi mogle nadoknaditi gubitke energije zbog zračenja. Njihova spektralna klasa je M - T i Y. Termonuklearni procesi se mogu javiti u smeđim patuljcima, ali njihova masa je još uvijek premala da bi pokrenula reakciju pretvaranja atoma vodika u atome helija, što je glavni uvjet za život punopravnog zvijezda. Smeđi patuljci su prilično "mutni" objekti, ako se taj izraz može primijeniti na takva tijela, a astronomi ih proučavaju uglavnom zbog infracrvenog zračenja koje emituju.

Crveni divovi i supergiganti su zvijezde s prilično niskom efektivnom temperaturom od 2700-4700 ° C, ali sa ogromnom sjajem. Njihov spektar karakteriše prisustvo molekularnih apsorpcionih traka, a maksimum emisije pada na infracrveni opseg.

Zvijezde tipa Wolf-Rayet su klasa zvijezda koje karakteriziraju vrlo visoka temperatura i sjaj. Wolf-Rayetove zvijezde razlikuju se od drugih vrućih zvijezda po prisutnosti u spektru širokih emisionih opsega vodonika, helijuma, kao i kisika, ugljika i dušika u različitim stupnjevima jonizacije. Konačna jasnoća porijekla zvijezda tipa Wolf-Rayet nije postignuta. Međutim, može se tvrditi da su u našoj Galaksiji to ostaci helijuma masivnih zvijezda koje su izbacile značajan dio mase u nekoj fazi svoje evolucije.

Zvijezde T Bika su klasa varijabilnih zvijezda nazvanih po njihovom prototipu T Bika (konačne protozvijezde). Obično se mogu naći blizu molekularnih oblaka i identifikovati po njihovoj (veoma nepravilnoj) optičkoj varijabilnosti i hromosferskoj aktivnosti. Pripadaju zvezdama spektralnih klasa F, G, K, M i imaju masu manju od dva solarna. Njihova površinska temperatura je ista kao i kod zvijezda glavnog niza iste mase, ali imaju nešto veći sjaj jer im je radijus veći. Glavni izvor njihove energije je gravitaciona kompresija.

Jarko plave varijable, poznate i kao S doradus varijable, su vrlo svijetlo plavi pulsirajući hipergiganti nazvani po zvijezdi S Doradus. Izuzetno su rijetki. Jarko plave varijable mogu sijati milion puta jače od Sunca i mogu biti masivne kao 150 solarnih masa, približavajući se teoretskoj granici mase zvijezde, što ih čini najsjajnijim, najtoplijim i najmoćnijim zvijezdama u svemiru.

Bijeli patuljci su vrsta zvijezda koje "umiru". Male zvijezde poput našeg Sunca, koje su široko rasprostranjene u Univerzumu, će se na kraju svog života pretvoriti u bijele patuljke - to su male zvijezde (bivša jezgra zvijezda) vrlo velike gustine, koja je milion puta veća. nego gustina vode. Zvijezda je lišena izvora energije i postepeno se hladi, postaje tamna i nevidljiva, ali proces hlađenja može trajati milijardama godina.

Neutronske zvijezde - klasa zvijezda, poput bijelih patuljaka, nastaju nakon smrti zvijezde s masom od 8-10 solarnih masa (zvijezde sa većom masom se već formiraju). U ovom slučaju, jezgro se komprimira sve dok se većina čestica ne pretvori u neutrone. Jedna od karakteristika neutronskih zvijezda je jako magnetno polje. Zahvaljujući njemu i brzoj rotaciji koju zvijezda postiže uslijed nesfernog kolapsa, u svemiru se uočavaju radio i rendgenski izvori, nazvani pulsari.

Svima su poznata tri stanja materije - čvrsto, tečno i gasovito.. Šta se događa sa supstancom kada se uzastopno zagrije na visoke temperature u zatvorenom volumenu? - Uzastopni prelaz sa jednog stanje agregacije drugome: solidan- tečnost - gas(zbog povećanja brzine kretanja molekula s povećanjem temperature). Daljnjim zagrijavanjem plina na temperaturama iznad 1.200 ºS počinje razgradnja molekula plina na atome, a na temperaturama iznad 10.000 ºS djelomična ili potpuna razgradnja atoma plina na njihove sastavne dijelove. elementarne čestice- elektroni i jezgra atoma. Plazma je četvrto stanje materije, u kojem su molekuli ili atomi materije djelomično ili potpuno uništeni visokim temperaturama ili iz drugih razloga. 99,9% materije u Univerzumu je u stanju plazme.

Zvijezde su klasa kosmičkih tijela mase 10 26 -10 29 kg. Zvijezda je sferično kosmičko tijelo vruće plazme, koje je po pravilu u hidrodinamičkoj i termodinamičkoj ravnoteži.

Ako je ravnoteža poremećena, zvijezda počinje da pulsira (promijene se njene dimenzije, sjaj i temperatura). Zvezda postaje promenljiva zvezda.

promenljiva zvezda je zvijezda čiji se sjaj (prividni sjaj na nebu) mijenja tokom vremena. Razlozi za varijabilnost mogu biti fizički procesi u dubini zvezde. Takve zvijezde se zovu fizičke varijable(na primjer, δ Cephei. Promjenjive zvijezde slične njemu počele su se nazivati Cefeide).

upoznati i eclipse varijable zvijezde čija je varijabilnost uzrokovana međusobnim pomračenjima njihovih komponenti(na primjer, β Perseus - Algol. Njegovu varijabilnost prvi je otkrio talijanski ekonomista i astronom Geminiano Montanari 1669. godine).

Pomračenje promjenljive zvijezde su uvijek duplo, one. sastavljena od dvije blisko razmaknute zvijezde. Promjenjive zvijezde na zvjezdanim kartama označene su zaokruženim krugom:

Zvijezde nisu uvijek lopte. Ako se zvijezda vrlo brzo rotira, tada njen oblik nije sferičan. Zvijezda se skuplja sa polova i postaje poput mandarine ili bundeve (na primjer, Vega, Regulus). Ako je zvijezda dvostruka, onda međusobna privlačnost ovih zvijezda jedna prema drugoj također utječe na njihov oblik. Postaju jajoliki ili u obliku dinje (na primjer, komponente dvojne zvijezde β Lyra ili Spica):

Zvijezde su glavni stanovnici naše Galaksije (naša Galaksija se piše velikim slovom). Sadrži oko 200 milijardi zvijezda. Uz pomoć čak i najvećih teleskopa može se vidjeti samo pola procenta od ukupnog broja zvijezda u Galaksiji. Više od 95% svih materija koje se posmatraju u prirodi koncentrisano je u zvezdama. Preostalih 5% su međuzvjezdani plin, prašina i sva nesvjetleća tijela.

Osim Sunca, sve zvezde su toliko udaljene od nas da se čak i u najvećim teleskopima posmatraju u obliku svetlećih tačaka različitih boja i sjaja. Najbliži Suncu je sistem α Centauri, koji se sastoji od tri zvjezdice. Jedan od njih - crveni patuljak po imenu Proxima - je najbliža zvijezda. Udaljena je 4,2 svjetlosne godine. Do Siriusa - 8.6 St. godine, do Altaira - 17 St. godine. Do Vege - 26 St. godine. Do zvijezde Sjevernjače - 830 St. godine. Do Deneba - 1.500 St. godine. Po prvi put, udaljenost do druge zvijezde (to je bila Vega) 1837. godine uspio je odrediti V.Ya. Struve.

Prva zvijezda koja je uspjela da dobije sliku diska (pa čak i neke tačke na njemu) je Betelgeze (α Orion). Ali to je zato što je Betelgeuze 500-800 puta veći od Sunca u prečniku (zvijezda pulsira). Dobijena je i slika Altairovog diska (α Orao), ali to je zato što je Altair jedna od najbližih zvijezda.

Boja zvijezda ovisi o temperaturi njihovih vanjskih slojeva. Raspon temperature - od 2000 do 60000 °C. Najhladnije zvezde su crvene, a najtoplije plave. Po boji zvijezde možete ocijeniti koliko su topli njeni vanjski slojevi.

Primjeri crvenih zvijezda: Antares (α Škorpion) i Betelgeze (α Orion).

Primjeri narandžastih zvijezda: Aldebaran (α Bik), Arcturus (α Bootes) i Poluks (β Blizanci).

Primjeri žutih zvijezda: Sunce, Kapela (α Aurigae) i Toliman (α Centauri).

Primjeri žućkasto-bijelih zvijezda su Procyon (α Mali Canis) i Canopus (α Carinae).

Primjeri bijelih zvijezda su Sirijus (α Canis Major), Vega (α Lyrae), Altair (α Eagle) i Deneb (α Cygnus).

Primjeri plavkastih zvijezda: Regulus (α Lav) i Spica (α Djevica).

Zbog činjenice da vrlo malo svjetlosti dolazi od zvijezda, ljudsko oko može razlikovati nijanse boja samo u najsjajnijim od njih. Kroz dvogled, a još više kroz teleskop (hvataju više svjetla od oka), boja zvijezda postaje uočljivija.

Temperatura raste sa dubinom. Čak i najhladnije zvezde u centru dostižu milione stepeni. Sunce ima oko 15.000.000°C u centru (koriste i Kelvinovu skalu - skalu apsolutnih temperatura, ali kada je riječ o vrlo visoke temperature, razlika od 273 º između Kelvinove i Celzijusove skale može se zanemariti).

Šta je to što toliko zagrijava unutrašnjost zvijezde? Ispostavilo se da postoje termonuklearni procesi, što rezultira oslobađanjem ogromne količine energije. Na grčkom, "termos" znači toplo. Glavni hemijski element od kojeg se sastoje zvijezde je vodonik. On je taj koji je gorivo za termonuklearne procese. U tim procesima se jezgra atoma vodika pretvaraju u jezgra atoma helija, što je praćeno oslobađanjem energije. Broj jezgara vodika u zvijezdi se smanjuje, dok se broj jezgara helijuma povećava. Vremenom, drugo hemijski elementi. Svi hemijski elementi koji čine molekule razne supstance, nekada su rođeni u utrobi zvijezda."Zvijezde su prošlost čovjeka, a čovjek je budućnost zvijezde", - to se ponekad figurativno kaže.

Proces kojim zvijezda emituje energiju u obliku elektromagnetnih valova i čestica naziva se zračenje. Zvijezde zrače energiju ne samo u obliku svjetlosti i topline, već i druge vrste zračenja - gama zrake, rendgenske zrake, ultraljubičasto, radio zračenje. Osim toga, zvijezde emituju tokove neutralnih i nabijenih čestica. Ovi potoci formiraju zvezdani vetar. Zvezdani vetar je proces odliva materije iz zvezda u svemir. Kao rezultat toga, masa zvijezda se stalno i postepeno smanjuje. To je zvjezdani vjetar sa Sunca (solarni vjetar) koji dovodi do pojave aurore na Zemlji i drugim planetama. Sunčev vetar je taj koji odbija repove kometa od Sunca.

Zvijezde se, naravno, ne pojavljuju iz praznine (prostor između zvijezda nije apsolutni vakuum). Materijal je plin i prašina. Oni su neravnomjerno raspoređeni u prostoru, formirajući bezoblične oblake vrlo niske gustine i ogromnog opsega - od jedne ili dvije do desetine svjetlosnih godina. Takvi oblaci se zovu difuzno magline gasa i prašine. Temperatura u njima je veoma niska - oko -250 °C. Ali ne stvara svaka maglina plin-prašina zvijezde. Neke magline mogu dugo vrijeme postoji bez zvezda. Koji su uslovi potrebni za početak procesa rađanja zvijezda? Prva je masa oblaka. Ako nema dovoljno materije, tada se, naravno, zvijezda neće pojaviti. Drugo, kompaktnost. U oblaku koji je previše proširen i labav, procesi njegovog kompresije ne mogu započeti. Pa, i treće, treba nam sjeme - tj. gomila prašine i gasa, koja će kasnije postati embrion zvezde - protozvezde. protostar je zvijezda u završnoj fazi svog formiranja. Ako su ovi uvjeti ispunjeni, tada počinje gravitacijsko sabijanje i zagrijavanje oblaka. Ovaj proces se završava formiranje zvijezda- pojava novih zvijezda. Ovaj proces traje milionima godina. Astronomi su pronašli magline u kojima je proces formiranja zvijezda u punom jeku - neke zvijezde su već zasvijetlile, neke su u obliku zametaka - protozvijezda, a maglina je još uvijek očuvana. Primjer je Velika maglina Oriona.

Main fizičke karakteristike zvijezde su sjaj, masa i polumjer(ili prečnik), koji se određuju iz zapažanja. Poznavajući ih, kao i hemijski sastav zvijezde (koji je određen njenim spektrom), moguće je izračunati model zvijezde, tj. fizičkih uslova u njegovoj utrobi, da istraži procese koji se u njemu odvijaju.Zaustavimo se detaljnije na glavnim karakteristikama zvijezda.

Težina. Masa se može direktno proceniti samo gravitacionim dejstvom zvezde na okolna tela. Masa Sunca, na primjer, određena je iz poznatih perioda okretanja planeta oko njega. Druge zvijezde ne posmatraju direktno planete. Pouzdano mjerenje mase moguće je samo za binarne zvijezde (u ovom slučaju se koristi Keplerov zakon generaliziran Njutnom III, no i tada je greška 20-60%). Otprilike polovina svih zvijezda u našoj galaksiji su binarne. Mase zvijezda kreću se od ≈0,08 do ≈100 solarnih masa.Zvijezde s masom manjom od 0,08 mase Sunca ne postoje, one jednostavno ne postaju zvijezde, već ostaju tamna tijela.Zvijezde s masom većom od 100 solarnih masa su izuzetno rijetke. Većina zvijezda ima masu manju od 5 solarnih masa. Sudbina zvijezde zavisi od mase, tj. scenarij prema kojem se zvijezda razvija, evoluira. Mali hladni crveni patuljci koriste vodonik veoma ekonomično i stoga njihov život traje stotinama milijardi godina. Životni vek Sunca - žutog patuljka - je oko 10 milijardi godina (Sunce je već proživelo otprilike polovinu svog života). Masivni supergiganti brzo troše vodonik i izumiru u roku od nekoliko miliona godina nakon rođenja. Što je zvezda masivnija, njen životni put je kraći.

Starost svemira procjenjuje se na 13,7 milijardi godina. Dakle, zvijezde starije od 13,7 milijardi godina još ne postoje.

• Zvijezde sa masom 0,08 mase Sunca su smeđi patuljci; njihova sudbina je stalno stezanje i hlađenje sa prestankom svega termonuklearne reakcije i transformacija u tamna tijela nalik planeti.

• Zvijezde sa masom 0,08-0,5 Sunčeve mase (to su uvijek crveni patuljci) nakon trošenja vodonika počinju polako da se smanjuju, dok se zagrijavaju i postaju bijeli patuljak.
  

• Zvijezde sa masom 0,5-8 Sunčeve mase na kraju života prvo se pretvaraju u crvene divove, a zatim u bijele patuljke. U ovom slučaju, vanjski slojevi zvijezde su raspršeni u svemiru u obliku planetarna maglina. Planetarna maglina je često sfernog ili prstenastog oblika.
  

• Zvijezde sa masom 8-10 solarne mase mogu eksplodirati na kraju svog života, ili mogu tiho stare, prvo se pretvarajući u crvene supergigante, a zatim u crvene patuljke.

• Zvijezde s masom većom od 10 mase Sunca na kraju svog životnog puta, prvo postaju crveni supergiganti, zatim eksplodiraju kao supernove (supernova nije nova, već stara zvijezda), a zatim se pretvaraju u neutronske zvijezde ili postaju crne rupe.
  

Crne rupe- to nisu rupe u svemiru, već objekti (ostaci masivnih zvijezda) vrlo velike mase i gustine. Crne rupe ne posjeduju nikakve natprirodne ili magične moći, nisu "čudovišta svemira". Oni jednostavno imaju toliko jako gravitaciono polje da ih nikakvo zračenje (ni vidljivo – svjetlo, ni nevidljivo) ne može napustiti. Stoga crne rupe nisu vidljive. Međutim, mogu se otkriti po njihovom djelovanju na okolne zvijezde, magline. Crne rupe su sasvim uobičajena pojava u svemiru i ne treba ih se bojati. Možda postoji supermasivna crna rupa u centru naše Galaksije.

Radijus (ili prečnik). Veličine zvijezda uvelike variraju - od nekoliko kilometara (neutronske zvijezde) do 2.000 solarnih promjera (supergiganti). Po pravilu, što je zvezda manja, to je veća njena prosečna gustina. At neutronske zvijezde gustina doseže 10 13 g / cm 3! Naprstak takve supstance bio bi težak 10 miliona tona na Zemlji. Ali u supergigantima, gustina je manja od gustine vazduha blizu površine Zemlje.

Prečnici nekih zvijezda u poređenju sa Suncem:

Sirijus i Altair su 1,7 puta veći,

Vega je 2,5 puta veća,

Regulus 3,5 puta više

Arktur je 26 puta veći

Polar je 30 puta veći,

Rigel je 70 puta veći,

Deneb je 200 puta više

Antares je 800 puta veći

YV Canis Major je 2000 puta veći (najveća poznata zvijezda).

Svjetlost je ukupna energija koju emituje objekat (u ovom slučaju zvijezde) u jedinici vremena. Svjetlost zvijezda se obično poredi sa luminoznošću Sunca (svjetlost zvijezda se izražava kroz luminoznost Sunca). Sirijus, na primjer, zrači 22 puta više energije od Sunca (svjetlost Sirijusa je 22 Sunca). Sjaj Vega je 50 Sunaca, a sjaj Deneba je 54.000 Sunca (Deneb je jedna od najmoćnijih zvijezda).

Prividni sjaj (tačnije, sjaj) zvezde na Zemljinom nebu zavisi od:

- udaljenosti do zvezde. Ako nam se zvijezda približi, tada će se njen prividni sjaj postepeno povećavati. Nasuprot tome, kako se zvijezda udaljava od nas, njen prividni sjaj će se postepeno smanjivati. Ako uzmemo dvije identične zvijezde, onda će nam najbliža izgledati svjetlija.

- na temperaturu vanjskih slojeva.Što je zvijezda toplija, to više svjetlosne energije šalje u svemir i izgledat će svjetlije. Ako se zvijezda ohladi, tada će se njen prividni sjaj na nebu smanjiti. Dvije zvijezde iste veličine i na istoj udaljenosti od nas će izgledati iste po prividnom sjaju, pod uslovom da emituju istu količinu svjetlosne energije, tj. imaju istu temperaturu vanjskih slojeva. Ako je jedna od zvijezda hladnija od druge, tada će izgledati manje sjajna.

- veličina (prečnik). Ako uzmemo dvije zvijezde sa istom temperaturom vanjskih slojeva (iste boje) i postavimo ih na istoj udaljenosti od nas, tada će veća zvijezda emitovati više svjetlosne energije, što znači da će izgledati svjetlije na nebu.

- od apsorpcije svetlosti od strane oblaka kosmičke prašine i gasa koji se nalaze na putanji linije vida.Što je deblji sloj kosmičke prašine, to više svjetlosti iz zvijezde apsorbira, a zvijezda se pojavljuje slabije. Ako uzmemo dvije identične zvijezde i postavimo maglinu gas-prašina ispred jedne od njih, tada će samo ova zvijezda izgledati manje sjajna.

- sa visine zvezde iznad horizonta. U blizini horizonta uvijek postoji gusta izmaglica, koja upija dio svjetlosti zvijezda. Blizu horizonta (ubrzo nakon izlaska ili neposredno prije zalaska sunca) zvijezde su uvijek tamnije nego kada su iznad njih.

Veoma je važno ne brkati pojmove "pojaviti se" i "biti". star may biti veoma svetao sam po sebi, ali izgleda prigušeno iz raznih razloga: zbog velike udaljenosti do njega, zbog male veličine, zbog apsorpcije svjetlosti svemirska prašina ili prašine u Zemljinoj atmosferi. Stoga, kada govore o sjaju zvijezde na zemaljskom nebu, koriste frazu "prividna svjetlina" ili "sjaj".

Kao što je već pomenuto, postoje binarne zvezde. Ali postoje i trostruki (na primjer, α Centauri), i četverostruki (na primjer, ε Lyra), i pet, i šest (na primjer, Castor), itd. Pojedinačne zvijezde u zvjezdanom sistemu se nazivaju komponente. Zvijezde sa više od dvije komponente se nazivaju višestruki zvijezde. Sve komponente višestruke zvijezde povezane su međusobnim gravitacijskim silama (formiraju sistem zvijezda) i kreću se po složenim putanjama.

Ako postoji mnogo komponenti, onda ovo više nije višestruka zvijezda, već zvezdano jato. Razlikovati lopta i rasuti zvezdana jata. Kuglasta jata sadrže mnogo starih zvijezda i starija su od otvorenih jata, koja sadrže mnogo mladih zvijezda. Kuglasti skupovi su prilično stabilni, jer zvijezde u njima nalaze se na malim udaljenostima jedna od druge i sile međusobnog privlačenja između njih su mnogo veće nego između zvijezda otvorenih jata. Otvoreni klasteri se vremenom još više raspršuju.

Otvorena jata, kako je tačno, nalaze se u pojasu Mliječnog puta ili u blizini. Obrnuto, kuglasta jata se nalaze na zvjezdano nebo daleko od Mlečnog puta.

Neka zvjezdana jata se čak mogu vidjeti na nebu golim okom. Na primjer, otvorena jata Hijada i Plejada (M 45) u Biku, otvorena jata (M 44) u Raku, kuglasta jata M 13 u Herkulu. Dosta ih se može vidjeti dvogledom.