A szakértők számos elméletet terjesztenek elő előfordulásukra. A legvalószínűbb az alsó szerint, hogy az ilyen kék csillagok nagyon sokáig binárisak voltak, és összeolvadtak. Amikor 2 csillag egyesül, egy új csillag jelenik meg sokkal nagyobb fényerővel, tömeggel, hőmérséklettel.

Példák a kék csillagokra:

• Gamma vitorlák;
• Rigel;
• Zeta Orion;
• Alfa Zsiráf;
• Zeta Korma;
• Tau Canis őrnagy.

Fehér csillagok - fehér csillagok

Egy tudós felfedezett egy nagyon halvány fehér csillagot, amely a Szíriusz műholdja volt, és a Sirius B nevet kapta. Ennek az egyedülálló csillagnak a felszíne 25 000 Kelvinre melegszik fel, sugara kicsi.

Példák a fehér csillagokra:

• Altair a Sas csillagképben;
• Vega a Lyra csillagképben;
• Görgő;
• Sirius.

sárga csillagok - sárga csillagok

Az ilyen csillagok sárga fényűek, és tömegük a Nap tömegén belül van - körülbelül 0,8-1,4. Az ilyen csillagok felületét általában 4-6 ezer Kelvin hőmérsékletre hevítik. Egy ilyen csillag körülbelül 10 milliárd évig él.

Példák a sárga csillagokra:

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

vörös csillagok vörös csillagok

Az első vörös csillagokat 1868-ban fedezték fel. Hőmérsékletük meglehetősen alacsony, és a vörös óriások külső rétegei sok szénnel vannak tele. Korábban az ilyen csillagok két spektrális osztályt alkottak - N és R, de most a tudósok egy másik közös osztályt is azonosítottak, a C-t.

Értékek. Általános megegyezés szerint ezeket a skálákat úgy választják meg, hogy egy fehér csillag, mint a Szíriusz, mindkét skálán azonos magnitúdójú legyen. A fotográfiai és a fotovizuális mennyiségek közötti különbséget egy adott csillag színindexének nevezzük. Az olyan kék csillagok esetében, mint a Rigel, ez a szám negatív lesz, mivel az ilyen csillagok egy közönséges lemezen nagyobb feketítést adnak, mint a sárgára érzékenyen.

Az olyan vörös csillagok esetében, mint a Betelgeuse, a színindex eléri a + 2-3 magnitúdót. Ez a színmérés egyben a csillag felszíni hőmérsékletének mérése is, mivel a kék csillagok sokkal forróbbak, mint a vörösek.

Mivel a színindexek még nagyon halvány csillagokra is könnyen beszerezhetők, megvannak nagyon fontos amikor a csillagok térbeli eloszlását tanulmányozzuk.

A műszerek a csillagok tanulmányozásának legfontosabb eszközei. A csillagok spektrumának legfelszínesebb pillantása is azt mutatja, hogy nem egyformák. A hidrogén Balmer-vonalai bizonyos spektrumokban erősek, bizonyos területeken gyengék, néhányban pedig teljesen hiányoznak.

Hamar kiderült, hogy a csillagok spektruma kis számú osztályra osztható, fokozatosan átmenve egymásba. A jelenlegi spektrális osztályozás a Harvard Obszervatóriumban fejlesztették ki E. Pickering irányításával.

A spektrális osztályokat eleinte latin betűkkel jelölték ábécé sorrendben, de a besorolás finomítása során az egymást követő osztályok következő megnevezéseit hozták létre: O, B, A, F, G, K, M. néhány szokatlan csillagot R, N és S osztályokba sorolnak, és azokat az egyedeket, akik egyáltalán nem illenek bele ebbe a besorolásba, a PEC (különös - különleges) szimbólummal jelölik.

Érdekes megjegyezni, hogy a csillagok osztály szerinti elrendezése egyben szín szerinti elrendezés is.

• A B osztályú csillagok, amelyekhez Rigel és sok más Orion csillag tartozik, kékek;
• O és A osztályok - fehér (Sirius, Deneb);
• F és G osztályok - sárga (Procyon, Capella);
• K és M osztályok - narancs és piros (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).

A spektrumokat ugyanabban a sorrendben elrendezve láthatjuk, hogy az emissziós intenzitás maximuma hogyan tolódik el az ibolya színről a spektrum vörös végére. Ez a hőmérséklet csökkenését jelzi, ahogy az ember az O osztályból az M osztályba kerül. A csillagok helyét a sorozatban inkább a felszíni hőmérséklete határozza meg, mint a kémiai összetétele. Általánosan elfogadott, hogy kémiai összetétel a csillagok túlnyomó többségénél ugyanaz, de a különböző felszíni hőmérsékletek és nyomások nagy különbségeket okoznak a csillagok spektrumában.

Kék O osztályú csillagok a legmelegebbek. Felületi hőmérsékletük eléri a 100 000°C-ot. Spektrumuk könnyen felismerhető néhány jellegzetes fényes vonal meglétéről vagy a háttérnek az ultraibolya tartományba való messze terjedéséről.

Közvetlenül követik őket B osztályú kék csillagok, szintén nagyon forróak (felületi hőmérséklet 25 000°C). Spektrumuk hélium és hidrogén vonalakat tartalmaz. Az előbbi gyengül, míg az utóbbi erősödik az átmenet során A osztály.

BAN BEN F és G osztályok(egy tipikus G-osztályú csillag a mi Napunk) a kalcium és más fémek, például a vas és a magnézium vonalai fokozatosan növekednek.

BAN BEN K osztály a kalciumvonalak nagyon erősek, és molekuláris sávok is megjelennek.

M osztály magában foglalja a 3000 °C alatti felületi hőmérsékletű vörös csillagokat; spektrumaikban titán-oxid sávok láthatók.

R, N és S osztályok a hideg csillagok párhuzamos ágához tartoznak, amelyek spektruma más molekuláris komponenseket is tartalmaz.

Az ínyencek számára azonban nagyon nagy különbség van a "hideg" és a "forró" B osztályú csillagok között. Egy pontos osztályozási rendszerben minden osztályt több további alosztályra osztanak fel. A legmenőbb B osztályú sztárok VO alosztály, csillagok átlagos hőmérséklettel ebben az osztályban - k B5 alosztály, a leghidegebb csillagok - hogy alosztály B9. A csillagok közvetlenül mögöttük vannak. AO alosztály.

A csillagok spektrumának tanulmányozása nagyon hasznosnak bizonyul, mivel lehetővé teszi a csillagok hozzávetőleges osztályozását abszolút magnitúdójuk szerint. Például a VZ csillag egy óriás, amelynek abszolút magnitúdója körülbelül -2,5. Lehetséges azonban, hogy a csillag tízszer fényesebb (abszolút érték - 5,0) vagy tízszer halványabb (abszolút érték 0,0), mivel nem lehet pontosabb becslést adni önmagában a spektrális típusból.

A csillagspektrumok osztályozásának felállításakor nagyon fontos, hogy az egyes spektrális osztályokon belül megpróbáljuk elkülöníteni az óriásokat a törpéktől, vagy ahol ez a felosztás nem létezik, az óriások normál sorozatából kiemelni a túl magas vagy túl alacsony csillagokat. fényesség.

A teleszkóp 2 milliárd csillagot képes megfigyelni 21-ig nagyságrendű. Létezik a csillagok Harvard spektrális osztályozása. Ebben a spektrális típusok csökkenő csillaghőmérséklet szerinti sorrendben vannak elrendezve. Az osztályokat a latin ábécé betűi jelölik. Hét van belőle: O - B - A - P - O - K - M.

A csillag külső rétegeinek hőmérsékletének jó mutatója a színe. Az O és B spektrumtípusú forró csillagok kékek; a Napunkhoz hasonló csillagok (amelynek színképtípusa 02) sárgának tűnnek, míg a K és M spektrális osztályba tartozó csillagok vörösek.

A csillagok fényereje és színe

Minden csillagnak van színe. Vannak kék, fehér, sárga, sárgás, narancssárga és vörös csillagok. Például Betelgeuse vörös csillag, Castor fehér, Capella sárga. Fényerő szerint csillagokra vannak osztva 1., 2., ... n-edik csillagértékek (n max = 25). A „nagyság” kifejezésnek semmi köze a valódi méretekhez. A magnitúdó egy csillagból a Földre érkező fényáramot jellemzi. A csillagok magnitúdói lehetnek töredékesek és negatívak is. A magnitúdóskála a szem fényérzékelésén alapul. A csillagok csillagmagasságra való felosztását a látszólagos fényesség szerint az ókori görög csillagász, Hipparkhosz (Kr. e. 180-110) végezte. A legtöbb fényes csillagok Hipparkhosz tulajdonította az első nagyságot; a fényességi fokozatban következőt (azaz körülbelül 2,5-szer gyengébbet) a második magnitúdójú csillagoknak tartotta; a második magnitúdójú csillagoknál 2,5-szer gyengébb csillagokat harmadik magnitúdójú csillagoknak stb. a szabad szemmel való láthatóság határán lévő csillagok hatodik magnitúdót kaptak.

A csillagok fényességének ilyen gradációjával kiderült, hogy a hatodik magnitúdójú csillagok 2,55-szer gyengébbek, mint az első magnitúdójú csillagok. Ezért 1856-ban N. K. Pogsoy (1829-1891) angol csillagász azt javasolta, hogy azokat tekintsék hatodik magnitúdójú csillagoknak, amelyek pontosan 100-szor halványabbak, mint az első magnitúdójú csillagok. Minden csillag különböző távolságra található a Földtől. Könnyebb lenne összehasonlítani a nagyságrendeket, ha a távolságok egyenlőek lennének.

Abszolút magnitúdónak nevezzük azt a magnitúdót, amivel egy csillag 10 parszek távolságra lenne. Meg van adva az abszolút csillagmagasság - Més a látszólagos csillagmagasság - m.

A csillagok külső rétegeinek kémiai összetételét, ahonnan sugárzásuk származik, a hidrogén teljes túlsúlya jellemzi. A második helyen a hélium áll, a többi elem tartalma pedig meglehetősen kicsi.

A csillagok hőmérséklete és tömege

A csillag spektrális típusának vagy színének ismerete azonnal megadja a felszínének hőmérsékletét. Mivel a csillagok hozzávetőleg úgy sugároznak, mint a megfelelő hőmérsékletű abszolút fekete testek, a felületük egységnyi időegysége által kisugárzott teljesítményt a Stefan-Boltzmann törvény határozza meg.

A csillagok felosztása a csillagok fényességének hőmérsékletükkel, színükkel és abszolút magnitúdójukkal való összehasonlítása alapján (Hertzsprung-Russell diagram):

1. a fő sorozat (közepén a Nap - egy sárga törpe)
2. szuperóriások (nagy méretű és nagy fényerő: Antares, Betelgeuse)
3. vörös óriás sorozat
4. törpék (fehér - Sirius)
5. szubtörpék
6. fehér-kék sorozat

Ez a felosztás a sztár életkorán is alapul.

A következő csillagokat különböztetjük meg:

1. közönséges (Nap);
2. double (Mizar, Albkor) a következőkre oszlik:

• a) vizuális kettős, ha a kettősségük távcsőben történő megfigyeléskor észrevehető;
• b) többszörösek - ez egy olyan csillagrendszer, amelynek száma nagyobb, mint 2, de kisebb, mint 10;
• c) optikai-kettős - ezek olyan csillagok, amelyek közelsége az égre való véletlenszerű vetítés eredménye, és az űrben messze vannak;
• d) a fizikai binárisok olyan csillagok, amelyek egyetlen rendszert alkotnak, és kölcsönös vonzási erők hatására keringenek egy közös tömegközéppont körül;
• e) a spektroszkópiai binárisok olyan csillagok, amelyek kölcsönösen forogva közel kerülnek egymáshoz, és kettősségük a spektrumból meghatározható;
• e) eclipsing bináris - ezek csillagok "amelyek kölcsönösen forogva blokkolják egymást;

változók (b Cephei). A cefeidák a csillagok fényességének változói. A fényerő változásának amplitúdója nem több, mint 1,5 magnitúdó. Ezek lüktető csillagok, vagyis időszakosan kitágulnak és összehúzódnak. A külső rétegek összenyomódása miatt felmelegednek;

nem helyhez kötött.

új sztárok- ezek olyan csillagok, amelyek sokáig léteztek, de hirtelen fellángoltak. Fényességük rövid időn belül 10 000-szeresére nőtt (a fényerő változásának amplitúdója 7-ről 14 magnitúdóra).

szupernóvák- ezek olyan csillagok, amelyek láthatatlanok voltak az égen, de hirtelen felvillantak, és fényességük 1000-szeresére nőtt a közönséges új csillagokhoz képest.

Pulzár- neutroncsillag, amely szupernóva-robbanás során keletkezik.

A pulzárok teljes számára és élettartamára vonatkozó adatok azt mutatják, hogy évszázadonként átlagosan 2-3 pulzár születik, ami hozzávetőlegesen egybeesik a szupernóva-robbanások gyakoriságával a Galaxisban.

Csillagfejlődés

Mint minden test a természetben, a csillagok sem maradnak változatlanok, születnek, fejlődnek és végül meghalnak. A csillagászok korábban azt gondolták, hogy évmilliókig tart, mire csillagközi gázból és porból csillag keletkezett. De utóbbi évek fényképeket készítettek az égbolt azon régiójáról, amely az Orion Nagy-köd része, ahol néhány év alatt egy kis csillaghalmaz jelent meg. Az 1947-es felvételeken egy három csillagszerű objektumcsoportot rögzítettek ezen a helyen. 1954-re néhányuk hosszúkássá vált, és 1959-re ezek a hosszúkás képződmények különálló csillagokká bomlottak fel. Az emberiség történetében először az emberek szó szerint a szemünk láttára figyelték meg a csillagok születését.

Az égbolt sok részén megvannak a szükséges feltételek a csillagok megjelenéséhez. A Tejútrendszer homályos területeiről készült fényképek tanulmányozásakor szabálytalan alakú kis fekete foltokat vagy gömbölyűket lehetett találni, amelyek hatalmas por- és gázfelhalmozódást jelentenek. Ezek a gáz- és porfelhők porszemcséket tartalmaznak, amelyek nagyon erősen elnyelik a mögöttük lévő csillagokból érkező fényt. A gömbök mérete hatalmas - akár több fényév átmérőjű. Annak ellenére, hogy ezekben a halmazokban az anyag nagyon ritka, össztérfogatuk olyan nagy, hogy ez elég kis csillaghalmazok kialakításához, amelyek tömegük közel van a Naphoz.

Egy fekete gömbben a környező csillagok által kibocsátott sugárzási nyomás hatására az anyag összenyomódik és tömörödik. Az ilyen tömörítés egy ideig folytatódik, a gömbölyűt körülvevő sugárforrásoktól és az utóbbi intenzitásától függően. A gömbölyű közepén lévő tömegkoncentrációból eredő gravitációs erők szintén hajlamosak a gömböcske összenyomására, aminek következtében az anyag a középpontja felé esik. Leesve az anyag részecskéi megszerzik kinetikus energiaés a gázok felmelegítik a bal oldali felhőt.

Az anyag esése több száz évig is eltarthat. Eleinte lassan, sietve történik, mivel a gravitációs erők, amelyek a részecskéket a központba vonzzák, még nagyon gyengék. Egy idő után, amikor a gömböcske kisebb lesz, és a gravitációs tér növekszik, az esés gyorsabban kezd bekövetkezni. De a gömböcske hatalmas, nem kisebb fényévátmérőben. Ez azt jelenti, hogy a távolság a külső határától a központig meghaladhatja a 10 billió kilométert. Ha egy részecske a gömböcske széléről valamivel 2 km/s-nál kisebb sebességgel kezd zuhanni a középpont felé, akkor csak 200 000 év múlva éri el a középpontot.

A csillagok élettartama a tömegétől függ. A Nap tömegénél kisebb tömegű csillagok nagyon takarékosan használják nukleáris üzemanyagukat, és akár több tízmilliárd évig is ragyoghatnak. A Naphoz hasonló csillagok külső rétegei, amelyek tömege nem haladja meg az 1,2 naptömeget, fokozatosan kitágulnak, és végül teljesen elhagyják a csillag magját. Az óriás helyén egy kicsi és forró fehér törpe marad.

fő szekvencia. Csillagunk is ebbe a típusba tartozik -. A csillagfejlődés szempontjából a fő sorozat az a hely a Hertzsprung-Russell diagramon, ahol a csillag élete nagy részét tölti.

Hertzsprung-Russell diagram.

A fő sorozatú csillagok osztályokra vannak osztva, amelyeket az alábbiakban fogunk figyelembe venni:

Az O osztály kék csillagok, hőmérsékletük 22 000 °C. Tipikus csillagok a Zéta a Puppis, 15 Unicorn csillagképben.

A B osztályú fehér-kék csillagok. Hőmérsékletük 14 000 °C. Hőmérsékletük 14 000 °C. Tipikus csillagok: Epsilon az Orion csillagképben, Rigel, Kolos.

Az A osztály fehér csillagok. Hőmérsékletük 10 000 °C. Tipikus csillagok a Sirius, Vega, Altair.

Az F osztály fehér-sárga csillagok. Felületi hőmérsékletük 6700 °C. Tipikus csillagok Canopus, Procyon, Alpha a Perszeusz csillagképben.

A G osztály sárga csillagok. Hőmérséklet 5 500 °С. Tipikus csillagok: Nap (C-2 spektrum), Capella, Alpha Centauri.

A K osztály sárgás-narancssárga csillagok. Hőmérséklet 3 800 °C. Tipikus sztárok: Arthur, Pollux, Alpha Ursa Major.

M osztály -. Ezek vörös csillagok. Hőmérséklet 1 800 °C. Tipikus sztárok: Betelgeuse, Antares

A fősorozatú csillagok mellett a csillagászok a következő csillagtípusokat különböztetik meg:

Barna törpe egy művész szemével.

A barna törpék olyan csillagok, amelyekben a nukleáris reakciók soha nem tudták kompenzálni a sugárzás miatti energiaveszteséget. Spektrális osztályuk M - T és Y. A barna törpékben termonukleáris folyamatok végbemenhetnek, de tömegük még mindig túl kicsi ahhoz, hogy beinduljon a hidrogénatomok hélium atomokká történő átalakulásának reakciója, ami a teljes értékű ember életének fő feltétele. csillag. A barna törpék meglehetősen "halvány" objektumok, ha ez a kifejezés az ilyen testekre alkalmazható, és a csillagászok elsősorban az általuk kibocsátott infravörös sugárzás miatt vizsgálják őket.

A vörös óriások és szuperóriások meglehetősen alacsony, 2700-4700 ° C-os effektív hőmérsékletű csillagok, de hatalmas fényerővel. Spektrumukra molekuláris abszorpciós sávok jelenléte jellemző, az emissziós maximum az infravörös tartományra esik.

A Wolf-Rayet típusú csillagok a csillagok egy osztálya, amelyeket nagyon magas hőmérséklet és fényerő jellemez. A Wolf-Rayet csillagok abban különböznek a többi forró csillagtól, hogy a spektrumban széles emissziós sávokban jelen vannak a hidrogén, a hélium, valamint az oxigén, a szén és a nitrogén különböző fokú ionizációs fokozataiban. A Wolf-Rayet típusú csillagok eredetének végső tisztázása nem sikerült. Azonban vitatható, hogy galaxisunkban ezek olyan hatalmas csillagok héliummaradványai, amelyek evolúciójuk valamely szakaszában tömegük jelentős részét ontják.

A T Tauri csillagok a változó csillagok egy osztálya, amelyet a T Tauri prototípusukról (végső protocsillagok) neveztek el. Általában a molekulafelhők közelében találhatók, és (nagyon szabálytalan) optikai változékonyságuk és kromoszférikus aktivitásuk alapján azonosíthatók. Az F, G, K, M spektrális osztályba tartozó csillagok közé tartoznak, tömegük két napnál kisebb. Felületi hőmérsékletük megegyezik az azonos tömegű fősorozatú csillagokéval, de fényességük valamivel nagyobb, mert a sugaruk nagyobb. Energiájuk fő forrása a gravitációs kompresszió.

A világoskék változók, más néven S doradus változók, nagyon élénk kék pulzáló hiperóriások, amelyeket az S Doradus csillagról neveztek el. Rendkívül ritkák. Az élénkkék változók milliószor fényesebben ragyoghatnak, mint a Nap, és elérhetik a 150 naptömeg tömegét, megközelítve a csillag elméleti tömeghatárát, így a világegyetem legfényesebb, legforróbb és legerősebb csillagai.

A fehér törpék a "haldokló" csillagok egy fajtája. Az univerzumban széles körben elterjedt kis csillagok, mint például a Napunk, életük végén fehér törpékké válnak – ezek kis csillagok (a csillagok egykori magjai), nagyon nagy sűrűséggel, ami milliószor nagyobb. mint a víz sűrűsége. A csillagot megfosztják energiaforrásaitól, és fokozatosan lehűl, sötét lesz és láthatatlan, de a lehűlési folyamat akár több milliárd évig is eltarthat.

A neutroncsillagok - a fehér törpékhez hasonlóan a csillagok egy osztálya egy 8-10 naptömegű csillag halála után jön létre (a nagyobb tömegű csillagok már kialakulnak). Ebben az esetben az atommag addig összenyomódik, amíg a részecskék többsége neutronná nem változik. A neutroncsillagok egyik jellemzője az erős mágneses tér. Ennek és a csillag által a nem gömb alakú összeomlás következtében elért gyors forgásnak köszönhetően rádió- és röntgenforrások, úgynevezett pulzárok figyelhetők meg az űrben.

Mindenki ismeri az anyag három halmazállapotát - szilárd, folyékony és gáz halmazállapotú.. Mi történik egy anyaggal, ha zárt térben egymás után magas hőmérsékletre hevítik? - Egymás utáni átmenet egyről az összesítés állapota másikba: szilárd- folyadék - gáz(a molekulák mozgási sebességének növekedése miatt a hőmérséklet emelkedésével). A gáz 1200 ºС feletti hőmérsékleten történő további melegítésével megkezdődik a gázmolekulák atomokká bomlása, 10 000 ºС felett pedig a gázatomok részleges vagy teljes bomlása összetevőikre. elemi részecskék- elektronok és atommagok. A plazma az anyag negyedik halmazállapota, amelyben az anyag molekulái vagy atomjai részben vagy teljesen elpusztulnak magas hőmérséklet hatására vagy egyéb okok miatt. Az Univerzum anyagának 99,9%-a plazma állapotú.

A csillagok a kozmikus testek egy osztálya, amelyek tömege 10 26-10 29 kg. A csillag egy forró plazmagömb alakú kozmikus test, amely általában hidrodinamikai és termodinamikai egyensúlyban van.

Ha az egyensúly megbomlik, a csillag pulzálni kezd (a méretei, fényereje és hőmérséklete megváltozik). A csillag változócsillaggá válik.

változó csillag egy csillag, amelynek ragyogása (látszólagos fényessége az égen) idővel változik. A változékonyság okai lehetnek fizikai folyamatok egy csillag mélyén. Az ilyen csillagokat hívják fizikai változók(például δ Cephei. A hozzá hasonló változócsillagokat kezdték nevezni cefeidák).

találkozni és fogyatkozási változók csillagok, amelyek változékonyságát összetevőik kölcsönös fogyatkozása okozza(például β Perseus - Algol. Változékonyságát először Geminiano Montanari olasz közgazdász és csillagász fedezte fel 1669-ben).

Az elhomályosuló változócsillagok mindig kettős, azok. két egymáshoz közel álló csillagból áll. A változócsillagokat a csillagtérképeken egy bekarikázott kör jelzi:

A csillagok nem mindig golyók. Ha a csillag nagyon gyorsan forog, akkor az alakja nem gömb alakú. A csillag összezsugorodik a pólusoktól, és olyan lesz, mint egy mandarin vagy egy sütőtök (például Vega, Regulus). Ha a csillag kettős, akkor ezeknek a csillagoknak egymáshoz való kölcsönös vonzása is befolyásolja alakjukat. Tojás alakúak vagy dinnye alakúak lesznek (például a β Lyra vagy a Spica kettőscsillag összetevői):

Galaxisunk fő lakói a csillagok (a mi Galaxisunkat nagybetűvel írjuk). Körülbelül 200 milliárd csillagot tartalmaz. A legnagyobb teleszkópok segítségével is a Galaxis teljes csillagszámának csak fél százaléka látható. A természetben megfigyelt összes anyag több mint 95%-a a csillagokban koncentrálódik. A fennmaradó 5% csillagközi gáz, por és minden nem világító test.

A Napon kívül minden csillag olyan távol van tőlünk, hogy még a legnagyobb távcsövekben is különböző színű és fényes fénypontok formájában figyelhetők meg. A Naphoz legközelebb az α Centauri rendszer áll, amely a három csillag. Egyikük - a Proxima nevű vörös törpe - a legközelebbi csillag. 4,2 fényévre van. Szíriuszhoz - 8.6 St. év, Altair - St. 17. évek. Vegába - St. 26. évek. A Sarkcsillaghoz - 830 St. évek. Denebbe - 1500 St. évek. Először 1837-ben volt képes meghatározni V.Yát egy másik csillagtól (ez volt a Vega) lévő távolság. Struve.

Az első csillag, akinek sikerült képet készítenie a lemezről (sőt még néhány folt is rajta), a Betelgeuse (α Orion). De ez azért van így, mert a Betelgeuse átmérője 500-800-szor nagyobb, mint a Nap (a csillag lüktet). Altair (α Eagle) korongjának képe is elkészült, de ez azért van, mert az Altair az egyik legközelebbi csillag.

A csillagok színe a külső rétegeik hőmérsékletétől függ. Hőmérséklet tartomány - 2000 és 60000 °C között. A leghidegebb csillagok vörösek, a legforróbbak pedig kékek. A csillag színe alapján meg tudja ítélni, mennyire melegek a külső rétegei.

Példák vörös csillagokra: Antares (α Skorpió) és Betelgeuse (α Orion).

Példák narancssárga csillagokra: Aldebaran (α Bika), Arcturus (α Bootes) és Pollux (β Gemini).

Példák a sárga csillagokra: Nap, Capella (α Aurigae) és Toliman (α Centauri).

Sárgásfehér csillagok például a Procyon (α Minor Canis) és a Canopus (α Carinae).

A fehér csillagok példái a Sirius (α Canis Major), a Vega (α Lyrae), az Altair (α Eagle) és a Deneb (α Cygnus).

Példák kékes csillagokra: Regulus (α Leo) és Spica (α Szűz).

Tekintettel arra, hogy nagyon kevés fény érkezik a csillagokból, az emberi szem csak a legfényesebb színárnyalatokat képes megkülönböztetni. Távcsővel és még inkább távcsővel (több fényt rögzítenek, mint a szem) a csillagok színe észrevehetőbbé válik.

A hőmérséklet a mélységgel nő. Még a középpontban lévő leghidegebb csillagok is elérik a több millió fokot. A Nap középpontjában körülbelül 15 000 000 °C van (használják a Kelvin-skálát is - az abszolút hőmérsékletek skáláját, de ha nagyon magas hőmérsékletek, a Kelvin és Celsius skála közötti 273 º-os különbség elhanyagolható).

Mi az, ami annyira felmelegíti a csillagok belsejét? Kiderült, hogy vannak termonukleáris folyamatok, aminek következtében hatalmas mennyiségű energia szabadul fel. Görögül a "termosz" azt jelenti, hogy meleg. A fő kémiai elem, amelyből a csillagok állnak hidrogén.Ő az, aki a termonukleáris folyamatok üzemanyaga. Ezekben a folyamatokban a hidrogénatomok magjai hélium atommagokká alakulnak, ami energia felszabadulásával jár. A csillagban a hidrogénatommagok száma csökken, míg a héliummagok száma nő. Idővel más kémiai elemek. Minden kémiai elem, amely molekulákat alkot különféle anyagok, egykor a csillagok belsejében születtek."A csillagok az ember múltja, az ember pedig a csillag jövője" - mondják néha képletesen.

Azt a folyamatot, amelynek során egy csillag elektromágneses hullámok és részecskék formájában energiát bocsát ki, az úgynevezett sugárzás. A csillagok nemcsak fény és hő formájában sugároznak energiát, hanem más típusú sugárzást is - gamma-, röntgen-, ultraibolya-, rádiósugárzást. Ezenkívül a csillagok semleges és töltött részecskék áramlását bocsátják ki. Ezek a patakok alkotják a csillagszelet. Csillagszél az anyagnak a csillagokból a világűrbe való kiáramlásának folyamata. Ennek eredményeként a csillagok tömege folyamatosan és fokozatosan csökken. A Napból érkező csillagszél (napszél) az aurórák megjelenéséhez vezet a Földön és más bolygókon. A napszél az, amely eltéríti az üstökösök farkát a Naptól.

A csillagok természetesen nem az ürességből jelennek meg (a csillagok közötti tér nem abszolút vákuum). Anyaga gáz és por. Egyenetlenül oszlanak el az űrben, alaktalan, nagyon alacsony sűrűségű és hatalmas kiterjedésű felhőket képezve - egy-két fényévtől tíz fényévig. Az ilyen felhőket hívják diffúz gáz- és porködök. A hőmérséklet bennük nagyon alacsony - körülbelül -250 ° C. De nem minden gáz-por köd hoz létre csillagokat. Egyes ködök előfordulhatnak hosszú idő léteznek csillagok nélkül. Milyen feltételek szükségesek a csillagok születési folyamatának megindulásához? Az első a felhő tömege. Ha nincs elég anyag, akkor természetesen a csillag nem jelenik meg. Másodszor a tömörség. A túl kiterjedt és laza felhőben a tömörítési folyamatok nem indulhatnak el. Nos, és harmadszor, szükségünk van egy magra - pl. egy csomó por és gáz, amely később egy csillag embriója lesz - egy protocsillag. protosztár egy csillag a kialakulásának végső szakaszában. Ha ezek a feltételek teljesülnek, akkor megkezdődik a felhő gravitációs összenyomása és melegítése. Ez a folyamat véget ér csillagképződés- új csillagok megjelenése. Ez a folyamat több millió évig tart. A csillagászok olyan ködöket találtak, amelyekben a csillagkeletkezés folyamata javában zajlik - egyes csillagok már kigyúltak, vannak, amelyek embriók formájában vannak - protocsillagok, és a köd még megőrződött. Ilyen például az Orion Nagy-köd.

Fő fizikai jellemzők A csillagok fényessége, tömege és sugara(vagy átmérő), amelyeket megfigyelések alapján határoznak meg. Ezek, valamint a csillag kémiai összetételének ismeretében (amit a spektruma határoz meg) ki lehet számítani a csillag modelljét, i.e. fizikai feltételek a beleiben, feltárni a benne lejátszódó folyamatokat.Nézzük meg részletesebben a csillagok fő jellemzőit.

Súly. A tömeget közvetlenül csak a csillagnak a környező testekre gyakorolt ​​gravitációs hatása alapján lehet megbecsülni. A Nap tömegét például a körülötte lévő bolygók ismert forgási periódusai alapján határozták meg. Más csillagok nem figyelik közvetlenül a bolygókat. Megbízható tömegmérés csak kettőscsillagoknál lehetséges (ebben az esetben a Newton III által általánosított Kepler-törvényt alkalmazzuk, no és akkor a hiba 20-60%). Galaxisunk összes csillagának körülbelül a fele kettős. A csillagok tömege ≈0,08 és ≈100 naptömeg között mozog.A Nap tömegének 0,08 tömegénél kisebb tömegű csillagok nem léteznek, egyszerűen nem válnak csillagokká, hanem sötét testek maradnak.A 100 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok rendkívül ritkák. A legtöbb csillag tömege 5 naptömegnél kisebb. A csillag sorsa a tömegtől függ, i.e. a forgatókönyv, amely szerint a csillag fejlődik, fejlődik. A kis hideg vörös törpék nagyon gazdaságosan használják a hidrogént, ezért élettartamuk több száz milliárd év. A Nap - egy sárga törpe - élettartama körülbelül 10 milliárd év (a Nap életének körülbelül a felét már leélte). A hatalmas szuperóriások gyorsan fogyasztják a hidrogént, és születésük után néhány millió éven belül kihalnak. Minél nagyobb egy csillag, annál rövidebb az életútja.

A világegyetem korát 13,7 milliárd évre becsülik. Ezért 13,7 milliárd évnél idősebb csillagok még nem léteznek.

• Csillagok tömeggel 0,08 a Nap tömegei barna törpék; sorsuk az állandó összehúzódás és lehűlés minden megszűnésével termonukleáris reakciókés átalakul sötét bolygószerű testekké.

• Csillagok tömeggel 0,08-0,5 a Nap tömegei (ezek mindig vörös törpék) a hidrogénfogyasztás után lassan zsugorodni kezdenek, miközben felmelegednek és fehér törpévé válnak.
  

• Csillagok tömeggel 0,5-8 A Nap tömegei életük végén először vörös óriásokká, majd fehér törpékké válnak. Ebben az esetben a csillag külső rétegei a külső térben szétszóródnak a formában bolygóköd. A bolygóköd gyakran gömb vagy gyűrű alakú.
  

• Csillagok tömeggel 8-10 A naptömegek életük végén felrobbanhatnak, vagy csendesen megöregedhetnek, először vörös szuperóriásokká, majd vörös törpékké válva.

• Csillagok, amelyek tömege nagyobb, mint 10 A Nap tömegei életútjuk végén először vörös szuperóriásokká válnak, majd szupernóvaként felrobbannak (a szupernóva nem új, hanem régi csillag), majd neutroncsillagokká vagy fekete lyukakká alakulnak.
  

Fekete lyukak- ezek nem lyukak a világűrben, hanem nagyon nagy tömegű és sűrűségű objektumok (masszív csillagok maradványai). A fekete lyukak nem rendelkeznek semmiféle természetfeletti vagy mágikus erővel, nem „az Univerzum szörnyei”. Csak olyan erős gravitációs terük van, hogy semmilyen sugárzás (sem látható - fény, sem láthatatlan) nem hagyhatja el őket. Ezért a fekete lyukak nem láthatók. A környező csillagokra, ködökre gyakorolt ​​hatásuk alapján azonban kimutathatók. A fekete lyukak teljesen általános jelenségek az Univerzumban, és nem kell félni tőlük. Valószínűleg egy szupermasszív fekete lyuk található Galaxisunk közepén.

Sugár (vagy átmérő). A csillagok mérete igen változatos – néhány kilométertől (neutroncsillagok) egészen 2000 napátmérőig (szuperóriásokig). Általános szabály, hogy minél kisebb a csillag, annál nagyobb az átlagos sűrűsége. Nál nél neutroncsillagok sűrűsége eléri a 10 13 g / cm 3 -t! Egy ilyen anyag gyűszűje 10 millió tonnát nyomna a Földön. De szuperóriásokban a sűrűség kisebb, mint a levegő sűrűsége a Föld felszínéhez közel.

Néhány csillag átmérője a Naphoz viszonyítva:

A Sirius és az Altair 1,7-szer nagyobb,

A Vega 2,5-szer nagyobb,

Regulus 3,5-szer több

Az Arcturus 26-szor nagyobb

A sarki 30-szor nagyobb,

Rigel 70-szer nagyobb,

Deneb 200-szor több

Antares 800-szor nagyobb

Az YV Canis Major 2000-szer nagyobb (a legnagyobb ismert csillag).

A fényerő az a teljes energia, amelyet egy objektum (ebben az esetben a csillagok) bocsát ki időegység alatt. A csillagok fényességét általában a Nap fényességével hasonlítják össze (a csillagok fényességét a Nap fényességével fejezik ki). A Szíriusz például 22-szer több energiát sugároz ki, mint a Nap (a Szíriusz fényereje 22 Nap). A Vega fényereje 50 nap, a Denebé pedig 54 000 nap (a Deneb az egyik legerősebb csillag).

Egy csillag látszólagos fényessége (helyesebben ragyogása) a földi égbolton a következőktől függ:

- távolság a csillagtól. Ha egy csillag közeledik felénk, akkor a látszólagos fényessége fokozatosan növekszik. Ezzel szemben, ahogy egy csillag távolodik tőlünk, látszólagos fényessége fokozatosan csökken. Ha két egyforma csillagot veszünk, akkor a hozzánk legközelebbi fényesebbnek tűnik.

- a külső rétegek hőmérsékletén. Minél melegebb a csillag, annál több fényenergiát küld az űrbe, és annál fényesebbnek tűnik. Ha egy csillag lehűl, akkor a látszólagos fényessége az égen csökken. Két egyforma méretű és tőlünk azonos távolságra lévő csillag látszólagos fényességében egyformának fog megjelenni, feltéve, hogy ugyanannyi fényenergiát bocsátanak ki, pl. a külső rétegek hőmérséklete megegyezik. Ha az egyik csillag hidegebb, mint a másik, akkor kevésbé tűnik fényesnek.

- méret (átmérő). Ha veszünk két, a külső rétegek azonos hőmérsékletű (azonos színű) csillagot tőlünk azonos távolságra, akkor a nagyobb csillag több fényenergiát bocsát ki, ami azt jelenti, hogy világosabbnak fog tűnni az égen.

- a látóvonal útjába eső kozmikus por- és gázfelhők általi fényelnyelésből. Minél vastagabb a kozmikus porréteg, annál több fényt nyel el a csillagból, és annál halványabbnak tűnik a csillag. Ha veszünk két egyforma csillagot, és az egyik elé gáz-por ködöt helyezünk, akkor éppen ez a csillag fog kevésbé fényesnek tűnni.

- a csillag horizont feletti magasságából. A horizont közelében mindig sűrű köd van, amely elnyeli a csillagok fényének egy részét. A horizont közelében (röviddel napkelte után vagy röviddel napnyugta előtt) a csillagok mindig halványabbnak tűnnek, mint a fejük felett.

Nagyon fontos, hogy ne keverjük össze a „megjelenik” és a „legyen” fogalmakat. csillag május lenniönmagában nagyon fényes, de látszik halvány különböző okok miatt: a nagy távolság miatt, a kis mérete miatt, a fényelnyelése miatt űrpor vagy por a Föld légkörében. Ezért, amikor egy csillag fényességéről beszélnek a földi égbolton, ezt a kifejezést használják „látszólagos fényesség” vagy „ragyogás”.

Mint már említettük, léteznek kettős csillagok. De van még hármas (például α Centauri), négyes (például ε Lyra), ötös és hat (például Castor) stb. A csillagrendszerben lévő egyes csillagokat ún alkatrészek. A kettőnél több összetevőből álló csillagokat nevezzük többszörösei csillagok. A több csillag összes alkotóeleme kölcsönös gravitációs erők által összekapcsolódik (csillagrendszert alkotnak), és összetett pályákon mozognak.

Ha sok alkatrész van, akkor ez már nem több csillag, hanem csillaghalmaz. Megkülönböztetni labdaÉs elszórt csillaghalmazok. A gömbhalmazok sok régi csillagot tartalmaznak, és idősebbek, mint a nyitott halmazok, amelyek sok fiatal csillagot tartalmaznak. A gömbhalmazok meglehetősen stabilak, mert a bennük lévő csillagok kis távolságra vannak egymástól, és a köztük lévő kölcsönös vonzási erők sokkal nagyobbak, mint a nyitott halmazok csillagai között. A nyitott klaszterek idővel még jobban szétszóródnak.

A nyílt klaszterek, ahogy igaz, a Tejút sávjában vagy annak közelében helyezkednek el. Ezzel szemben a gömbhalmazok a helyen helyezkednek el csillagos égbolt távol a Tejúttól.

Néhány csillaghalmaz még az égen is látható szabad szemmel. Például a Hiádok és Plejádok (M 45) nyílt klaszterei a Bikában, a Jászol (M 44) nyílt halmazai a Rákban, az M 13 gömbhalmaz a Herkulesben. Elég sok belőlük látható távcsővel.