Gli esperti hanno avanzato diverse teorie sulla loro presenza. Il più probabile del fondo dice che tali stelle blu sono state binarie per molto tempo e hanno avuto un processo di fusione. Quando 2 stelle si uniscono, appare una nuova stella con luminosità, massa e temperatura molto maggiori.

Esempi di stelle blu:

• Vele gamma;
• Rigel;
• Zeta Orione;
• giraffa alfa;
• Zeta Korma;
• Tau Canis Maggiore.

Stelle bianche - stelle bianche

Uno scienziato ha scoperto una stella bianca molto tenue che era un satellite di Sirio e si chiamava Sirio B. La superficie di questa stella unica è riscaldata a 25.000 Kelvin e il suo raggio è piccolo.

Esempi di stelle bianche:

• Altair nella costellazione dell'Aquila;
• Vega nella costellazione della Lira;
• ricino;
• Sirio.

stelle gialle - stelle gialle

Tali stelle hanno un bagliore giallo e la loro massa rientra nella massa del Sole - è di circa 0,8-1,4. La superficie di tali stelle viene solitamente riscaldata a una temperatura di 4-6 mila Kelvin. Una tale stella vive per circa 10 miliardi di anni.

Esempi di stelle gialle:

• Stella HD 82943;
• Tolimano;
• Dabih;
• Hara;
• Alita.

stelle rosse stelle rosse

Le prime stelle rosse furono scoperte nel 1868. La loro temperatura è piuttosto bassa e gli strati esterni delle giganti rosse sono pieni di molto carbonio. In precedenza, tali stelle costituivano due classi spettrali: N e R, ma ora gli scienziati sono stati in grado di identificare un'altra classe comune: C.

I valori. Di comune accordo, queste scale sono scelte in modo che una stella bianca, come Sirio, abbia la stessa magnitudine su entrambe le scale. La differenza tra le quantità fotografiche e fotovisive è chiamata indice di colore di una data stella. Per stelle blu come Rigel, questo numero sarà negativo, poiché tali stelle su una piastra normale danno un annerimento maggiore rispetto a una sensibile al giallo.

Per stelle rosse come Betelgeuse, l'indice di colore raggiunge + 2-3 magnitudini. Questa misura del colore è anche una misura della temperatura superficiale della stella, con le stelle blu molto più calde di quelle rosse.

Poiché gli indici di colore possono essere ottenuti abbastanza facilmente anche per stelle molto deboli, lo sono Grande importanza quando si studia la distribuzione delle stelle nello spazio.

Gli strumenti sono tra gli strumenti più importanti per lo studio delle stelle. Anche lo sguardo più superficiale agli spettri delle stelle rivela che non sono tutti uguali. Le righe di Balmer dell'idrogeno sono forti in alcuni spettri, deboli in alcuni e del tutto assenti in alcuni.

Divenne presto chiaro che gli spettri delle stelle possono essere suddivisi in un piccolo numero di classi, passando gradualmente l'una nell'altra. Il corrente classificazione spettraleè stato sviluppato presso l'Osservatorio di Harvard sotto la direzione di E. Pickering.

Inizialmente, le classi spettrali erano indicate con lettere latine in ordine alfabetico, ma nel processo di perfezionamento della classificazione sono state stabilite le seguenti designazioni per le classi successive: O, B, A, F, G, K, M. Inoltre, alcune stelle insolite sono riunite nelle classi R, N e S e i singoli individui che non rientrano affatto in questa classificazione sono designati dal simbolo PEC (peculiare - speciale).

È interessante notare che la disposizione delle stelle per classe è anche una disposizione per colore.

• Le stelle di classe B, a cui appartengono Rigel e molte altre stelle di Orione, sono blu;
• classi O e A - bianco (Sirius, Deneb);
• classi F e G - giallo (Procione, Capella);
• classi K e M - arancio e rosso (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).

Disponendo gli spettri nello stesso ordine, vediamo come il massimo dell'intensità di emissione si sposti dal viola all'estremità rossa dello spettro. Ciò indica una diminuzione della temperatura quando si passa dalla classe O alla classe M. Il posto di una stella nella sequenza è determinato più dalla sua temperatura superficiale che dalla sua composizione chimica. È generalmente accettato che Composizione chimica lo stesso per la stragrande maggioranza delle stelle, ma diverse temperature e pressioni superficiali causano grandi differenze negli spettri stellari.

Stelle blu di classe O sono i più caldi. La loro temperatura superficiale raggiunge i 100.000°C. I loro spettri sono facilmente riconoscibili per la presenza di alcune caratteristiche linee luminose o per la propagazione del fondo nella regione dell'ultravioletto.

Sono seguiti direttamente stelle blu di classe B, sono anche molto calde (temperatura superficiale 25.000°C). I loro spettri contengono righe di elio e idrogeno. I primi si indeboliscono, mentre i secondi si rafforzano nel passaggio a classe A.

A classi F e G(una tipica stella di classe G è il nostro Sole) le linee del calcio e di altri metalli, come ferro e magnesio, aumentano gradualmente.

A classe K le linee di calcio sono molto forti e compaiono anche bande molecolari.

Classe M comprende stelle rosse con temperature superficiali inferiori a 3000°C; bande di ossido di titanio sono visibili nei loro spettri.

Classi R, N e S appartengono al ramo parallelo delle stelle fredde i cui spettri contengono altri componenti molecolari.

Per l'intenditore, tuttavia, c'è una differenza molto grande tra stelle "fredde" e "calde" di classe B. In un preciso sistema di classificazione, ogni classe è suddivisa in molte altre sottoclassi. Le stelle di classe B più calde sono sottoclasse VO, stelle con una temperatura media per questa classe - k sottoclasse B5, le stelle più fredde - a sottoclasse B9. Le stelle sono direttamente dietro di loro. sottoclasse AO.

Lo studio degli spettri delle stelle si rivela molto utile, poiché permette di classificare grosso modo le stelle in base alla loro magnitudine assoluta. Ad esempio, la stella VZ è un gigante con una magnitudine assoluta di circa -2,5. È possibile, tuttavia, che la stella sia dieci volte più luminosa (valore assoluto - 5,0) o dieci volte più debole (valore assoluto 0,0), poiché è impossibile dare una stima più accurata dal solo tipo spettrale.

Quando si stabilisce una classificazione degli spettri stellari, è molto importante cercare di separare i giganti dalle nane all'interno di ciascuna classe spettrale o, dove questa divisione non esiste, individuare dalla normale sequenza di giganti stelle che hanno stelle troppo alte o troppo basse luminosità.

Il telescopio può osservare 2 miliardi di stelle fino a 21 grandezza. Esiste una classificazione spettrale delle stelle di Harvard. In esso, i tipi spettrali sono disposti in ordine decrescente di temperatura stellare. Le classi sono designate da lettere dell'alfabeto latino. Ce ne sono sette: O - B - A - P - O - K - M.

Un buon indicatore della temperatura degli strati esterni di una stella è il suo colore. Le stelle calde di tipo spettrale O e B sono blu; le stelle simili al nostro Sole (il cui tipo spettrale è 02) appaiono gialle, mentre le stelle delle classi spettrali K e M sono rosse.

Luminosità e colore delle stelle

Tutte le stelle hanno un colore. Ci sono stelle blu, bianche, gialle, giallastre, arancioni e rosse. Ad esempio, Betelgeuse è una stella rossa, Castore è bianca, Capella è gialla. Per luminosità, sono divisi in stelle 1a, 2a, ... ennesima stella valori (n max = 25). Il termine "magnitudo" non ha nulla a che fare con le dimensioni reali. La magnitudine caratterizza il flusso luminoso che arriva sulla Terra da una stella. Le grandezze stellari possono essere sia frazionarie che negative. La scala di magnitudo si basa sulla percezione della luce da parte dell'occhio. La divisione delle stelle in magnitudini stellari in base alla luminosità apparente fu effettuata dall'antico astronomo greco Ipparco (180 - 110 aC). Più stelle luminose Ipparco attribuì la prima grandezza; considerava le successive per gradazione di luminosità (cioè circa 2,5 volte più deboli) stelle di seconda magnitudine; le stelle più deboli delle stelle di seconda magnitudine di 2,5 volte erano chiamate stelle di terza magnitudine, ecc.; alle stelle al limite della visibilità ad occhio nudo è stata assegnata una sesta magnitudine.

Con una tale gradazione della luminosità delle stelle, si è scoperto che le stelle della sesta magnitudine sono più deboli delle stelle della prima magnitudine di 2,55 volte. Pertanto, nel 1856, l'astronomo inglese N.K. Pogsoy (1829-1891) propose di considerare come stelle di sesta magnitudine quelle che sono esattamente 100 volte più deboli delle stelle di prima magnitudine. Tutte le stelle si trovano a diverse distanze dalla Terra. Sarebbe più facile confrontare le grandezze se le distanze fossero uguali.

La magnitudine che una stella avrebbe a una distanza di 10 parsec è chiamata magnitudine assoluta. La magnitudine stellare assoluta è indicata - M, e l'apparente magnitudine stellare - m.

La composizione chimica degli strati esterni delle stelle, da cui proviene la loro radiazione, è caratterizzata dalla completa predominanza dell'idrogeno. Al secondo posto c'è l'elio e il contenuto di altri elementi è piuttosto piccolo.

Temperatura e massa delle stelle

Conoscere il tipo spettrale o il colore di una stella fornisce immediatamente la temperatura della sua superficie. Poiché le stelle irradiano approssimativamente come corpi assolutamente neri della temperatura corrispondente, la potenza irradiata da un'unità della loro superficie per unità di tempo è determinata dalla legge di Stefan-Boltzmann.

La divisione delle stelle basata sul confronto della luminosità delle stelle con la loro temperatura, colore e magnitudine assoluta (diagramma Hertzsprung-Russell):

1. la sequenza principale (al centro c'è il Sole - una nana gialla)
2. supergiganti (grandi dimensioni e alta luminosità: Antares, Betelgeuse)
3. sequenza delle giganti rosse
4. nani (bianchi - Sirius)
5. subnani
6. sequenza bianco-blu

Questa divisione si basa anche sull'età della stella.

Si distinguono le seguenti stelle:

1. ordinario (domenica);
2. doppie (Mizar, Albkor) si dividono in:

• a) doppio visivo, se si nota la loro dualità osservando al telescopio;
• b) multipli - questo è un sistema di stelle con un numero maggiore di 2, ma minore di 10;
• c) ottico-doppio: sono stelle la cui vicinanza è il risultato di una proiezione casuale nel cielo e nello spazio sono lontane;
• d) le binarie fisiche sono stelle che formano un unico sistema e circolano sotto l'azione di forze di mutua attrazione attorno ad un comune centro di massa;
• e) le binarie spettroscopiche sono stelle che, ruotando reciprocamente, si avvicinano e la loro dualità può essere determinata dallo spettro;
• e) binario a eclisse: si tratta di stelle "che, ruotando reciprocamente, si bloccano a vicenda;

variabili (b Cefei). Le cefeidi sono variabili nella luminosità di una stella. L'ampiezza del cambiamento di luminosità non è superiore a 1,5 magnitudini. Queste sono stelle pulsanti, cioè si espandono e si contraggono periodicamente. La compressione degli strati esterni ne provoca il riscaldamento;

non stazionario.

nuove stelle- queste sono stelle che sono esistite per molto tempo, ma improvvisamente sono divampate. La loro luminosità è aumentata in breve tempo di 10.000 volte (l'ampiezza del cambiamento di luminosità da 7 a 14 magnitudini).

supernove- queste sono stelle che erano invisibili nel cielo, ma improvvisamente lampeggiarono e aumentarono di luminosità 1000 volte rispetto alle normali nuove stelle.

Pulsar- una stella di neutroni che si verifica durante l'esplosione di una supernova.

I dati sul numero totale di pulsar e sulla loro durata indicano che, in media, nascono 2-3 pulsar ogni secolo, il che coincide approssimativamente con la frequenza delle esplosioni di supernova nella Galassia.

Evoluzione stellare

Come tutti i corpi in natura, le stelle non rimangono immutate, nascono, si evolvono e alla fine muoiono. Gli astronomi pensavano che ci volessero milioni di anni prima che una stella si formasse da gas e polvere interstellari. Ma in l'anno scorso sono state scattate fotografie di una regione del cielo che fa parte della Grande Nebulosa di Orione, dove un piccolo ammasso di stelle è apparso nel corso di diversi anni. Nelle fotografie del 1947, in questo luogo è stato registrato un gruppo di tre oggetti a forma di stella. Nel 1954 alcune di esse erano diventate oblunghe e nel 1959 queste formazioni oblunghe si erano disintegrate in singole stelle. Per la prima volta nella storia dell'umanità, le persone hanno osservato la nascita delle stelle letteralmente davanti ai nostri occhi.

In molte parti del cielo ci sono le condizioni necessarie per la comparsa delle stelle. Studiando le fotografie delle regioni nebbiose della Via Lattea, è stato possibile trovare piccole macchie nere di forma irregolare, o globuli, che sono enormi accumuli di polvere e gas. Queste nubi di gas e polvere contengono particelle di polvere che assorbono molto fortemente la luce proveniente dalle stelle dietro di loro. La dimensione dei globuli è enorme, fino a diversi anni luce di diametro. Nonostante il fatto che la materia in questi ammassi sia molto rarefatta, il loro volume totale è così grande che è abbastanza per formare piccoli ammassi di stelle vicini in massa al Sole.

In un globulo nero, sotto l'influenza della pressione di radiazione emessa dalle stelle circostanti, la materia viene compressa e compattata. Tale compressione procede per un certo tempo, a seconda delle sorgenti di radiazione che circondano il globulo e dell'intensità di quest'ultimo. Anche le forze gravitazionali derivanti dalla concentrazione di massa al centro del globulo tendono a comprimere il globulo, facendo cadere la materia verso il suo centro. Cadendo, le particelle di materia acquistano energia cinetica e i gasope riscaldano la nuvola sinistra.

La caduta della materia può durare centinaia di anni. All'inizio avviene lentamente, senza fretta, poiché le forze gravitazionali che attraggono le particelle al centro sono ancora molto deboli. Dopo qualche tempo, quando il globulo diventa più piccolo e il campo gravitazionale aumenta, la caduta inizia a verificarsi più velocemente. Ma il globulo è enorme, nientemeno anno luce di diametro. Ciò significa che la distanza dal suo confine esterno al centro può superare i 10 trilioni di chilometri. Se una particella dal bordo del globulo inizia a cadere verso il centro a una velocità leggermente inferiore a 2 km/s, raggiungerà il centro solo dopo 200.000 anni.

La durata della vita di una stella dipende dalla sua massa. Le stelle con una massa inferiore a quella del Sole usano il loro combustibile nucleare con molta parsimonia e possono brillare per decine di miliardi di anni. Gli strati esterni di stelle come il nostro Sole, con masse non superiori a 1,2 masse solari, si espandono gradualmente e, alla fine, lasciano completamente il nucleo della stella. Al posto del gigante rimane una piccola e calda nana bianca.

sequenza principale. Anche la nostra stella appartiene a questo tipo -. Dal punto di vista dell'evoluzione stellare, la sequenza principale è il luogo del diagramma Hertzsprung-Russell in cui la stella trascorre la maggior parte della sua vita.

Diagramma Hertzsprung-Russell.

Le stelle della sequenza principale sono divise in classi, che considereremo di seguito:

Classe O sono stelle blu, la loro temperatura è di 22.000 °C. Stelle tipiche sono Zeta nella costellazione Puppis, 15 Unicorn.

La classe B sono stelle bianco-blu. La loro temperatura è di 14.000 °C. La loro temperatura è di 14.000 °C. Stelle tipiche: Epsilon nella costellazione di Orione, Rigel, Kolos.

La classe A sono stelle bianche. La loro temperatura è di 10.000 °C. Le stelle tipiche sono Sirio, Vega, Altair.

La classe F sono stelle bianco-gialle. La loro temperatura superficiale è di 6700 °C. Stelle tipiche Canopo, Procione, Alfa nella costellazione del Perseo.

La classe G sono stelle gialle. Temperatura 5 500 °С. Stelle tipiche: Sole (spettro C-2), Capella, Alpha Centauri.

La classe K sono stelle giallo-arancio. Temperatura 3 800 °C. Stelle tipiche: Artù, Polluce, Alfa Orsa Maggiore.

Classe M -. Queste sono stelle rosse. Temperatura 1 800 °C. Stelle tipiche: Betelgeuse, Antares

Oltre alle stelle della sequenza principale, gli astronomi distinguono i seguenti tipi di stelle:

Una nana bruna attraverso gli occhi di un artista.

Le nane brune sono stelle in cui le reazioni nucleari non potrebbero mai compensare le perdite di energia dovute alle radiazioni. La loro classe spettrale è M - T e Y. I processi termonucleari possono verificarsi nelle nane brune, ma la loro massa è ancora troppo piccola per avviare la reazione di conversione degli atomi di idrogeno in atomi di elio, che è la condizione principale per la vita di un vero e proprio stella. Le nane brune sono oggetti piuttosto "fiochi", se questo termine può essere applicato a tali corpi, e gli astronomi li studiano principalmente a causa della radiazione infrarossa che emettono.

Le giganti rosse e le supergiganti sono stelle con una temperatura effettiva piuttosto bassa di 2700-4700 ° C, ma con una luminosità enorme. Il loro spettro è caratterizzato dalla presenza di bande di assorbimento molecolare e il massimo di emissione cade nella gamma dell'infrarosso.

Le stelle di tipo Wolf-Rayet sono una classe di stelle caratterizzate da temperatura e luminosità molto elevate. Le stelle di Wolf-Rayet differiscono dalle altre stelle calde per la presenza nello spettro di ampie bande di emissione di idrogeno, elio, nonché ossigeno, carbonio e azoto in vari gradi di ionizzazione. La chiarezza finale dell'origine delle stelle di tipo Wolf-Rayet non è stata raggiunta. Tuttavia, si può sostenere che nella nostra Galassia questi sono i resti di elio di stelle massicce che perdono una parte significativa della massa ad un certo punto della loro evoluzione.

Le stelle T Tauri sono una classe di stelle variabili che prendono il nome dal loro prototipo T Tauri (protostelle finali). Di solito possono essere trovati vicino alle nubi molecolari e identificati dalla loro variabilità ottica (altamente irregolare) e dall'attività cromosferica. Appartengono alle stelle delle classi spettrali F, G, K, M e hanno una massa inferiore a due solari. La loro temperatura superficiale è la stessa di quella delle stelle della sequenza principale della stessa massa, ma hanno una luminosità leggermente superiore perché il loro raggio è maggiore. La principale fonte della loro energia è la compressione gravitazionale.

Le variabili blu brillante, note anche come variabili S doradus, sono ipergiganti pulsanti blu molto luminose che prendono il nome dalla stella S Doradus. Sono estremamente rari. Le variabili blu brillante possono brillare un milione di volte più luminose del Sole e la loro massa può essere di 150 masse solari, avvicinandosi al limite di massa teorico di una stella, rendendole le stelle più luminose, più calde e più potenti dell'universo.

Le nane bianche sono un tipo di stella "morente". Piccole stelle come il nostro Sole, ampiamente distribuite nell'Universo, si trasformeranno in nane bianche alla fine della loro vita: si tratta di piccole stelle (i vecchi nuclei di stelle) con una densità molto alta, che è un milione di volte superiore rispetto alla densità dell'acqua. La stella viene privata delle fonti di energia e gradualmente si raffredda, diventando scura e invisibile, ma il processo di raffreddamento può durare miliardi di anni.

Stelle di neutroni: una classe di stelle, come le nane bianche, si forma dopo la morte di una stella con una massa di 8-10 masse solari (si formano già stelle con una massa maggiore). In questo caso, il nucleo viene compresso fino a quando la maggior parte delle particelle si trasforma in neutroni. Una delle caratteristiche delle stelle di neutroni è un forte campo magnetico. Grazie ad esso e alla rapida rotazione acquisita dalla stella a causa del collasso non sferico, si osservano nello spazio sorgenti radio e di raggi X, che prendono il nome di pulsar.

Tutti conoscono tre stati della materia: solido, liquido e gassoso.. Cosa succede a una sostanza quando viene riscaldata in sequenza ad alte temperature in un volume chiuso? - Passaggio consecutivo da uno stato di aggregazione ad un altro: solido- liquido - gas(a causa dell'aumento della velocità di movimento delle molecole all'aumentare della temperatura). Con un ulteriore riscaldamento del gas a temperature superiori a 1.200 ºС, inizia la decomposizione delle molecole di gas in atomi e, a temperature superiori a 10.000 ºС, la decomposizione parziale o completa degli atomi di gas nei loro costituenti particelle elementari- elettroni e nuclei di atomi. Il plasma è il quarto stato della materia, in cui le molecole o gli atomi della materia vengono parzialmente o completamente distrutti dalle alte temperature o per altri motivi. Il 99,9% della materia nell'Universo è nello stato di plasma.

Le stelle sono una classe di corpi cosmici con una massa di 10 26 -10 29 kg. Una stella è un corpo cosmico sferico di plasma caldo, che è, di regola, in equilibrio idrodinamico e termodinamico.

Se l'equilibrio è disturbato, la stella inizia a pulsare (le sue dimensioni, luminosità e temperatura cambiano). La stella diventa una stella variabile.

stella variabileè una stella la cui brillantezza (luminosità apparente nel cielo) cambia nel tempo. Le ragioni della variabilità potrebbero essere processi fisici nel profondo di una stella. Tali stelle sono chiamate variabili fisiche(ad esempio, δ Cephei. Cominciarono a essere chiamate stelle variabili simili ad essa Cefeidi).

incontrare e variabili di eclissi stelle la cui variabilità è causata da eclissi reciproci dei loro componenti(ad esempio, β Perseus - Algol. La sua variabilità fu scoperta per la prima volta nel 1669 dall'economista e astronomo italiano Geminiano Montanari).

Le stelle variabili a eclisse sono sempre Doppio, quelli. composto da due stelle ravvicinate. Le stelle variabili sulle mappe stellari sono indicate da un cerchio cerchiato:

Le stelle non sono sempre palle. Se la stella ruota molto rapidamente, la sua forma non è sferica. La stella si ritrae dai poli e diventa come un mandarino o una zucca (ad esempio, Vega, Regulus). Se la stella è doppia, anche l'attrazione reciproca di queste stelle influisce sulla loro forma. Diventano ovoidali o a forma di melone (ad esempio, componenti della stella binaria β Lyra o Spica):

Le stelle sono i principali abitanti della nostra Galassia (la nostra Galassia si scrive con la lettera maiuscola). Contiene circa 200 miliardi di stelle. Con l'aiuto anche dei più grandi telescopi, è possibile vedere solo la metà del numero totale di stelle della Galassia. Più del 95% di tutta la materia osservata in natura è concentrata nelle stelle. Il restante 5% è costituito da gas interstellare, polvere e tutti i corpi non luminosi.

A parte il Sole, tutte le stelle sono così lontane da noi che anche nei più grandi telescopi si osservano sotto forma di punti luminosi di diverso colore e brillantezza. Il più vicino al Sole è il sistema α Centauri, composto da tre stelle. Uno di loro - una nana rossa chiamata Proxima - è la stella più vicina. Dista 4,2 anni luce di distanza. A Sirio - 8.6 St. anni, ad Altair - 17 St. anni. A Vega - 26 S. anni. Alla stella polare - 830 St. anni. A Deneb - 1.500 St. anni. Per la prima volta, la distanza da un'altra stella (era Vega) nel 1837 fu in grado di determinare V.Ya. Struve.

La prima stella che è riuscita a ottenere un'immagine del disco (e anche alcuni punti su di esso) è Betelgeuse (α Orion). Ma questo perché Betelgeuse ha un diametro 500-800 volte più grande del Sole (la stella pulsa). È stata ottenuta anche un'immagine del disco di Altair (α Eagle), ma questo perché Altair è una delle stelle più vicine.

Il colore delle stelle dipende dalla temperatura dei loro strati esterni. Intervallo di temperatura - da 2000 a 60000 °C. Le stelle più fredde sono rosse e le più calde sono blu. Dal colore della stella, puoi giudicare quanto sono caldi i suoi strati esterni.

Esempi di stelle rosse: Antares (α Scorpio) e Betelgeuse (α Orion).

Esempi di stelle arancioni: Aldebaran (α Taurus), Arcturus (α Bootes) e Polluce (β Gemelli).

Esempi di stelle gialle: Sole, Capella (α Aurigae) e Toliman (α Centauri).

Esempi di stelle bianco-giallastre sono Procione (α Minor Canis) e Canopo (α Carinae).

Esempi di stelle bianche sono Sirio (α Canis Major), Vega (α Lyrae), Altair (α Eagle) e Deneb (α Cygnus).

Esempi di stelle bluastre: Regulus (α Leo) e Spica (α Virgo).

A causa del fatto che dalle stelle arriva pochissima luce, l'occhio umano è in grado di distinguere le sfumature di colore solo nelle più luminose. Attraverso il binocolo e ancor di più attraverso un telescopio (catturano più luce dell'occhio), il colore delle stelle diventa più evidente.

La temperatura aumenta con la profondità. Anche le stelle più fredde al centro raggiungono milioni di gradi. Il Sole ha al centro circa 15.000.000 °C (usano anche la scala Kelvin - la scala delle temperature assolute, ma quando si tratta di alte temperature, la differenza di 273 º tra le scale Kelvin e Celsius può essere trascurata).

Cos'è che riscalda così tanto l'interno stellare? Si scopre che ci sono processi termonucleari, con conseguente rilascio di un'enorme quantità di energia. In greco, "thermos" significa caldo. Il principale elemento chimico di cui sono fatte le stelle è idrogeno.È lui che è il combustibile per i processi termonucleari. In questi processi, i nuclei degli atomi di idrogeno vengono convertiti nei nuclei degli atomi di elio, che è accompagnato dal rilascio di energia. Il numero di nuclei di idrogeno nella stella diminuisce, mentre aumenta il numero di nuclei di elio. Col tempo, altro elementi chimici. Tutti gli elementi chimici che compongono le molecole varie sostanze, sono nati una volta nelle viscere delle stelle."Le stelle sono il passato dell'uomo e l'uomo è il futuro della stella", questo è talvolta detto in senso figurato.

Viene chiamato il processo mediante il quale una stella emette energia sotto forma di onde elettromagnetiche e particelle radiazione. Le stelle irradiano energia non solo sotto forma di luce e calore, ma anche altri tipi di radiazioni: raggi gamma, raggi X, ultravioletti, radiazioni radio. Inoltre, le stelle emettono flussi di particelle neutre e cariche. Questi flussi formano il vento stellare. Vento stellareè il processo di deflusso della materia dalle stelle nello spazio esterno. Di conseguenza, la massa delle stelle diminuisce costantemente e gradualmente. È il vento stellare del Sole (vento solare) che porta alla comparsa delle aurore sulla Terra e su altri pianeti. È il vento solare che devia le code delle comete dal Sole.

Le stelle, ovviamente, non appaiono dal vuoto (lo spazio tra le stelle non è un vuoto assoluto). Il materiale è gas e polvere. Sono distribuiti in modo non uniforme nello spazio, formando nuvole informi di densità molto bassa ed estensione enorme - da uno o due a decine di anni luce. Tali nuvole sono chiamate diffondere nebulose di gas e polvere. La temperatura al loro interno è molto bassa - circa -250 ° C. Ma non tutte le nebulose di polvere di gas producono stelle. Alcune nebulose potrebbero per molto tempo esiste senza stelle. Quali condizioni sono necessarie per l'inizio del processo di nascita delle stelle? Il primo è la massa della nuvola. Se non c'è abbastanza materia, allora, ovviamente, la stella non apparirà. In secondo luogo, la compattezza. In una nuvola troppo estesa e sciolta, i processi di compressione non possono iniziare. Bene, e in terzo luogo, abbiamo bisogno di un seme, ad es. un mucchio di polvere e gas, che in seguito diventerà l'embrione di una stella: una protostella. protostellaè una stella nella fase finale della sua formazione. Se queste condizioni sono soddisfatte, inizia la compressione gravitazionale e il riscaldamento della nuvola. Questo processo finisce formazione stellare- l'emergere di nuove stelle. Questo processo richiede milioni di anni. Gli astronomi hanno trovato nebulose in cui il processo di formazione stellare è in pieno svolgimento - alcune stelle si sono già illuminate, altre hanno la forma di embrioni - protostelle e la nebulosa è ancora conservata. Un esempio è la Grande Nebulosa di Orione.

Principale caratteristiche fisiche le stelle sono luminosità, massa e raggio(o diametro), che sono determinati dalle osservazioni. Conoscendoli, oltre alla composizione chimica della stella (che è determinata dal suo spettro), è possibile calcolare il modello della stella, cioè condizioni fisiche nelle sue viscere, per esplorare i processi che vi avvengono.Soffermiamoci più in dettaglio sulle principali caratteristiche delle stelle.

Il peso. La massa può essere stimata direttamente solo dall'effetto gravitazionale della stella sui corpi circostanti. La massa del Sole, per esempio, è stata determinata dai periodi conosciuti di rivoluzione dei pianeti che lo circondano. Altre stelle non osservano direttamente i pianeti. Una misura affidabile della massa è possibile solo per le stelle binarie (in questo caso si usa la legge di Keplero generalizzata da Newton III, no e quindi l'errore è 20-60%). Circa la metà di tutte le stelle nella nostra galassia sono binarie. Le masse delle stelle vanno da ≈0,08 a ≈100 masse solari.Le stelle con una massa inferiore a 0,08 della massa del Sole non esistono, semplicemente non diventano stelle, ma rimangono corpi oscuri.Le stelle con una massa maggiore di 100 masse solari sono estremamente rare. La maggior parte delle stelle ha masse inferiori a 5 masse solari. Il destino della stella dipende dalla massa, ad es. lo scenario in base al quale la stella si sviluppa, si evolve. Le piccole nane rosse fredde usano l'idrogeno in modo molto economico e quindi la loro vita dura centinaia di miliardi di anni. La durata della vita del Sole - una nana gialla - è di circa 10 miliardi di anni (il Sole ha già vissuto circa la metà della sua vita). Le enormi supergiganti consumano rapidamente idrogeno e si estinguono entro pochi milioni di anni dalla loro nascita. Più massiccia è la stella, più breve sarà il suo percorso di vita.

L'età dell'universo è stimata in 13,7 miliardi di anni. Pertanto, le stelle più vecchie di 13,7 miliardi di anni non esistono ancora.

• Stelle con massa 0,08 le masse del Sole sono nane brune; il loro destino è una costante contrazione e raffreddamento con la cessazione di tutto reazioni termonucleari e la trasformazione in corpi oscuri simili a pianeti.

• Stelle con massa 0,08-0,5 le masse del Sole (queste sono sempre nane rosse) dopo il consumo di idrogeno iniziano a ridursi lentamente, mentre si riscaldano e diventano una nana bianca.
  

• Stelle con massa 0,5-8 le masse del Sole alla fine della vita si trasformano prima in giganti rosse e poi in nane bianche. In questo caso, gli strati esterni della stella sono sparsi nello spazio esterno nella forma nebulosa planetaria. Una nebulosa planetaria è spesso sferica oa forma di anello.
  

• Stelle con massa 8-10 le masse solari possono esplodere alla fine della loro vita, oppure possono invecchiare tranquillamente, trasformandosi prima in supergiganti rosse e poi in nane rosse.

• Stelle con massa maggiore di 10 masse del Sole alla fine del loro percorso di vita, diventano prima supergiganti rosse, poi esplodono come supernovae (una supernova non è una nuova stella, ma una vecchia stella) e poi si trasformano in stelle di neutroni o diventano buchi neri.
  

Buchi neri- questi non sono buchi nello spazio esterno, ma oggetti (resti di stelle massicce) con una massa e una densità molto grandi. I buchi neri non possiedono alcun potere soprannaturale o magico, non sono "mostri dell'Universo". Hanno solo un campo gravitazionale così forte che nessuna radiazione (né visibile - luce, né invisibile) può lasciarli. Pertanto, i buchi neri non sono visibili. Tuttavia, possono essere rilevati dal loro effetto sulle stelle circostanti, le nebulose. I buchi neri sono un fenomeno completamente comune nell'Universo e non dovresti averne paura. Potrebbe esserci un buco nero supermassiccio al centro della nostra galassia.

Raggio (o diametro). Le dimensioni delle stelle variano ampiamente: da pochi chilometri (stelle di neutroni) a 2.000 diametri solari (supergiganti). Di norma, più piccola è la stella, maggiore è la sua densità media. In stelle di neutroni la densità raggiunge 10 13 g / cm 3! Un ditale di una tale sostanza peserebbe 10 milioni di tonnellate sulla Terra. Ma nelle supergiganti, la densità è inferiore alla densità dell'aria vicino alla superficie della Terra.

I diametri di alcune stelle rispetto al Sole:

Sirius e Altair sono 1,7 volte più grandi,

Vega è 2,5 volte più grande,

Regolo 3,5 volte di più

Arcturus è 26 volte più grande

Polar è 30 volte più grande,

Rigel è 70 volte più grande,

Deneb è 200 volte di più

Antares è 800 volte più grande

YV Canis Major è 2.000 volte più grande (la stella più grande conosciuta).

La luminosità è l'energia totale emessa da un oggetto (in questo caso le stelle) per unità di tempo. La luminosità delle stelle viene solitamente confrontata con la luminosità del Sole (la luminosità delle stelle è espressa in termini di luminosità del Sole). Sirio, ad esempio, irradia 22 volte più energia del Sole (la luminosità di Sirio è di 22 Soli). La luminosità di Vega è di 50 soli e la luminosità di Deneb è di 54.000 soli (Deneb è una delle stelle più potenti).

La luminosità apparente (più correttamente, brillantezza) di una stella nel cielo terrestre dipende da:

- distanza dalla stella. Se una stella si avvicina a noi, la sua luminosità apparente aumenterà gradualmente. Al contrario, quando una stella si allontana da noi, la sua luminosità apparente diminuirà gradualmente. Se prendiamo due stelle identiche, quella più vicina a noi sembrerà più luminosa.

- sulla temperatura degli strati esterni. Più è calda la stella, maggiore è l'energia luminosa che invia nello spazio e più luminosa apparirà. Se una stella si raffredda, la sua luminosità apparente nel cielo diminuirà. Due stelle della stessa dimensione e alla stessa distanza da noi appariranno uguali in luminosità apparente, a condizione che emettano la stessa quantità di energia luminosa, cioè hanno la stessa temperatura degli strati esterni. Se una delle stelle è più fredda dell'altra, apparirà meno luminosa.

- dimensione (diametro). Se prendiamo due stelle con la stessa temperatura degli strati esterni (dello stesso colore) e le posizioniamo alla stessa distanza da noi, la stella più grande emetterà più energia luminosa, il che significa che apparirà più luminosa nel cielo.

- dall'assorbimento della luce da parte di nubi di polvere e gas cosmici che si trovano nel percorso della linea di vista. Più spesso è lo strato di polvere cosmica, più luce dalla stella assorbe e più debole appare la stella. Se prendiamo due stelle identiche e mettiamo una nebulosa di polvere di gas di fronte a una di esse, solo questa stella apparirà meno luminosa.

- dall'altezza della stella sopra l'orizzonte. C'è sempre una fitta foschia vicino all'orizzonte, che assorbe parte della luce dalle stelle. Vicino all'orizzonte (poco dopo l'alba o poco prima del tramonto) le stelle appaiono sempre più fioche rispetto a quando sono in alto.

È molto importante non confondere i concetti di "apparire" ed "essere". stella maggio essere molto luminoso di per sé, ma sembrare debole per vari motivi: per la grande distanza da esso, per le sue ridotte dimensioni, per l'assorbimento della sua luce polvere spaziale o polvere nell'atmosfera terrestre. Pertanto, quando parlano della luminosità di una stella nel cielo terrestre, usano la frase "luminosità apparente" o "brillantezza".

Come già accennato, ci sono stelle binarie. Ma ci sono anche triple (ad esempio, α Centauri) e quadruple (ad esempio, ε Lyra), e cinque e sei (ad esempio, Castore), ecc. Vengono chiamate le singole stelle in un sistema stellare componenti. Si chiamano stelle con più di due componenti multipli stelle. Tutti i componenti di una stella multipla sono collegati da forze gravitazionali reciproche (formano un sistema di stelle) e si muovono lungo traiettorie complesse.

Se ci sono molti componenti, allora questa non è più una stella multipla, ma ammasso stellare. Distinguere sfera e sparpagliato ammassi stellari. Gli ammassi globulari contengono molte stelle antiche e sono più antichi degli ammassi aperti, che contengono molte stelle giovani. Gli ammassi globulari sono abbastanza stabili, perché le stelle in esse si trovano a piccole distanze l'una dall'altra e le forze di attrazione reciproca tra loro sono molto maggiori che tra le stelle degli ammassi aperti. I cluster aperti si dissipano ancora di più nel tempo.

Gli ammassi aperti, come è corretto, si trovano nella fascia della Via Lattea o nelle vicinanze. Al contrario, gli ammassi globulari si trovano su cielo stellato lontano dalla Via Lattea.

Alcuni ammassi stellari possono essere visti anche nel cielo occhio nudo. Ad esempio, ammassi aperti di Iadi e Pleiadi (M 45) in Toro, ammassi aperti di Manger (M 44) in Cancro, ammasso globulare M 13 in Ercole. Molti di loro possono essere visti con il binocolo.