Experții au prezentat mai multe teorii cu privire la apariția lor. Cel mai probabil din partea de jos spune că astfel de stele albastre au fost binare pentru o perioadă foarte lungă de timp și au avut un proces de fuziune. Când 2 stele se unesc, apare o nouă stea cu luminozitate, masă, temperatură mult mai mare.

Exemple de stele albastre:

• Gamma Sails;
• Rigel;
• Zeta Orion;
• Girafa Alfa;
• Zeta Korma;
• Tau Canis Major.

Stele albe - stele albe

Un om de știință a descoperit o stea albă foarte slabă care era un satelit al lui Sirius și a fost numită Sirius B. Suprafața acestei stele unice este încălzită la 25.000 Kelvin, iar raza sa este mică.

Exemple de stele albe:

• Altair în constelația Vultur;
• Vega în constelația Lyra;
• Castor;
• Sirius.

stele galbene - stele galbene

Astfel de stele au o strălucire galbenă, iar masa lor se află în masa Soarelui - este de aproximativ 0,8-1,4. Suprafața unor astfel de stele este de obicei încălzită la o temperatură de 4-6 mii Kelvin. O astfel de stea trăiește aproximativ 10 miliarde de ani.

Exemple de stele galbene:

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

stele roșii stele roșii

Primele stele roșii au fost descoperite în 1868. Temperatura lor este destul de scăzută, iar straturile exterioare ale giganților roșii sunt umplute cu mult carbon. Anterior, astfel de stele formau două clase spectrale - N și R, dar acum oamenii de știință au reușit să identifice o altă clasă comună - C.

Valori. Prin acord general, aceste scări sunt alese astfel încât o stea albă, ca Sirius, să aibă aceeași magnitudine pe ambele scări. Diferența dintre cantitățile fotografice și cele fotovizuale se numește indicele de culoare al unei stele date. Pentru astfel de stele albastre precum Rigel, acest număr va fi negativ, deoarece astfel de stele de pe o placă obișnuită dau o înnegrire mai mare decât pe una sensibilă la galben.

Pentru stelele roșii precum Betelgeuse, indicele de culoare ajunge la + 2-3 magnitudini. Această măsurare a culorii este, de asemenea, o măsurare a temperaturii suprafeței stelei, stelele albastre fiind mult mai fierbinți decât cele roșii.

Deoarece indicii de culoare pot fi obținuți destul de ușor chiar și pentru stele foarte slabe, au mare importanță când studiem distribuția stelelor în spațiu.

Instrumentele sunt printre cele mai importante instrumente pentru studiul stelelor. Chiar și cea mai superficială privire asupra spectrelor stelelor dezvăluie că nu sunt toate la fel. Liniile de hidrogen Balmer sunt puternice în unele spectre, slabe în unele și absente cu totul în unele.

Curând a devenit clar că spectrele stelelor pot fi împărțite într-un număr mic de clase, trecând treptat unele în altele. Curentul clasificare spectrală a fost dezvoltat la Observatorul Harvard sub conducerea lui E. Pickering.

La început, clasele spectrale au fost notate cu litere latine în ordine alfabetică, dar în procesul de rafinare a clasificării au fost stabilite următoarele denumiri pentru clasele succesive: O, B, A, F, G, K, M. În plus, câteva stele neobișnuite sunt combinate în clasele R, N și S, iar indivizii individuali care nu se încadrează deloc în această clasificare sunt desemnați prin simbolul PEC (peculiar - special).

Este interesant de remarcat faptul că aranjarea stelelor pe clasă este, de asemenea, o aranjare după culoare.

• Stelele din clasa B, căreia îi aparțin Rigel și multe alte stele din Orion, sunt albastre;
• clasele O și A - alb (Sirius, Deneb);
• clasele F și G - galben (Procyon, Capella);
• clasele K și M - portocaliu și roșu (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).

Aranjând spectrele în aceeași ordine, vedem cum maximul intensității emisiei se schimbă de la capătul violet la capătul roșu al spectrului. Acest lucru indică o scădere a temperaturii pe măsură ce se trece de la clasa O la clasa M. Locul unei stele în secvență este determinat mai mult de temperatura de suprafață decât de compoziția sa chimică. Este general acceptat că compoziție chimică la fel pentru marea majoritate a stelelor, dar temperaturile și presiuni diferite ale suprafeței provoacă diferențe mari în spectrele stelare.

Stele albastre de clasa O sunt cele mai tari. Temperatura lor de suprafață atinge 100.000°C. Spectrele lor sunt ușor de recunoscut prin prezența unor linii strălucitoare caracteristice sau prin propagarea fundalului departe în regiunea ultravioletă.

Ele sunt urmărite direct stele albastre clasa B, sunt de asemenea foarte fierbinți (temperatura suprafeței 25.000°C). Spectrele lor conțin linii de heliu și hidrogen. Primele slăbesc, în timp ce cele din urmă se întăresc în trecerea la clasa a.

ÎN clasele F și G(o stea tipică de clasă G este Soarele nostru) liniile de calciu și alte metale, cum ar fi fierul și magneziul, cresc treptat.

ÎN clasa K liniile de calciu sunt foarte puternice și apar și benzi moleculare.

Clasa M include stele roșii cu temperaturi de suprafață sub 3000°C; benzi de oxid de titan sunt vizibile în spectrele lor.

Clasele R, N și S aparțin ramurii paralele a stelelor reci ale căror spectre conțin alte componente moleculare.

Pentru cunoscători, însă, există o diferență foarte mare între stelele „reci” și „fierbinți” din clasa B. Într-un sistem de clasificare precis, fiecare clasă este subdivizată în mai multe subclase. Cele mai tari vedete din clasa B sunt subclasa VO, stele cu o temperatură medie pentru această clasă - k subclasa B5, cele mai reci vedete - să subclasa B9. Stelele sunt direct în spatele lor. subclasa AO.

Studiul spectrelor stelelor se dovedește a fi foarte util, deoarece face posibilă clasificarea aproximativă a stelelor în funcție de magnitudinea lor absolută. De exemplu, steaua VZ este un gigant cu o magnitudine absolută de aproximativ -2,5. Este posibil, totuși, ca steaua să fie de zece ori mai strălucitoare (valoare absolută - 5,0) sau de zece ori mai slabă (valoare absolută 0,0), deoarece este imposibil să se ofere o estimare mai precisă doar din tipul spectral.

Când se stabilește o clasificare a spectrelor stelare, este foarte important să se încerce să se separe giganții de pitici în cadrul fiecărei clase spectrale sau, acolo unde această diviziune nu există, să se evidențieze din secvența normală a giganților stele care au prea mari sau prea joase. luminozitate.

Telescopul poate observa 2 miliarde de stele până la 21 magnitudinea. Există o clasificare spectrală Harvard a stelelor. În ea, tipurile spectrale sunt aranjate în ordinea scăderii temperaturii stelare. Clasele sunt desemnate prin litere ale alfabetului latin. Sunt șapte: O - B - A - P - O - K - M.

Un bun indicator al temperaturii straturilor exterioare ale unei stele este culoarea acesteia. Stele fierbinți de tipuri spectrale O și B sunt albastre; stelele similare cu Soarele nostru (al cărui tip spectral este 02) apar galbene, în timp ce stelele din clasele spectrale K și M sunt roșii.

Luminozitatea și culoarea stelelor

Toate stelele au o culoare. Există stele albastre, albe, galbene, gălbui, portocalii și roșii. De exemplu, Betelgeuse este o stea roșie, Castor este albă, Capella este galbenă. După luminozitate, ele sunt împărțite în stele 1, 2, ... a n-a stea valori (n max = 25). Termenul „magnitudine” nu are nimic de-a face cu dimensiunile adevărate. Mărimea caracterizează fluxul de lumină care vine pe Pământ de la o stea. Mărimile stelare pot fi atât fracționale, cât și negative. Scara de magnitudine se bazează pe percepția luminii de către ochi. Împărțirea stelelor în magnitudini stelare în funcție de luminozitatea aparentă a fost realizată de astronomul grec antic Hiparh (180 - 110 î.Hr.). Cel mai stele strălucitoare Hiparh a atribuit prima mărime; el a considerat că următoarea gradație a luminozității (adică, de aproximativ 2,5 ori mai slabă) sunt stele de a doua magnitudine; stelele mai slabe decât stelele de magnitudinea a doua de 2,5 ori au fost numite stele de magnitudinea a treia etc.; stelelor aflate la limita vizibilității cu ochiul liber li sa atribuit o a șasea magnitudine.

Cu o astfel de gradare a luminozității stelelor, s-a dovedit că stelele de a șasea magnitudine sunt mai slabe decât stelele de prima magnitudine de 2,55 ori. Prin urmare, în 1856, astronomul englez N.K.Pogsoy (1829-1891) și-a propus să le considere drept stele de magnitudinea a șasea pe cele care sunt exact de 100 de ori mai slabe decât stelele de prima magnitudine. Toate stelele sunt situate la distanțe diferite de Pământ. Ar fi mai ușor de comparat magnitudini dacă distanțele ar fi egale.

Mărimea pe care o stea ar avea-o la o distanță de 10 parsec se numește magnitudine absolută. Este indicată magnitudinea stelară absolută - M, și magnitudinea stelară aparentă - m.

Compoziția chimică a straturilor exterioare ale stelelor, din care provine radiația lor, se caracterizează prin predominanța completă a hidrogenului. Pe locul doi se află heliul, iar conținutul altor elemente este destul de mic.

Temperatura și masa stelelor

Cunoașterea tipului spectral sau a culorii unei stele dă imediat temperatura suprafeței sale. Deoarece stelele radiază aproximativ ca niște corpuri absolut negre de temperatura corespunzătoare, puterea radiată de o unitate a suprafeței lor pe unitatea de timp este determinată din legea Stefan-Boltzmann.

Împărțirea stelelor pe baza unei comparații a luminozității stelelor cu temperatura și culoarea lor și magnitudinea absolută (diagrama Hertzsprung-Russell):

1. secvența principală (în centrul acesteia este Soarele - o pitică galbenă)
2. supergiganți (mari ca mărime și luminozitate mare: Antares, Betelgeuse)
3. secvență de giganți roșii
4. pitici (albi - Sirius)
5. subpitici
6. secvență alb-albastru

Această împărțire se bazează și pe vârsta stelei.

Se disting următoarele stele:

1. obișnuit (Soare);
2. duble (Mizar, Albkor) se împart în:

• a) dublu vizual, dacă dualitatea lor se observă la observarea cu telescop;
• b) multipli - acesta este un sistem de stele cu un număr mai mare de 2, dar mai mic de 10;
• c) optic-dublu - sunt stele a căror proximitate este rezultatul unei proiecții aleatorii pe cer, iar în spațiu sunt departe;
• d) binarele fizice sunt stele care formează un singur sistem și circulă sub acțiunea forțelor de atracție reciprocă în jurul unui centru de masă comun;
• e) binarele spectroscopice sunt stele care, atunci când se rotesc reciproc, se apropie unele de altele iar dualitatea lor poate fi determinată din spectru;
• e) binare eclipsante - acestea sunt stele „care, atunci când se rotesc reciproc, se blochează reciproc;

variabile (b Cephei). Cefeidele sunt variabile în luminozitatea unei stele. Amplitudinea modificării luminozității nu este mai mare de 1,5 magnitudini. Acestea sunt stele care pulsa, adică se extind și se contractă periodic. Comprimarea straturilor exterioare determină încălzirea acestora;

nestaționare.

stele noi- acestea sunt stele care au existat de multă vreme, dar au aprins brusc. Luminozitatea lor a crescut în scurt timp de 10.000 de ori (amplitudinea schimbării luminozității de la 7 la 14 magnitudini).

supernove- acestea sunt stele care erau invizibile pe cer, dar au fulgerat brusc și au crescut în luminozitate de 1000 de ori față de stelele noi obișnuite.

Pulsar- o stea neutronică care apare în timpul exploziei unei supernove.

Datele privind numărul total de pulsari și durata lor de viață indică faptul că, în medie, se nasc 2-3 pulsari pe secol, ceea ce coincide aproximativ cu frecvența exploziilor de supernove din Galaxie.

Evoluția stelelor

Ca toate corpurile din natură, stelele nu rămân neschimbate, ele se nasc, evoluează și în cele din urmă mor. Astronomii obișnuiau să creadă că a durat milioane de ani pentru ca o stea să se formeze din gaz și praf interstelar. Dar în anul trecut au fost făcute fotografii ale unei regiuni a cerului care face parte din Marea Nebuloasă a lui Orion, unde un mic grup de stele a apărut pe parcursul mai multor ani. În fotografiile din 1947, în acest loc a fost înregistrat un grup de trei obiecte asemănătoare stelelor. Până în 1954, unele dintre ele au devenit alungite, iar până în 1959 aceste formațiuni alungite s-au dezintegrat în stele individuale. Pentru prima dată în istoria omenirii, oamenii au observat nașterea stelelor literalmente în fața ochilor noștri.

În multe părți ale cerului, există condiții necesare pentru apariția stelelor. La studierea fotografiilor din regiunile cețoase ale Căii Lactee, a fost posibil să se găsească mici puncte negre de formă neregulată sau globule, care sunt acumulări masive de praf și gaz. Acești nori de gaz și praf conțin particule de praf care absorb foarte puternic lumina care vine de la stelele din spatele lor. Dimensiunea globulelor este uriașă - până la câțiva ani lumină în diametru. În ciuda faptului că materia din aceste grupuri este foarte rarefiată, volumul lor total este atât de mare încât este suficient pentru a forma mici grupuri de stele apropiate în masă de Soare.

Într-un glob negru, sub influența presiunii radiației emise de stelele din jur, materia este comprimată și compactată. O astfel de compresie are loc de ceva timp, în funcție de sursele de radiație din jurul globului și de intensitatea acestuia din urmă. Forțele gravitaționale care decurg din concentrația de masă în centrul globului tind, de asemenea, să comprima globulul, determinând căderea materiei către centrul său. Căzând, particulele de materie dobândesc energie kinetică iar gazopii încălzesc norul stâng.

Căderea materiei poate dura sute de ani. La început, apare încet, fără grabă, deoarece forțele gravitaționale care atrag particulele în centru sunt încă foarte slabe. După un timp, când globulul devine mai mic și câmpul gravitațional crește, căderea începe să aibă loc mai repede. Dar globulul este imens, nu mai puțin an luminăîn diametru. Aceasta înseamnă că distanța de la granița sa exterioară până la centru poate depăși 10 trilioane de kilometri. Dacă o particulă de la marginea globului începe să cadă spre centru cu o viteză puțin mai mică de 2 km/s, atunci va ajunge în centru abia după 200.000 de ani.

Durata de viață a unei stele depinde de masa ei. Stelele cu o masă mai mică decât cea a Soarelui își folosesc combustibilul nuclear foarte puțin și pot străluci timp de zeci de miliarde de ani. Straturile exterioare ale stelelor precum Soarele nostru, cu mase nu mai mari de 1,2 mase solare, se extind treptat și, în cele din urmă, părăsesc complet nucleul stelei. În locul uriașului rămâne o pitică albă mică și fierbinte.

secvența principală. Steaua noastră aparține și el acestui tip -. Din punct de vedere al evoluției stelare, secvența principală este locul de pe diagrama Hertzsprung-Russell în care steaua își petrece cea mai mare parte a vieții.

Diagrama Hertzsprung-Russell.

Stelele secvenței principale sunt împărțite în clase, pe care le vom lua în considerare mai jos:

Clasa O sunt stele albastre, temperatura lor este de 22.000 °C. Stele tipice sunt Zeta din constelația Puppis, 15 Unicorn.

Clasa B sunt stele alb-albastre. Temperatura lor este de 14.000 °C. Temperatura lor este de 14.000 °C. Stele tipice: Epsilon din constelația Orion, Rigel, Kolos.

Clasa A sunt stele albe. Temperatura lor este de 10.000 °C. Stele tipice sunt Sirius, Vega, Altair.

Clasa F sunt stele alb-gălbui. Temperatura lor la suprafață este de 6700 °C. Stele tipice Canopus, Procyon, Alpha din constelația Perseus.

Clasa G sunt stele galbene. Temperatura 5 500 °С. Stele tipice: Soare (spectrul C-2), Capella, Alpha Centauri.

Clasa K sunt stele galben-portocalii. Temperatura 3 800 °C. Stele tipice: Arthur, Pollux, Alpha Ursa Major.

Clasa M -. Acestea sunt stele roșii. Temperatura 1 800 °C. Stele tipice: Betelgeuse, Antares

Pe lângă stelele din secvența principală, astronomii disting următoarele tipuri de stele:

O pitică brună prin ochii unui artist.

Piticele brune sunt stele în care reacțiile nucleare nu ar putea compensa niciodată pierderile de energie din cauza radiațiilor. Clasa lor spectrală este M - T și Y. Procesele termonucleare pot avea loc la piticele brune, dar masa lor este încă prea mică pentru a începe reacția de conversie a atomilor de hidrogen în atomi de heliu, care este condiția principală pentru viața unui cu drepturi depline. stea. Piticele brune sunt obiecte mai degrabă „întunecate”, dacă acel termen poate fi aplicat unor astfel de corpuri, iar astronomii le studiază în principal datorită radiațiilor infraroșii pe care le emit.

Giganții roșii și supergiganții sunt stele cu o temperatură efectivă destul de scăzută de 2700-4700 ° C, dar cu o luminozitate uriașă. Spectrul lor se caracterizează prin prezența benzilor de absorbție moleculară, iar maximul de emisie se încadrează în domeniul infraroșu.

Stelele de tip Wolf-Rayet sunt o clasă de stele care se caracterizează prin temperatură și luminozitate foarte ridicate. Stelele Wolf-Rayet diferă de alte stele fierbinți prin prezența în spectru a unor benzi largi de emisie de hidrogen, heliu, precum și oxigen, carbon și azot în diferite grade de ionizare. Claritatea finală a originii stelelor de tip Wolf-Rayet nu a fost atinsă. Cu toate acestea, se poate susține că în Galaxia noastră acestea sunt rămășițele de heliu ale stelelor masive care elimină o parte semnificativă a masei într-un anumit stadiu al evoluției lor.

Stelele T Tauri sunt o clasă de stele variabile numite după prototipul lor T Tauri (protostelele finale). Ele pot fi găsite de obicei aproape de norii moleculari și identificate prin variabilitatea lor optică (foarte neregulată) și activitatea cromosferică. Ele aparțin stelelor din clasele spectrale F, G, K, M și au o masă mai mică de două solare. Temperatura lor de suprafață este aceeași cu cea a stelelor din secvența principală de aceeași masă, dar au o luminozitate puțin mai mare, deoarece raza lor este mai mare. Sursa principală a energiei lor este compresia gravitațională.

Variabilele albastre strălucitoare, cunoscute și sub numele de Variabilele S Doradus, sunt hipergiganți cu pulsații albastre foarte strălucitoare, numite după steaua S Doradus. Sunt extrem de rare. Variabilele albastre strălucitoare pot străluci de un milion de ori mai strălucitoare decât Soarele și pot fi la fel de masive ca 150 de mase solare, apropiindu-se de limita teoretică de masă a unei stele, făcându-le cele mai strălucitoare, mai fierbinți și mai puternice stele din univers.

Piticele albe sunt un tip de stea „pe moarte”. Stele mici precum Soarele nostru, care sunt larg distribuite în Univers, se vor transforma în pitici albe la sfârșitul vieții - acestea sunt stele mici (fostele nuclee de stele) cu o densitate foarte mare, care este de un milion de ori mai mare. decât densitatea apei. Steaua este lipsită de surse de energie și se răcește treptat, devenind întunecată și invizibilă, dar procesul de răcire poate dura miliarde de ani.

Stele neutronice - o clasă de stele, ca piticele albe, se formează după moartea unei stele cu o masă de 8-10 mase solare (se formează deja stele cu o masă mai mare). În acest caz, nucleul este comprimat până când majoritatea particulelor se transformă în neutroni. Una dintre caracteristicile stelelor neutronice este un câmp magnetic puternic. Datorită acesteia și rotației rapide dobândite de stea din cauza colapsului nesferic, în spațiu sunt observate surse radio și de raze X, care se numesc pulsari.

Toată lumea cunoaște trei stări ale materiei - solidă, lichidă și gazoasă.. Ce se întâmplă cu o substanță atunci când este încălzită succesiv la temperaturi ridicate într-un volum închis? - Tranziție consecutivă de la unul starea de agregare altcuiva: solid- lichid - gaz(datorită creșterii vitezei de mișcare a moleculelor odată cu creșterea temperaturii). Odată cu încălzirea suplimentară a gazului la temperaturi de peste 1.200 ºС, începe descompunerea moleculelor de gaz în atomi, iar la temperaturi de peste 10.000 ºС, descompunerea parțială sau completă a atomilor de gaz în constituenții lor. particule elementare- electronii si nucleele atomilor. Plasma este a patra stare a materiei, în care moleculele sau atomii materiei sunt distruși parțial sau complet de temperaturi ridicate sau din alte motive. 99,9% din materia din Univers este în stare de plasmă.

Stelele sunt o clasă de corpuri cosmice cu o masă de 10 26 -10 29 kg. O stea este un corp cosmic sferic cu plasmă fierbinte, care se află, de regulă, în echilibru hidrodinamic și termodinamic.

Dacă echilibrul este perturbat, steaua începe să pulseze (dimensiunile, luminozitatea și temperatura ei se modifică). Steaua devine o stea variabilă.

stea variabilă este o stea a cărei strălucire (luminozitate aparentă pe cer) se modifică în timp. Motivele variabilității pot fi procese fiziceîn adâncul unei stele. Se numesc astfel de stele variabile fizice(de exemplu, δ Cephei. Au început să fie numite stele variabile asemănătoare acesteia Cefeide).

întâlni și variabilele eclipsei stele a căror variabilitate este cauzată de eclipsele reciproce ale componentelor lor(de exemplu, β Perseus - Algol. Variabilitatea sa a fost descoperită pentru prima dată în 1669 de economistul și astronomul italian Geminiano Montanari).

Stelele variabile eclipsante sunt întotdeauna dubla, acestea. compus din două stele strâns distanțate. Stelele variabile pe diagramele stelare sunt indicate printr-un cerc încercuit:

Stelele nu sunt întotdeauna bile. Dacă steaua se rotește foarte repede, atunci forma ei nu este sferică. Steaua se micșorează de la poli și devine ca o mandarină sau un dovleac (de exemplu, Vega, Regulus). Dacă steaua este dublă, atunci atracția reciprocă a acestor stele una față de alta le afectează și forma. Ele devin ovoide sau în formă de pepene galben (de exemplu, componente ale stelei binare β Lyra sau Spica):

Stelele sunt principalii locuitori ai Galaxiei noastre (Galaxia noastră este scrisă cu majusculă). Conține aproximativ 200 de miliarde de stele. Chiar și cu ajutorul celor mai mari telescoape, doar jumătate din numărul total de stele din Galaxie poate fi văzută. Peste 95% din toată materia observată în natură este concentrată în stele. Restul de 5% sunt gaze interstelare, praf și toate corpurile neluminoase.

În afară de Soare, toate stelele sunt atât de departe de noi încât chiar și la cele mai mari telescoape sunt observate sub formă de puncte luminoase de diferite culori și strălucire. Cel mai apropiat de Soare este sistemul α Centauri, format din trei stele. Una dintre ele - o pitică roșie numită Proxima - este cea mai apropiată stea. Este la 4,2 ani lumină distanță. Către Sirius - 8.6 St. ani, la Altair - 17 St. ani. Spre Vega - 26 St. ani. Spre Steaua Nordului - 830 St. ani. Către Deneb - 1.500 St. ani. Pentru prima dată, distanța până la o altă stea (era Vega) în 1837 a putut determina V.Ya. Struve.

Prima stea care a reușit să obțină o imagine a discului (și chiar câteva pete de pe el) este Betelgeuse (α Orion). Dar asta pentru că Betelgeuse este de 500-800 de ori mai mare decât Soarele în diametru (steaua pulsa). S-a obținut și o imagine a discului lui Altair (α Eagle), dar asta pentru că Altair este una dintre cele mai apropiate stele.

Culoarea stelelor depinde de temperatura straturilor lor exterioare. Interval de temperatură - de la 2000 la 60000 °C. Cele mai reci stele sunt roșii, iar cele mai fierbinți sunt albastre. După culoarea stelei, puteți judeca cât de fierbinți sunt straturile sale exterioare.

Exemple de stele roșii: Antares (α Scorpion) și Betelgeuse (α Orion).

Exemple de stele portocalii: Aldebaran (α Taur), Arcturus (α Bootes) și Pollux (β Gemeni).

Exemple de stele galbene: Sun, Capella (α Aurigae) și Toliman (α Centauri).

Exemple de stele alb-gălbui sunt Procyon (α Minor Canis) și Canopus (α Carinae).

Exemple de stele albe: Sirius (α Canis Major), Vega (α Lyrae), Altair (α Eagle) și Deneb (α Cygnus).

Exemple de stele albăstrui: Regulus (α Leu) și Spica (α Fecioară).

Datorită faptului că foarte puțină lumină vine de la stele, ochiul uman este capabil să distingă nuanțele de culoare doar în cele mai strălucitoare dintre ele. Prin binoclu și cu atât mai mult printr-un telescop (captează mai multă lumină decât ochiul), culoarea stelelor devine mai vizibilă.

Temperatura crește odată cu adâncimea. Chiar și cele mai reci stele din centru ajung la milioane de grade. Soarele are aproximativ 15.000.000 ° C în centru (ei folosesc și scara Kelvin - scara temperaturilor absolute, dar când vine vorba de foarte temperaturi mari, diferența de 273 º între scările Kelvin și Celsius poate fi neglijată).

Ce anume încălzește atât de mult interiorul stelar? Se dovedește că există procese termonucleare, rezultând o cantitate imensă de energie eliberată. În greacă, „termos” înseamnă cald. Principalul element chimic din care sunt formate stelele este hidrogen. El este combustibilul proceselor termonucleare. În aceste procese, nucleele atomilor de hidrogen sunt transformate în nucleele atomilor de heliu, ceea ce este însoțit de eliberarea de energie. Numărul de nuclee de hidrogen din stea scade, în timp ce numărul de nuclee de heliu crește. În timp, altele elemente chimice. Toate elementele chimice care alcătuiesc moleculele diverse substante, s-au născut cândva în măruntaiele stelelor.„Stelele sunt trecutul omului, iar omul este viitorul stelei”, – se spune uneori la figurat.

Se numește procesul prin care o stea emite energie sub formă de unde electromagnetice și particule radiatii. Stelele radiază energie nu numai sub formă de lumină și căldură, ci și alte tipuri de radiații - raze gamma, raze X, ultraviolete, radiații radio. În plus, stelele emit fluxuri de particule neutre și încărcate. Aceste fluxuri formează vântul stelar. Vânt stelar este procesul de ieșire a materiei din stele în spațiul cosmic. Ca urmare, masa stelelor scade constant și treptat. Este vântul stelar de la Soare (vânt solar) care duce la apariția aurorelor pe Pământ și pe alte planete. Este vântul solar care deviază cozile cometelor departe de Soare.

Stelele, desigur, nu apar din vid (spațiul dintre stele nu este un vid absolut). Materialul este gaz și praf. Ele sunt distribuite neuniform în spațiu, formând nori fără formă de densitate foarte mică și întindere enormă - de la unul sau doi până la zeci de ani lumină. Astfel de nori se numesc difuz nebuloase de gaz și praf. Temperatura în ele este foarte scăzută - aproximativ -250 °C. Dar nu orice nebuloasă gaz-praf produce stele. Unele nebuloase pot perioadă lungă de timp exista fara stele. Ce condiții sunt necesare pentru începerea procesului de naștere a stelelor? Prima este masa norului. Dacă nu este suficientă materie, atunci, desigur, steaua nu va apărea. În al doilea rând, compactitatea. Într-un nor prea întins și liber, procesele de comprimare a acestuia nu pot începe. Ei bine, și în al treilea rând, avem nevoie de o sămânță - adică. o grămadă de praf și gaz, care mai târziu va deveni embrionul unei stele - o protostea. protostar este o stea aflată în stadiul final al formării sale. Dacă aceste condiții sunt îndeplinite, atunci începe compresia gravitațională și încălzirea norului. Acest proces se încheie formarea stelelor- apariția de noi stele. Acest proces durează milioane de ani. Astronomii au descoperit nebuloase în care procesul de formare a stelelor este în plină desfășurare - unele stele s-au luminat deja, unele sunt sub formă de embrioni - protostele, iar nebuloasa este încă păstrată. Un exemplu este Marea Nebuloasă a lui Orion.

Principal caracteristici fizice stelele sunt luminozitatea, masa și raza(sau diametrul), care sunt determinate din observații. Cunoscându-le, precum și compoziția chimică a stelei (care este determinată de spectrul acesteia), este posibil să se calculeze modelul stelei, adică. conditii fiziceîn măruntaiele sale, să exploreze procesele care au loc în ea.Să ne oprim mai în detaliu asupra principalelor caracteristici ale stelelor.

Greutate. Masa poate fi estimată direct doar prin efectul gravitațional al stelei asupra corpurilor din jur. Masa Soarelui, de exemplu, a fost determinată din perioadele cunoscute de revoluție a planetelor din jurul lui. Alte stele nu observă în mod direct planetele. Măsurarea fiabilă a masei este posibilă numai pentru stelele binare (în acest caz, se utilizează legea lui Kepler generalizată de Newton III, no și atunci eroarea este 20-60%). Aproximativ jumătate din toate stelele din galaxia noastră sunt binare. Masele stelelor variază între ≈0,08 și ≈100 de mase solare.Stele cu o masă mai mică de 0,08 din masa Soarelui nu există, pur și simplu nu devin stele, ci rămân corpuri întunecate.Stelele cu o masă mai mare de 100 de mase solare sunt extrem de rare. Majoritatea stelelor au mase mai mici de 5 mase solare. Soarta stelei depinde de masă, adică. scenariul după care se dezvoltă steaua, evoluează. Micile pitice roșii reci folosesc hidrogenul foarte economic și, prin urmare, viața lor se întinde pe sute de miliarde de ani. Durata de viață a Soarelui - o pitică galbenă - este de aproximativ 10 miliarde de ani (Soarele a trăit deja aproximativ jumătate din viață). Supergiantii masivi consuma hidrogen rapid si mor in cateva milioane de ani de la nastere. Cu cât steaua este mai masivă, cu atât calea sa de viață este mai scurtă.

Vârsta universului este estimată la 13,7 miliarde de ani. Prin urmare, stelele mai vechi de 13,7 miliarde de ani nu există încă.

• Stele cu masă 0,08 masele Soarelui sunt pitice brune; soarta lor este contracția constantă și răcirea odată cu încetarea tuturor reactii termonucleareși transformarea în corpuri asemănătoare planetelor întunecate.

• Stele cu masă 0,08-0,5 masele Soarelui (acestea sunt întotdeauna pitice roșii) după consumul de hidrogen încep să se micșoreze încet, în timp ce se încălzesc și devin pitică albă.
  

• Stele cu masă 0,5-8 masele Soarelui la sfârșitul vieții se transformă mai întâi în giganți roșii, apoi în pitici albe. În acest caz, straturile exterioare ale stelei sunt împrăștiate în spațiul cosmic sub formă nebuloasă planetară. O nebuloasă planetară este adesea sferică sau în formă de inel.
  

• Stele cu masă 8-10 Masele solare pot exploda la sfârșitul vieții sau pot îmbătrâni în liniște, transformându-se mai întâi în supergiganți roșii, iar apoi în pitice roșii.

• Stele cu o masă mai mare decât 10 mase ale Soarelui la sfârșitul vieții, ei devin mai întâi supergiganți roșii, apoi explodează ca supernove (o supernovă nu este o stea nouă, ci veche) și apoi se transformă în stele neutronice sau devin găuri negre.
  

Găuri negre- acestea nu sunt găuri în spațiul cosmic, ci obiecte (rămășițe de stele masive) cu o masă și densitate foarte mare. Găurile negre nu posedă nicio putere supranaturală sau magică, nu sunt „monstri ai Universului”. Au doar un câmp gravitațional atât de puternic încât nicio radiație (nici vizibilă - lumină, nici invizibilă) nu le poate părăsi. Prin urmare, găurile negre nu sunt vizibile. Cu toate acestea, ele pot fi detectate prin efectul lor asupra stelelor din jur, nebuloase. Găurile negre sunt un fenomen complet obișnuit în Univers și nu ar trebui să vă fie frică de ele. S-ar putea să existe o gaură neagră supermasivă în centrul galaxiei noastre.

Raza (sau diametrul). Dimensiunile stelelor variază foarte mult - de la câțiva kilometri (stelele neutronice) până la 2.000 de diametre solare (supergiganți). De regulă, cu cât steaua este mai mică, cu atât densitatea medie a acesteia este mai mare. La stele neutronice densitatea ajunge la 10 13 g/cm 3! Un degetar dintr-o astfel de substanță ar cântări 10 milioane de tone pe Pământ. Dar la supergiganți, densitatea este mai mică decât densitatea aerului de lângă suprafața Pământului.

Diametrele unor stele în comparație cu Soarele:

Sirius și Altair sunt de 1,7 ori mai mari,

Vega este de 2,5 ori mai mare,

Regulus de 3,5 ori mai mult

Arcturus este de 26 de ori mai mare

Polar este de 30 de ori mai mare,

Rigel este de 70 de ori mai mare,

Deneb este de 200 de ori mai mult

Antares este de 800 de ori mai mare

YV Canis Major este de 2.000 de ori mai mare (cea mai mare stea cunoscută).

Luminozitatea este energia totală emisă de un obiect (în acest caz, stele) pe unitatea de timp. Luminozitatea stelelor este de obicei comparată cu luminozitatea Soarelui (luminozitatea stelelor este exprimată în termeni de luminozitate a Soarelui). Sirius, de exemplu, radiază de 22 de ori mai multă energie decât Soarele (luminozitatea lui Sirius este de 22 de sori). Luminozitatea lui Vega este de 50 de sori, iar luminozitatea lui Deneb este de 54.000 de sori (Deneb este una dintre cele mai puternice stele).

Luminozitatea aparentă (mai corect, strălucirea) unei stele de pe cerul pământului depinde de:

- distanta pana la stea. Dacă o stea se apropie de noi, atunci luminozitatea ei aparentă va crește treptat. În schimb, pe măsură ce o stea se îndepărtează de noi, luminozitatea ei aparentă va scădea treptat. Dacă luăm două stele identice, atunci cea mai apropiată de noi va părea mai strălucitoare.

- asupra temperaturii straturilor exterioare. Cu cât steaua este mai fierbinte, cu atât trimite mai multă energie luminoasă în spațiu și va apărea mai strălucitoare. Dacă o stea se răcește, atunci luminozitatea sa aparentă pe cer va scădea. Două stele de aceeași dimensiune și la aceeași distanță de noi vor apărea la fel ca luminozitate aparentă, cu condiția să emită aceeași cantitate de energie luminoasă, adică. au aceeași temperatură a straturilor exterioare. Dacă una dintre stele este mai rece decât cealaltă, atunci va părea mai puțin strălucitoare.

- dimensiune (diametru). Dacă luăm două stele cu aceeași temperatură a straturilor exterioare (de aceeași culoare) și le plasăm la aceeași distanță de noi, atunci steaua mai mare va emite mai multă energie luminoasă, ceea ce înseamnă că va apărea mai strălucitoare pe cer.

- de la absorbția luminii de către norii de praf și gaz cosmic care se află în calea liniei de vedere. Cu cât stratul de praf cosmic este mai gros, cu atât absoarbe mai multă lumină de la stea și cu atât steaua apare mai slabă. Dacă luăm două stele identice și punem o nebuloasă de gaz-praf în fața uneia dintre ele, atunci doar această stea va apărea mai puțin strălucitoare.

- de la înălțimea stelei deasupra orizontului. Există întotdeauna o ceață densă lângă orizont, care absoarbe o parte din lumina stelelor. Aproape de orizont (la scurt timp dupa rasaritul soarelui sau putin inainte de apusul soarelui) stelele par intotdeauna mai slabe decat atunci cand sunt deasupra capului.

Este foarte important să nu confundați conceptele de „apare” și „fi”. steaua mai a fi foarte luminos în sine, dar pare slab din diverse motive: din cauza distanței mari până la acesta, datorită dimensiunilor sale mici, datorită absorbției luminii sale praf spațial sau praf în atmosfera Pământului. Prin urmare, atunci când vorbesc despre strălucirea unei stele de pe cerul pământului, folosesc expresia „luminozitate aparentă” sau „strălucire”.

După cum am menționat deja, există stele binare. Dar există și triple (de exemplu, α Centauri) și cvadruple (de exemplu, ε Lyra), și cinci și șase (de exemplu, Castor), etc. Stelele individuale dintr-un sistem stelar sunt numite componente. Sunt numite stele cu mai mult de două componente multipli stele. Toate componentele unei stele multiple sunt conectate prin forțe gravitaționale reciproce (formează un sistem de stele) și se deplasează de-a lungul traiectoriilor complexe.

Dacă există multe componente, atunci aceasta nu mai este o stea multiplă, dar cluster de stele. Distinge mingeȘi risipite clustere de stele. Grupurile globulare conțin multe stele vechi și sunt mai vechi decât clusterele deschise, care conțin multe stele tinere. Grupurile globulare sunt destul de stabile, deoarece stelele din ele se află la distanțe mici unele de altele și forțele de atracție reciprocă dintre ele sunt mult mai mari decât între stelele din clustere deschise. Ciorchinii deschisi se disipă și mai mult în timp.

Grupurile deschise, așa cum este corect, sunt situate în banda Căii Lactee sau în apropiere. În schimb, clusterele globulare sunt situate pe cer înstelat departe de Calea Lactee.

Unele grupuri de stele pot fi văzute chiar și pe cer cu ochiul liber. De exemplu, clustere deschise de Hyade și Pleiade (M 45) în Taur, clustere deschise de Manger (M 44) în Rac, cluster globular M 13 în Hercule. Destul de multe dintre ele pot fi văzute cu binoclul.