Zvijezde dolaze u različitim bojama. Zvijezde: vrste zvijezda i njihova klasifikacija prema boji i veličini

Raznobojne zvijezde na nebu. Snimljeno sa poboljšanim bojama

Paleta boja zvijezda je široka. Plava, žuta i crvena - nijanse su vidljive čak i kroz atmosferu, koja obično iskrivljuje obrise kosmičkih tijela. Ali odakle dolazi boja zvijezde?

Poreklo boje zvezda

Tajna raznobojnih zvijezda postala je važan alat za astronome - boja zvijezda im je pomogla da prepoznaju površine zvijezda. Zasnovala se na izvanrednom prirodnom fenomenu - odnosu između supstance i boje svjetlosti koju emituje.

Vjerovatno ste već napravili svoja zapažanja o ovoj temi. Žarulja male snage 30-vatnih sijalica svijetli narandžasto - a kada napon mreže padne, žarulja jedva svijetli crveno. Jače sijalice svijetle žuto ili čak bijelo. I elektroda za zavarivanje tokom rada i kvarcna lampa svijetle plavo. Međutim, ni u kom slučaju ih ne treba gledati - njihova energija je toliko velika da lako može oštetiti mrežnicu oka.

Shodno tome, što je predmet topliji, to je njegova boja sjaja bliža plavoj – a što je hladnija, to je bliža tamnocrvenoj. Zvijezde nisu izuzetak: isti princip vrijedi i za njih. Utjecaj zvijezde na njenu boju je vrlo mali - temperatura može sakriti pojedinačne elemente, ionizirajući ih.

Ali zračenje zvijezde pomaže da se sazna njen sastav. Atomi svake supstance imaju svoj jedinstveni kapacitet. Svjetlosni valovi nekih boja prolaze kroz njih nesmetano, dok se druge zaustavljaju - zapravo, naučnici određuju hemijske elemente iz blokiranih raspona svjetlosti.

Mehanizam "bojenja" zvijezda

Koja je fizička pozadina ovog fenomena? Temperaturu karakterizira brzina kretanja molekula tvari tijela - što je viša, to se brže kreću. Ovo utiče na dužinu koja prolazi kroz supstancu. Vrući medij skraćuje talase, dok ih hladan medij, naprotiv, produžuje. A vidljiva boja svetlosnog snopa precizno je određena talasnom dužinom svetlosti: kratki talasi su odgovorni za plave nijanse, a dugi za crvene. Bijela boja se dobija kao rezultat nametanja multispektralnih zraka.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Primeri žutih zvezda: Sunce, Kapela (α Aurigae) i Toliman (α Centauri).

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

• Zvijezde sa masom 0,08 mase Sunca su smeđi patuljci; njihova sudbina je stalna kontrakcija i hlađenje sa prestankom svih termonuklearnih reakcija i transformacijom u tamna planeta slična tijela.

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

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

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

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

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

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

Prečnici nekih zvijezda u poređenju sa Suncem:

Sirijus i Altair su 1,7 puta veći,

Vega je 2,5 puta veća,

Regulus 3,5 puta više

Arktur je 26 puta veći

Polar je 30 puta veći,

Rigel je 70 puta veći,

Deneb je 200 puta više

Antares je 800 puta veći

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Otvorena jata, kako je tačno, nalaze se u pojasu Mliječnog puta ili u blizini. Naprotiv, kuglasta jata se nalaze na zvezdanom nebu daleko od Mlečnog puta.

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

Raznolikost bezbrojnih zvijezda na nebu natjerala je astronome da uspostave neki red među njima. Da bi to učinili, naučnici su odlučili podijeliti zvijezde u odgovarajuće klase njihovog sjaja. Na primjer, zvijezde koje emituju svjetlost nekoliko hiljada puta više od Sunca nazivaju se divovima. Nasuprot tome, zvijezde sa minimalnim sjajem su patuljci. Naučnici su otkrili da je Sunce, prema ovoj osobini, prosječna zvijezda.

drugačije sijaju?

Neko vreme su astronomi mislili da zvezde ne sijaju na isti način zbog njihovog različitog položaja u odnosu na Zemlju. Ali nije tako. Astronomi su otkrili da čak i one zvijezde koje se nalaze na istoj udaljenosti od Zemlje mogu imati potpuno drugačiji prividni sjaj. Ovaj sjaj ne zavisi samo od udaljenosti, već i od temperature samih zvezda. Da bi uporedili zvezde po njihovom očiglednom sjaju, naučnici koriste specifičnu jedinicu mere - apsolutnu magnitudu. Omogućava vam izračunavanje stvarnog zračenja zvijezde. Koristeći ovu metodu, naučnici su izračunali da na nebu postoji samo 20 najsjajnijih zvezda.

Zašto su zvezde različite boje?

Gore je napisano da astronomi razlikuju zvijezde po njihovoj veličini i sjaju. Međutim, ovo nije cijela klasifikacija. Pored veličine i prividnog sjaja, sve zvijezde su također podijeljene prema vlastitoj boji. Činjenica je da svjetlost koja određuje ovu ili onu zvijezdu ima talasno zračenje. Ovo je prilično kratko. Uprkos minimalnoj talasnoj dužini svetlosti, čak i najmanja razlika u veličini svetlosnih talasa dramatično menja boju zvezde, koja direktno zavisi od temperature njene površine. Na primjer, ako ga zagrijete u željeznoj tavi, on će također dobiti odgovarajuću boju.

Spektar boja zvijezde je vrsta pasoša koji određuje njene najkarakterističnije karakteristike. Na primjer, Sunce i Capella (zvijezda slična Suncu) astronomi su izdvojili u istom. Oba su žuto-blede boje, površinska temperatura im je 6000°C. Štaviše, njihov spektar sadrži iste supstance: linije, natrijum i gvožđe.

Zvijezde kao što su Betelgeuse ili Antares općenito imaju karakterističnu crvenu boju. Temperatura površine im je 3000°C, u njihovom sastavu je izoliran titanov oksid. Zvijezde poput Sirijusa i Vega imaju bijelu boju. Temperatura njihove površine je 10000°C. Njihovi spektri imaju vodonične linije. Postoji i zvijezda s temperaturom površine od 30.000 ° C - ovo je plavkasto-bijeli Orion.

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

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

Sjaj i boja zvijezda

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

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

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

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

Temperatura i masa zvijezda

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

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

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

Ova podjela je također zasnovana na starosti zvijezde.

Odlikuju se sljedeće zvijezde:

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

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

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

nestacionarni.

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

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

Pulsar- neutronska zvijezda koja nastaje tokom eksplozije supernove.

Podaci o ukupnom broju pulsara i njihovom životnom vijeku ukazuju na to da se u prosjeku rađaju 2-3 pulsara u vijeku, što se približno poklapa sa učestalošću eksplozija supernove u Galaksiji.

Evolucija zvijezda

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

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

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

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

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

Svaka zvijezda - žuta, plava ili crvena - je vruća lopta plina. Moderna klasifikacija svjetiljki zasniva se na nekoliko parametara. To uključuje temperaturu površine, veličinu i svjetlinu. Boja zvijezde koja se vidi u vedroj noći ovisi uglavnom o prvom parametru. Najtoplije svetiljke su plave ili čak plave, a najhladnije crvene. Žute zvijezde, čiji su primjeri navedeni u nastavku, zauzimaju srednju poziciju na temperaturnoj skali. Sunce je jedno od ovih svetiljki.

Razlike

Tijela zagrijana na različite temperature emituju svjetlost različitih talasnih dužina. Boja koju određuje ljudsko oko zavisi od ovog parametra. Što je talasna dužina kraća, to je telo toplije i njegova boja je bliža beloj i plavoj. Ovo važi i za zvezde.

Crvene svetiljke su najhladnije. Njihova površinska temperatura dostiže samo 3 hiljade stepeni. Zvezda je žuta, kao naše Sunce, već vruća. Njegova fotosfera se zagrijava do 6000º. Bijela svjetiljka su još toplija - od 10 do 20 hiljada stepeni. I na kraju, plave zvijezde su najzgodnije. Temperatura njihove površine dostiže od 30 do 100 hiljada stepeni.

Opće karakteristike

Karakteristike žutog patuljka

Male veličine, svjetiljke se odlikuju impresivnim vijekom trajanja. ovaj parametar je 10 milijardi godina. Sunce se sada nalazi otprilike na sredini svog životnog ciklusa, odnosno preostalo mu je oko 5 milijardi godina prije nego što napusti Glavni niz i postane crveni džin.

Zvezda, žuta i pripada tipu "patuljaka", ima dimenzije slične sunčevim. Izvor energije za takve svjetiljke je sinteza helijuma iz vodonika. Oni prelaze u sljedeću fazu evolucije nakon što vodonik završi u jezgru i počne sagorijevanje helijuma.

Pored Sunca, žuti patuljci uključuju A, Alpha Northern Corona, Mu Bootes, Tau Ceti i druge svjetiljke.

Žuti podgiganti

Zvijezde slične Suncu, nakon iscrpljivanja vodikovog goriva, počinju da se mijenjaju. Kada se helijum zapali u jezgru, zvezda će se proširiti i pretvoriti u. Međutim, ova faza ne nastupa odmah. Vanjski slojevi prvi počinju gorjeti. Zvijezda je već napustila glavnu sekvencu, ali se još nije proširila - nalazi se u subgiant fazi. Masa takve zvijezde obično varira od 1 do 5

Zvijezde koje su impresivnije veličine također mogu proći kroz stadijum žutog poddžina. Međutim, za njih je ova faza manje izražena. Najpoznatiji poddžin danas je Procion (Alpha Canis Minor).

Prava rijetkost

Žute zvijezde, čija su imena navedena gore, pripadaju prilično uobičajenim tipovima u Univerzumu. Drugačija je situacija sa hipergigantima. To su pravi divovi, koji se smatraju najtežim, najsjajnijim i najvećim, a ujedno imaju i najkraći životni vijek. Većina poznatih hipergiganata su svijetloplave varijable, ali među njima postoje bijele, žute, pa čak i crvene zvijezde.

Među takvim rijetkim kosmičkim tijelima je, na primjer, Rho Cassiopeia. Ovo je žuti hipergigant, 550 hiljada puta ispred Sunca po sjaju. Udaljen je 12.000 metara od naše planete.U vedrim noćima može se vidjeti golim okom (vidljivi sjaj je 4,52m).

supergiganti

Hipergiganti su poseban slučaj supergiganata. Ovo posljednje također uključuje žute zvijezde. Oni su, prema astronomima, prelazna faza u evoluciji svjetiljki od plavih do crvenih supergiganata. Ipak, u fazi žutog supergiganta, zvijezda može postojati prilično dugo. U pravilu, u ovoj fazi evolucije, svjetiljke ne umiru. Za sve vreme proučavanja svemira, zabeležene su samo dve supernove koje su generisali žuti supergiganti.

U takve svjetiljke spadaju Canopus (Alpha Carina), Rastaban (Beta Dragon), Beta Aquarius i neki drugi objekti.

Kao što vidite, svaka zvijezda, žuta poput Sunca, ima specifične karakteristike. Međutim, svi imaju nešto zajedničko - ovo je boja koja je rezultat zagrijavanja fotosfere na određene temperature. Pored navedenih, takva svjetla uključuju Epsilon Shield i Beta Crow (svijetli divovi), Delta Južnog trougla i Beta Giraffe (supergiganti), Capella i Vindemiatrix (divovi) i mnoga druga kosmička tijela. Treba napomenuti da se boja navedena u klasifikaciji objekata ne poklapa uvijek s vidljivom. To se događa jer je prava boja svjetlosti iskrivljena plinom i prašinom, a također i nakon prolaska kroz atmosferu. Astrofizičari koriste spektrograf za određivanje boje: on pruža mnogo preciznije informacije od ljudskog oka. Zahvaljujući njemu naučnici mogu razlikovati plave, žute i crvene zvijezde, udaljene od nas na velikim udaljenostima.