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

Raznobojne zvijezde na nebu. Snimljeno s poboljšanim bojama

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

Podrijetlo boje zvijezda

Tajna raznobojnih zvijezda postala je važan alat za astronome - boja zvijezda pomogla im je da prepoznaju površine zvijezda. Temeljio se na izuzetnom prirodnom fenomenu - omjeru tvari i boje svjetlosti koju ona emitira.

Vjerojatno ste već iznijeli vlastita zapažanja o ovoj temi. Žarna žarulja male snage od 30 vata svijetli narančasto – a kad mrežni napon padne, žarna nit jedva da svijetli crveno. Jače žarulje svijetle žuto ili čak bijelo. I elektroda za zavarivanje tijekom rada i kvarcna lampa svijetle plavo. Međutim, ni u kojem slučaju ne smijete gledati u njih - njihova je energija toliko velika da lako može oštetiti mrežnicu oka.

Prema tome, što je objekt topliji, to je njegova boja sjaja bliža plavoj - a što je hladniji, to je bliža tamnocrvenoj. Zvijezde nisu iznimka: isti princip vrijedi i za njih. Utjecaj zvijezde na njezinu boju vrlo je mali - temperatura može sakriti pojedinačne elemente, ionizirajući ih.

Ali zračenje zvijezde pomaže saznati njezin sastav. Atomi svake tvari imaju svoj jedinstveni kapacitet. Svjetlosni valovi nekih boja prolaze kroz njih nesmetano, dok se druge zaustavljaju - zapravo, znanstvenici određuju kemijske elemente iz blokiranih raspona svjetlosti.

Mehanizam "bojenja" zvijezda

Koja je fizička pozadina ovog fenomena? Temperaturu karakterizira brzina kretanja molekula tvari tijela - što je viša, brže se kreću. To utječe na duljinu koja prolazi kroz tvar. Vrući medij skraćuje valove, dok ih hladni medij, naprotiv, produljuje. A vidljiva boja svjetlosnog snopa točno je određena valnom duljinom svjetlosti: kratki valovi odgovorni su za plave nijanse, a dugi za crvene. Bijela boja se dobiva kao rezultat nametanja multispektralnih zraka.

Svima su poznata tri agregatna stanja - čvrsto, tekuće i plinovito.. Što se događa s tvari kada se uzastopno zagrijava do visokih temperatura u zatvorenom volumenu? - Sekvencijalni prijelaz iz jednog agregatnog stanja u drugo: čvrsto - tekuće - plin(zbog porasta brzine gibanja molekula s porastom temperature). Daljnjim zagrijavanjem plina na temperaturama iznad 1200 ºS počinje raspad molekula plina na atome, a na temperaturama iznad 10 000 ºS djelomična ili potpuna dezintegracija atoma plina na njihove sastavne elementarne čestice - elektrone i atomske jezgre. Plazma je četvrto agregatno stanje u kojem su molekule ili atomi tvari djelomično ili potpuno uništeni visokim temperaturama ili iz drugih razloga. 99,9% materije u svemiru je u stanju plazme.

Zvijezde su klasa kozmičkih tijela s masom od 10 26 -10 29 kg. Zvijezda je kuglasto kozmičko tijelo vruće plazme, koje je u pravilu u hidrodinamičkoj i termodinamičkoj ravnoteži.

Ako se ravnoteža poremeti, zvijezda počinje pulsirati (mijenjaju se njezine dimenzije, sjaj i temperatura). Zvijezda postaje promjenjiva zvijezda.

promjenjiva zvijezda je zvijezda čiji se sjaj (prividni sjaj na nebu) mijenja tijekom vremena. Razlozi varijabilnosti mogu biti fizički procesi u unutrašnjosti zvijezde. Takve se zvijezde nazivaju fizičke varijable(na primjer, δ Cephei. Promjenjive zvijezde slične njemu počele su se nazivati cefeide).

upoznati i varijable pomrčine zvijezde čija je varijabilnost uzrokovana međusobnim pomrčinama njihovih komponenti(npr. β Perseus - Algol. Njegovu varijabilnost prvi je otkrio 1669. talijanski ekonomist i astronom Geminiano Montanari).

Pomrčinske promjenjive zvijezde su uvijek dvostruko, oni. sastavljen od dvije blisko razmaknute zvijezde. Promjenjive zvijezde na zvjezdanim kartama označene su zaokruženim krugom:

Zvijezde nisu uvijek muda. Ako zvijezda rotira vrlo brzo, tada njen oblik nije sferičan. Zvijezda se skuplja od polova i postaje poput mandarine ili bundeve (na primjer, Vega, Regulus). Ako je zvijezda dvostruka, tada međusobna privlačnost tih zvijezda jedna prema drugoj također utječe na njihov oblik. Postaju jajolikog ili oblika dinje (na primjer, komponente binarne zvijezde β Lyra ili Spica):

Zvijezde su glavni stanovnici naše Galaksije (naša Galaksija se piše velikim slovom). Sadrži oko 200 milijardi zvijezda. Uz pomoć čak i najvećih teleskopa može se vidjeti samo pola posto od ukupnog broja zvijezda u Galaksiji. Više od 95% sve promatrane materije u prirodi koncentrirano je u zvijezdama. Preostalih 5% su međuzvjezdani plin, prašina i sva nesvjetleća tijela.

Osim Sunca, sve su zvijezde toliko udaljene od nas da se i u najvećim teleskopima promatraju u obliku svjetlećih točaka različitih boja i sjaja. Najbliži Suncu je sustav α Centauri koji se sastoji od tri zvijezde. Jedna od njih - crveni patuljak nazvan Proxima - je najbliža zvijezda. Udaljen je 4,2 svjetlosne godine. Do Siriusa - 8,6 St. godina, do Altaira - 17 sv. godine. To Vega - 26 St. godine. Do Sjevernjače - 830 St. godine. Denebu - 1.500 sv. godine. Po prvi put, udaljenost do druge zvijezde (bila je to Vega) 1837. godine uspio je odrediti V.Ya. Struve.

Prva zvijezda koja je uspjela dobiti sliku diska (pa čak i neke točke na njemu) je Betelgeuse (α Orion). Ali to je zato što je Betelgeuse 500-800 puta veći od Sunca u promjeru (zvijezda pulsira). Dobivena je i slika diska Altaira (α Eagle), 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 °S. Najhladnije zvijezde su crvene, a najtoplije plave. Po boji zvijezde možete procijeniti koliko su vrući njezini vanjski slojevi.

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

Primjeri narančastih zvijezda: Aldebaran (α Bika), Arktur (α Bootes) i Poluks (β Blizanci).

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

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

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

Primjeri plavičastih zvijezda: Regulus (α Lava) i Spica (α Djevice).

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

Temperatura raste s dubinom. Čak i najhladnije zvijezde u središtu dosežu milijune stupnjeva. Sunce ima oko 15 000 000 °C u središtu (također koriste Kelvinovu ljestvicu - ljestvicu apsolutnih temperatura, ali kada su u pitanju vrlo visoke temperature razlika od 273 º između Kelvinove i Celzijeve ljestvice može se zanemariti).

Što je to što toliko zagrije zvjezdanu unutrašnjost? Ispostavilo se da postoje termonuklearni procesi, što rezultira oslobađanjem ogromne količine energije. Na grčkom "termos" znači toplo. Glavni kemijski element od kojeg se sastoje zvijezde je vodik. On je gorivo za termonuklearne procese. U tim se procesima jezgre atoma vodika pretvaraju u jezgre atoma helija, što je popraćeno oslobađanjem energije. Broj jezgri vodika u zvijezdi se smanjuje, a povećava broj jezgri helija. S vremenom se u zvijezdi sintetiziraju i drugi kemijski elementi. Svi kemijski elementi koji čine molekule raznih tvari nekada su rođeni u dubinama zvijezda."Zvijezde su prošlost čovjeka, a čovjek je budućnost zvijezde", ponekad se slikovito kaže.

Proces kojim zvijezda emitira energiju u obliku elektromagnetskih valova i čestica naziva se radijacija. Zvijezde zrače energiju ne samo u obliku svjetlosti i topline, već i drugim vrstama zračenja - gama zrakama, X-zrakama, ultraljubičastim, radio zračenjem. Osim toga, zvijezde emitiraju struje neutralnih i nabijenih čestica. Ti tokovi tvore zvjezdani vjetar. Zvjezdani vjetar je proces istjecanja materije sa zvijezda u svemir. Zbog toga se masa zvijezda stalno i postupno smanjuje. Upravo zvjezdani vjetar sa Sunca (solarni vjetar) dovodi do pojave polarne svjetlosti na Zemlji i drugim planetima. Sunčev vjetar je taj koji skreće repove kometa od Sunca.

Zvijezde, naravno, ne nastaju iz praznine (prostor između zvijezda nije apsolutni vakuum). Materijal je plin i prašina. Neravnomjerno su raspoređeni u prostoru, tvoreći bezoblične oblake vrlo niske gustoće i ogromnog opsega - od jedne ili dvije do desetaka svjetlosnih godina. Takvi se oblaci nazivaju difuzno maglice plina i prašine. Temperatura u njima je vrlo niska - oko -250 °C. Ali ne stvara svaka maglica plina i prašine zvijezde. Neke maglice mogu postojati dugo vremena bez zvijezda. Koji su uvjeti potrebni za početak procesa rađanja zvijezda? Prva je masa oblaka. Ako nema dovoljno materije, tada se, naravno, zvijezda neće pojaviti. Drugo, kompaktnost. U previše rastegnutom i rastresitom oblaku ne mogu započeti procesi njegove kompresije. Pa, i treće, potrebno nam je sjeme - tj. hrpa prašine i plina, koji će kasnije postati zametak zvijezde – protozvijezda. protozvijezda je zvijezda u završnoj fazi svog formiranja. Ako su ti uvjeti ispunjeni, tada počinje gravitacijska kompresija i zagrijavanje oblaka. Ovaj proces završava stvaranje zvijezda- pojava novih zvijezda. Ovaj proces traje milijune godina. Astronomi su pronašli maglice u kojima je proces nastajanja zvijezda u punom jeku - neke su zvijezde već zasvijetlile, neke su u obliku embrija - protozvijezda, a maglica je još uvijek očuvana. Primjer je Velika Orionova maglica.

Glavne fizičke karakteristike zvijezde su sjaj, masa i radijus.(ili promjer), koji se određuju iz promatranja. Poznavajući njih, kao i kemijski sastav zvijezde (koji je određen njezinim spektrom), moguće je izračunati model zvijezde, tj. fizičke uvjete u njezinim dubinama, istražiti procese koji se u njoj odvijaju.Zadržimo se detaljnije na glavnim karakteristikama zvijezda.

Težina. Masa se može izravno procijeniti samo gravitacijskim djelovanjem zvijezde na okolna tijela. Masa Sunca, na primjer, određena je iz poznatih razdoblja revolucije planeta oko njega. Druge zvijezde ne promatraju izravno planete. Pouzdano mjerenje mase moguće je samo za dvojne zvijezde (u ovom slučaju koristi se Keplerov zakon koji je generalizirao Newton III, no i tada je greška 20-60%). Otprilike polovica svih zvijezda u našoj galaksiji su binarne. Mase zvijezda kreću se od ≈0,08 do ≈100 Sunčevih masa.Zvijezde s masom manjom od 0,08 mase Sunca ne postoje, one jednostavno ne postanu zvijezde, već ostaju tamna tijela.Zvijezde s masom većom od 100 masa Sunca izuzetno su rijetke. Većina zvijezda ima masu manju od 5 Sunčevih masa. Sudbina zvijezde ovisi o masi, tj. scenarij prema kojem se zvijezda razvija, evoluira. Mali hladni crveni patuljci vrlo ekonomično koriste vodik i stoga njihov život traje stotinama milijardi godina. Životni vijek Sunca - žutog patuljka - je oko 10 milijardi godina (Sunce je već živjelo oko polovice svog života). Masivni superdivovi brzo troše vodik i izumiru unutar nekoliko milijuna godina nakon rođenja. Što je zvijezda masivnija, to je njezin životni put kraći.

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

• Zvijezde s masom 0,08 mase Sunca su smeđi patuljci; njihova je sudbina stalno stezanje i hlađenje uz prestanak svih termonuklearnih reakcija i pretvaranje u tamna tijela nalik planetima.

• Zvijezde s masom 0,08-0,5 mase Sunca (to su uvijek crveni patuljci) nakon potrošnje vodika počinju se polako smanjivati, dok se zagrijavaju i postaju bijeli patuljak.
  

• Zvijezde s masom 0,5-8 Mase Sunca na kraju života pretvaraju se prvo u crvene divove, a zatim u bijele patuljke. U ovom slučaju, vanjski slojevi zvijezde su razbacani u svemiru u obliku planetarna maglica. Planetarna maglica je često sferična ili prstenasta.
  

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

• Zvijezde s masom većom od 10 mase Sunca na kraju svog životnog puta, prvo postaju crveni superdivovi, zatim eksplodiraju kao supernove (supernova nije nova, već stara zvijezda) i 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 gustoće. Crne rupe ne posjeduju nikakve nadnaravne ili magične moći, one nisu "čudovišta iz svemira". Oni samo imaju toliko jako gravitacijsko polje da ih nikakvo zračenje (ni vidljivo - svjetlo, ni nevidljivo) ne može napustiti. Stoga crne rupe nisu vidljive. Međutim, oni se mogu otkriti po njihovom djelovanju na okolne zvijezde, maglice. Crne rupe su sasvim uobičajena pojava u Svemiru i ne treba ih se bojati. Možda postoji supermasivna crna rupa u središtu naše galaksije.

Radijus (ili promjer). Veličine zvijezda jako variraju - od nekoliko kilometara (neutronske zvijezde) do 2000 solarnih promjera (superdivovi). U pravilu, što je zvijezda manja, to je veća njezina prosječna gustoća. U neutronskim zvijezdama gustoća doseže 10 13 g / cm 3! Naprstak takve tvari na Zemlji bi težio 10 milijuna tona. Ali u superdivovima, gustoća je manja od gustoće zraka u blizini površine Zemlje.

Promjeri nekih zvijezda u usporedbi sa Suncem:

Sirius i Altair su 1,7 puta veći,

Vega je 2,5 puta veća,

Regulus 3,5 puta više

Arkturus 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).

Sjaj je ukupna energija koju emitira neki objekt (u ovom slučaju zvijezde) po jedinici vremena. Sjaj zvijezda obično se uspoređuje sa sjajem Sunca (sjaj zvijezda izražava se preko sjaja Sunca). Sirijus, na primjer, zrači 22 puta više energije od Sunca (luminozitet Sirijusa je 22 Sunca). Sjaj Vege je 50 Sunca, a Deneba 54 000 Sunca (Deneb je jedna od najmoćnijih zvijezda).

Prividni sjaj (točnije, sjaj) zvijezde na Zemljinom nebu ovisi o:

- udaljenost do zvijezde. Ako nam se zvijezda približi, tada će njen prividni sjaj postupno rasti. Suprotno tome, kako se zvijezda udaljava od nas, njezin će se prividni sjaj postupno smanjivati. Ako uzmemo dvije identične zvijezde, tada će se ona koja nam je najbliža činiti svjetlijom.

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

- veličina (promjer). Ako uzmemo dvije zvijezde s istom temperaturom vanjskih slojeva (iste boje) i postavimo ih na istu udaljenost od nas, tada će veća zvijezda emitirati više svjetlosne energije, što znači da će izgledati svjetlije na nebu.

- od apsorpcije svjetlosti od strane oblaka kozmičke prašine i plina koji se nalaze na putu linije gledanja.Što je deblji sloj kozmičke prašine, apsorbira više svjetla sa zvijezde i zvijezda izgleda tamnije. Ako uzmemo dvije identične zvijezde i postavimo maglicu plina i prašine ispred jedne od njih, tada će samo ta zvijezda izgledati manje sjajna.

- s visine zvijezde iznad horizonta. U blizini horizonta uvijek postoji gusta izmaglica, koja apsorbira dio svjetla sa zvijezda. U blizini horizonta (ubrzo nakon izlaska sunca ili nedugo prije zalaska sunca) zvijezde uvijek izgledaju tamnije nego kad su iznad nas.

Vrlo je važno ne brkati pojmove "pojaviti se" i "biti". zvijezda svibanj biti vrlo svijetao sam po sebi, ali činiti se zatamnjen zbog različitih razloga: zbog velike udaljenosti do njega, zbog svoje male veličine, zbog apsorpcije njegove svjetlosti od strane kozmičke prašine ili prašine u Zemljinoj atmosferi. Stoga, kada govore o sjaju zvijezde na zemaljskom nebu, koriste izraz "prividna svjetlina" ili "sjaj".

Kao što je već spomenuto, postoje binarne zvijezde. 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 sustavu nazivaju se komponente. Zvijezde s više od dvije komponente nazivaju se višestruki zvijezde. Sve komponente višestruke zvijezde povezane su međusobnim gravitacijskim silama (tvore sustav zvijezda) i gibaju se složenim putanjama.

Ako ima mnogo komponenti, onda to više nije višestruka zvijezda, već zvjezdani skup. razlikovati lopta I raštrkani zvjezdani skupovi. Kuglasti skupovi sadrže mnogo starih zvijezda i stariji su od otvorenih skupova koji sadrže mnogo mladih zvijezda. Kuglasti grozdovi su prilično stabilni, jer zvijezde u njima su na maloj udaljenosti jedna od druge i sile međusobnog privlačenja među njima su puno veće nego između zvijezda otvorenih skupova. Otvoreni skupovi se s vremenom još više rasipaju.

Otvoreni skupovi, kako je točno, nalaze se u pojasu Mliječne staze ili u blizini. Naprotiv, kuglasti skupovi nalaze se na zvjezdanom nebu daleko od Mliječnog puta.

Neki zvjezdani skupovi mogu se vidjeti na nebu čak i golim okom. Na primjer, otvoreni skupovi Hijada i Plejada (M 45) u Biku, otvoreni skupovi Jaslica (M 44) u Raku, kuglasti skup M 13 u Herkulu. Dosta ih se može vidjeti dalekozorom.

Raznolikost bezbrojnih zvijezda na nebu prisilila je astronome da uspostave neki red među njima. Da bi to učinili, znanstvenici su odlučili podijeliti zvijezde u odgovarajuće klase njihove svjetline. Na primjer, zvijezde koje emitiraju svjetlost nekoliko tisuća puta više od Sunca nazivamo divovima. Nasuprot tome, zvijezde s minimalnim sjajem su patuljci. Znanstvenici su utvrdili da je Sunce po ovoj karakteristici prosječna zvijezda.

drugačije svijetliti?

Neko su vrijeme astronomi mislili da zvijezde ne sjaje na isti način zbog 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 ovisi samo o udaljenosti, već i o temperaturi samih zvijezda. Za usporedbu zvijezda prema njihovom prividnom sjaju, znanstvenici koriste posebnu mjernu jedinicu - apsolutnu magnitudu. Omogućuje vam izračunavanje stvarnog zračenja zvijezde. Pomoću ove metode znanstvenici su izračunali da na nebu postoji samo 20 najsjajnijih zvijezda.

Zašto su zvijezde različite boje?

Gore je napisano da astronomi razlikuju zvijezde po veličini i sjaju. Međutim, ovo nije cijela klasifikacija. Uz veličinu i prividni sjaj, sve su zvijezde također podijeljene prema vlastitoj boji. Činjenica je da svjetlost koja određuje ovu ili onu zvijezdu ima valno zračenje. Ove su prilično kratke. Unatoč minimalnoj valnoj duljini svjetlosti, čak i najmanja razlika u veličini svjetlosnih valova dramatično mijenja boju zvijezde, koja izravno ovisi o temperaturi njezine površine. Na primjer, ako ga zagrijete u željeznoj tavi, također će dobiti odgovarajuću boju.

Spektar boja zvijezde svojevrsna je putovnica koja određuje njezine najkarakterističnije značajke. Na primjer, Sunce i Capella (zvijezda slična Suncu) astronomi su izdvojili u istom. Obje su žuto-blijede boje, površinska temperatura im je 6000°C. Štoviše, njihov spektar sadrži iste tvari: linije, natrij i željezo.

Zvijezde kao što su Betelgeuse ili Antares općenito imaju karakterističnu crvenu boju. Površinska temperatura im je 3000°C, u sastavu im je izoliran titanov oksid. Zvijezde kao što su Sirius i Vega imaju bijelu boju. Njihova površinska temperatura je 10000°C. Njihovi spektri imaju vodikove linije. Tu je i zvijezda s površinskom temperaturom od 30 000 ° C - ovo je plavkasto-bijeli Orion.

Teleskopom možete promatrati 2 milijarde zvijezda do 21 magnitude. Postoji harvardska spektralna klasifikacija zvijezda. U njemu su spektralni tipovi raspoređeni prema opadanju temperature zvijezda. Klase su označene slovima latinične abecede. Ima ih sedam: O - B - A - P - O - K - M.

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

Sjaj i boja zvijezda

Sve zvijezde imaju boju. Postoje plave, bijele, žute, žućkaste, narančaste i crvene zvijezde. Na primjer, Betelgeuse je crvena zvijezda, Castor je bijela, Capella je žuta. Po sjaju se dijele na zvijezde 1., 2., ... n-te magnitude (n max = 25). Izraz "veličina" nema nikakve veze s pravim dimenzijama. Magnituda karakterizira svjetlosni tok koji dolazi na Zemlju od zvijezde. Zvjezdane veličine mogu biti i frakcijske i negativne. Ljestvica magnitude temelji se na percepciji svjetlosti okom. Podjelu zvijezda na zvjezdane magnitude prema prividnom sjaju proveo je starogrčki astronom Hiparh (180. - 110. pr. Kr.). Hiparh je pripisao prvu magnitudu najsjajnijim zvijezdama; smatrao je da su sljedeće po graduaciji sjaja (tj. oko 2,5 puta slabije) zvijezde druge magnitude; zvijezde slabije od zvijezda druge magnitude 2,5 puta nazivane su zvijezdama treće magnitude itd.; zvijezdama na granici vidljivosti golim okom dodijeljena je šesta veličina.

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

Magnituda koju bi zvijezda imala na udaljenosti od 10 parseka zove se apsolutna magnituda. Označena je apsolutna zvjezdana magnituda - M, a prividna zvjezdana veličina - m.

Kemijski sastav vanjskih slojeva zvijezda, iz kojih dolazi njihovo zračenje, karakterizira potpuna prevlast vodika. Na drugom mjestu je helij, a sadržaj ostalih elemenata je prilično mali.

Temperatura i masa zvijezda

Poznavanje spektralne vrste ili boje zvijezde odmah daje temperaturu njezine površine. Budući da zvijezde zrače približno kao apsolutno crna tijela odgovarajuće temperature, snaga koju zrači jedinica njihove površine u jedinici vremena određena je Stefan-Boltzmannovom zakonu.

Podjela zvijezda na temelju usporedbe sjaja zvijezda s njihovom temperaturom i bojom te apsolutnom magnitudom (Hertzsprung-Russell dijagram):

1. glavni niz (u njegovom središtu je Sunce - žuti patuljak)
2. superdivovi (veliki i jakog sjaja: Antares, Betelgeuse)
3. niz crvenih divova
4. patuljci (bijeli - Sirius)
5. potpatuljasti
6. bijelo-plavi niz

Ova se podjela temelji i na starosti zvijezde.

Razlikuju se sljedeće zvijezde:

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

• a) vidni dvojnik, ako se pri promatranju teleskopom uočava njihova dvojnost;
• b) višekratnici - ovo je sustav zvijezda s brojem većim od 2, ali manjim od 10;
• c) optičko-dvostruke - to su zvijezde čija je blizina rezultat slučajne projekcije na nebo, au svemiru su daleko;
• d) fizičke dvojne zvijezde su zvijezde koje tvore jedan sustav i kruže pod djelovanjem sila međusobnog privlačenja oko zajedničkog središta mase;
• e) spektroskopske dvojne zvijezde su zvijezde koje se međusobno kružeći približavaju jedna drugoj i iz spektra se može utvrditi njihova dvojnost;
• e) pomrčinski binar - to su zvijezde "koje, kada se međusobno okreću, blokiraju jedna drugu;

varijable (b Cephei). Cefeide su varijable u sjaju zvijezde. 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;

nestacionarno.

nove zvijezde- to su zvijezde koje su dugo postojale, ali su odjednom planule. Njihov se sjaj u kratkom vremenu povećao za 10 000 puta (amplituda promjene sjaja 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 tijekom eksplozije supernove.

Podaci o ukupnom broju pulsara i njihovom životnom vijeku pokazuju da se u prosjeku rađaju 2-3 pulsara po stoljeću, što se približno podudara s učestalošću eksplozija supernova u Galaksiji.

Evolucija zvijezda

Kao i sva tijela u prirodi, zvijezde ne ostaju nepromijenjene, one se rađaju, razvijaju i na kraju umiru. Astronomi su mislili da su bili potrebni milijuni godina da se zvijezda formira iz međuzvjezdanog plina i prašine. Ali posljednjih godina snimljene su fotografije područja neba koje je dio Velike Orionove maglice, gdje se tijekom nekoliko godina pojavio mali skup zvijezda. Na fotografijama iz 1947. godine na ovom je mjestu zabilježena skupina od tri zvjezdasta objekta. Do 1954. neke od njih postale su duguljaste, a do 1959. te su se duguljaste formacije raspale u pojedinačne zvijezde. Po prvi put u povijesti čovječanstva ljudi su promatrali rađanje zvijezda doslovno pred našim očima.

Na mnogim dijelovima neba postoje uvjeti potrebni za pojavu zvijezda. Proučavajući fotografije maglovitih područja Mliječnog puta, bilo je moguće pronaći male crne mrlje nepravilnog oblika ili kuglice, koje su masivne nakupine prašine i plina. Ovi oblaci plina i prašine sadrže čestice prašine koje vrlo snažno apsorbiraju svjetlost koja dolazi od zvijezda iza njih. Veličina globula je ogromna - do nekoliko svjetlosnih godina u promjeru. Unatoč činjenici da je materija u tim klasterima vrlo razrijeđena, njihov ukupni volumen je toliko velik da je sasvim dovoljan za formiranje malih klastera zvijezda bliskih masi Suncu.

U crnoj kugli, pod utjecajem tlaka zračenja koje emitiraju okolne zvijezde, materija se sabija i zbija. Takva kompresija traje neko vrijeme, ovisno o izvorima zračenja koji okružuju globulu i intenzitetu potonjeg. Gravitacijske sile koje proizlaze iz koncentracije mase u središtu globule također nastoje sabiti globulu, uzrokujući da materija padne prema njezinu središtu. Padajući, čestice tvari dobivaju kinetičku energiju i zagrijavaju plin i oblak.

Pad materije može trajati stotinama godina. U početku se to događa polako, bez žurbe, jer su gravitacijske sile koje privlače čestice u središte još uvijek vrlo slabe. Nakon nekog vremena, kada se globula smanji, a gravitacijsko polje poveća, pad se počinje događati brže. Ali kugla je golema, promjera ne manje od svjetlosne godine. To znači da udaljenost od njegove vanjske granice do središta može premašiti 10 trilijuna kilometara. Ako čestica s ruba globule počne padati prema središtu brzinom nešto manjom od 2 km/s, tada će do središta doći tek nakon 200 000 godina.

Životni vijek zvijezde ovisi o njezinoj masi. Zvijezde s masom manjom od mase Sunca vrlo štedljivo koriste svoje nuklearno gorivo i mogu svijetliti desecima milijardi godina. Vanjski slojevi zvijezda poput našeg Sunca, s masama ne većim od 1,2 Sunčeve mase, postupno se šire i na kraju potpuno napuštaju jezgru zvijezde. Na mjestu diva ostaje mali i vrući bijeli patuljak.

Bilo koja zvijezda - žuta, plava ili crvena - vruća je kugla plina. Suvremena klasifikacija rasvjetnih tijela temelji se na nekoliko parametara. To uključuje površinsku temperaturu, veličinu i svjetlinu. Boja zvijezde viđene u vedroj noći ovisi uglavnom o prvom parametru. Najtoplije svjetiljke su plave ili čak plave, najhladnije su crvene. Žute zvijezde, čiji su primjeri navedeni u nastavku, zauzimaju srednji položaj na temperaturnoj ljestvici. Sunce je jedno od tih svjetiljki.

Razlike

Tijela zagrijana na različite temperature emitiraju svjetlost različitih valnih duljina. Boja koju određuje ljudsko oko ovisi o ovom parametru. Što je valna duljina kraća, to je tijelo toplije i njegova je boja bliža bijeloj i plavoj. To vrijedi i za zvijezde.

Crvena svjetiljke su najhladnije. Njihova površinska temperatura doseže samo 3 tisuće stupnjeva. Zvijezda je žuta, poput našeg Sunca, već vruća. Njegova fotosfera se zagrijava do 6000º. Bijela svjetiljke su još toplije - od 10 do 20 tisuća stupnjeva. I na kraju, plave zvijezde su najvruće. Temperatura njihove površine doseže od 30 do 100 tisuća stupnjeva.

Opće karakteristike

Značajke žutog patuljka

Male veličine, svjetiljke karakterizira impresivan životni vijek. ovaj parametar je 10 milijardi godina. Sunce se sada nalazi otprilike u sredini svog životnog ciklusa, odnosno preostalo mu je oko 5 milijardi godina prije nego što napusti Glavni niz i postane crveni div.

Zvijezda, žuta i pripada "patuljastom" tipu, ima dimenzije slične onima Sunca. Izvor energije za takve svjetiljke je sinteza helija iz vodika. Oni prelaze na sljedeći stupanj evolucije nakon što vodik završi u jezgri i počne izgaranje helija.

Osim Sunca, žuti patuljci uključuju A, Alpha Northern Corona, Mu Bootes, Tau Ceti i druga svjetlila.

Žuti subdivi

Zvijezde slične Suncu, nakon iscrpljenja vodikovog goriva, počinju se mijenjati. Kada se helij zapali u jezgri, zvijezda će se proširiti i pretvoriti u. Međutim, ova faza ne nastupa odmah. Prvo počinju gorjeti vanjski slojevi. Zvijezda je već napustila glavnu sekvencu, ali se još nije proširila - nalazi se u fazi subgiganta. Masa takve zvijezde obično varira od 1 do 5

Zvijezde koje su impresivnije veličine također mogu proći kroz stadij žutog subgiganta. Međutim, kod njih je ova faza manje izražena. Najpoznatiji poddiv danas je Procyon (Alpha Canis Minor).

Prava rijetkost

Žute zvijezde, čija su imena navedena gore, pripadaju prilično uobičajenim vrstama u svemiru. Drugačija je situacija s hiperdivovima. To su pravi divovi, koji se smatraju najtežim, najsjajnijim i najvećim, a istovremeno imaju najkraći životni vijek. Većina poznatih hipergiganata su jarko plave varijable, ali među njima postoje bijele, žute, pa čak i crvene zvijezde.

Među takvim rijetkim kozmičkim tijelima je, primjerice, Rho Cassiopeia. Ovo je žuti hipergigant, 550 tisuća puta ispred Sunca u sjaju. Udaljen je od našeg planeta 12 000 metara, a po vedroj noći može se vidjeti golim okom (vidljivi sjaj je 4,52 m).

superdivovi

Hiperdivovi su poseban slučaj superdivova. Potonji također uključuje žute zvijezde. Oni su, prema astronomima, prijelazna faza u evoluciji svjetiljki od plavih do crvenih superdiva. Ipak, u fazi žutog superdiva, zvijezda može postojati dosta dugo. U pravilu, u ovoj fazi evolucije, svjetiljke ne umiru. Za sve vrijeme proučavanja svemira zabilježene su samo dvije supernove koje su generirale žute supergigante.

Takva svjetla uključuju Canopus (Alpha Carina), Rastaban (Beta Dragon), Beta Aquarius i neke druge objekte.

Kao što vidite, svaka zvijezda, žuta poput Sunca, ima specifične karakteristike. No, svatko ima nešto zajedničko - to je boja koja nastaje zagrijavanjem fotosfere na određene temperature. Osim navedenih, takva svjetla uključuju Epsilon Shield i Beta Crow (svijetli divovi), Delta južnog trokuta i Beta žirafa (superdivovi), Capella i Vindemiatrix (divovi) i mnoga druga kozmička tijela. Treba napomenuti da se boja navedena u klasifikaciji objekta ne podudara 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 točnije informacije od ljudskog oka. Zahvaljujući njemu znanstvenici mogu razlikovati plave, žute i crvene zvijezde, udaljene od nas na velikim udaljenostima.