Зірки за кольором бувають. Зірки: види зірок та їх класифікація за кольором та розміром

Різнокольорові зірки на небі. Знімок із посиленими квітами

Колірна палітра зірок широка. Блакитні, жовті та червоні – відтінки видно навіть крізь атмосферу, що зазвичай спотворює обриси космічних тіл. Але звідки береться колір зірки?

Походження кольору зірок

Секрет різнобарвності зірок став важливим знаряддям астрономів - колір світил допоміг їм пізнати поверхні зірок. В основу лягло примітне природне явище - співвідношення між речовини і кольором світла, що випромінюється ним.

Спостереження на цю тему ви напевно зробили самі. Нитка малопотужних 30-ватних лампочок горить помаранчевим світлом — а коли напруга в мережі падає, нитка напруження ледве тліє червоним. Сильніші лампочки світяться жовтим або навіть білим кольором. А зварювальний електрод під час роботи та кварцова лампа світяться блакитним. Проте дивитися на них у жодному разі не варто — їхня енергія настільки велика, що може легко пошкодити сітківку ока.

Відповідно, чим гарячіший предмет, тим ближчий його колір його свічення до блакитного — а чим холодніший, тим ближчий до темно-червоного. Зірки не стали винятком: такий самий принцип діє і на них. Вплив зірки на її колір дуже незначний - температура може приховувати окремі елементи, іонізуючи їх.

Але саме випромінювання зірки допомагає з'ясувати її склад. Атоми кожної речовини мають унікальну пропускну здатність. Світлові хвилі одних кольорів безперешкодно проходять крізь них, коли інші зупиняються — власне, заблокованими діапазонами світла вчені визначають хімічні елементи.

Механізм «фарбування» зірок

Яке фізичне підґрунтя цього явища? Температура характеризується швидкістю руху молекул речовини тіла — що вона вища, то швидше вони рухаються. Це впливає на довжину, яка проходить крізь речовину. Гаряче середовище вкорочує хвилі, а холодне — навпаки, подовжує. А видимий колір світлового променя визначається довжиною світлової хвилі: короткі хвилі відповідають за сині відтінки, а довгі — за червоні. Білий колір виходить у результаті накладання різноспектральних променів.

Всім відомі три агрегатні стани речовини - твердий, рідкий та газоподібний. Що станеться із речовиною при послідовному нагріванні до високих температур у замкнутому обсязі? - Послідовний перехід з одного агрегатного стану до іншого: тверде тіло - рідина - газ(Внаслідок збільшення швидкості руху молекул при зростанні температури). При подальшому нагріванні газу при температурах понад 1200 ºС починається розпад молекул газу на атоми, а при температурах вище 10 000 ºС - частковий або повний розпад атомів газу на елементарні частинки, що їх складають, - електрони і ядра атомів. Плазма - четверте стан речовини, у якому молекули чи атоми речовини частково чи повністю зруйновані під впливом високих температур чи з інших причин. 99,9% речовини Всесвіту перебуває у стані плазми.

Зірки - це клас космічних тіл, що мають масу 10 26 -10 29 кг. Зірка - це розпечене плазмове кулясте космічне тіло, що знаходиться, як правило, в гідродинамічній і термодинамічній рівновазі.

Якщо рівновага порушується, зірка починає пульсувати (змінюються її розміри, світність та температура). Зірка стає змінною зіркою.

Змінна зірка- це зірка, у якої згодом змінюється блиск (яскравість на небі). Причинами змінності можуть бути фізичні процеси у надрах зірки. Такі зірки називають фізичними змінними(наприклад, δ Цефея. Подібні до неї змінні зірки стали називати цефеїдами).

Зустрічаються і затемнено-зміннізірки, причиною змінності яких є взаємні затемнення їх компонентів(наприклад, β Персея - Алголь. Її змінність вперше виявив у 1669 р. італійський економіст та астроном Джемініано Монтанарі).

Затменно-змінні зірки завжди є подвійними, тобто. складаються із двох близько розташованих зірок. Змінні зірки на зіркових картах позначаються обведеним гуртком:

Не завжди зірки – кулі. Якщо зірка дуже швидко обертається, то її форма не куляста. Зірка стискається з полюсів і стає схожою на мандарин чи гарбуз (наприклад, Вега, Регул). Якщо зірка є подвійною, то взаємне тяжіння цих зірок одна до одної також впливає їх форму. Вони стають яйцеподібними або динеподібними (наприклад, компоненти подвійної зірки β Ліри або Спіки):

Зірки – основні жителі нашої Галактики (наша Галактика пишеться з великої літери). У ній налічується близько 200 мільярдів зірок. За допомогою навіть найбільших телескопів вдається розглянути лише піввідсотка загальної кількості зірок Галактики. У зірках зосереджено понад 95 % усієї речовини, що спостерігається в природі. Інші 5% становлять міжзоряний газ, пил і всі несамосвітлюючі тіла.

Крім Сонця, всі зірки знаходяться від нас так далеко, що навіть у найбільші телескопи вони спостерігаються у вигляді крапок, що світяться, різного кольору і блиску. Найближчою до Сонця є система Центавра, що складається з трьох зірок. Одна з них - червоний карлик під назвою Проксима - є найближчою зіркою. До неї 4,2 світлового року. До Сіріуса – 8,6 св. років, до Альтаїра – 17 св. років. До Веги – 26 св. років. До Полярної зірки – 830 св. років. До Денеба – 1 500 св. років. Вперше відстань до іншої зірки (це була Вега) в 1837 зміг визначити В.Я. Струве.

Перша зірка, яка отримала зображення диска (і навіть якихось плям на ньому) - Бетельгейзе (α Оріона). Але це тому, що діаметром Бетельгейзе перевершує Сонце в 500-800 разів (зірка пульсує). Також було отримано зображення диска Альтаїра (α Орла), але це тому, що Альтаїр – одна з найближчих зірок.

Колір зірок залежить від температури зовнішніх шарів.Діапазон температур – від 2 000 до 60 000 °С. Найхолодніші зірки – червоні, а найгарячіші – блакитні. За кольором зірки можна судити, наскільки сильно розжарені зовнішні шари.

Приклади червоних зірок: Антарес ( Скорпіона) і Бетельгейзе ( Оріона).

Приклади помаранчевих зірок: Альдебаран (α Тельця), Арктур ​​(α Волопаса) і Поллукс (β Близнюків).

Приклади жовтих зірок: Сонце, Капелла (α Возничого) та Толіман (α Центавра).

Приклади жовтувато-білих зірок: Проціон (α Малого Пса) та Канопус (α Кіля).

Приклади білих зірок: Сіріус (α Великого Пса), Вега (α Ліри), Альтаїр (α Орла) та Денеб (α Лебедя).

Приклади блакитних зірок: Регул (α Лева) та Спіка (α Діви).

Через те, що від зірок приходить дуже мало світла, людське око здатне розрізняти колірні відтінки лише у найяскравіших із них. У бінокль і тим більше телескоп (вони вловлюють більше світла, ніж очей) колір зірок стає помітнішим.

З глибиною температура наростає. Навіть у найхолодніших зірок у центрі температура сягає мільйонів градусів. У Сонця в центрі близько 15 000 000 °С (використовують також шкалу Кельвіна - шкалу абсолютних температур, але коли йдеться про дуже високі температури, різницею в 273 º між шкалами Кельвіна і Цельсія можна знехтувати).

Що так сильно розігріває зоряні надра? Виявляється, там відбуваються термоядерні процеси, внаслідок яких виділяється величезна кількість енергії. У перекладі з грецької "термос" означає теплий. Основний хімічний елемент, з якого складаються зірки. водень.Саме він є паливом для термоядерних процесів. У цих процесах відбувається перетворення ядер атомів водню на ядра атомів гелію, що супроводжується виділенням енергії. Кількість ядер водню у зірці у своїй зменшується, а кількість ядер гелію - збільшується. Згодом у зірці синтезуються та інші хімічні елементи. Усі хімічні елементи, у тому числі складаються молекули різних речовин, народилися колись у надрах зірок."Зірки - це минуле людини, а людина - це майбутнє зірки", - так іноді образно кажуть.

Процес випромінювання зіркою енергії у вигляді електромагнітних хвиль і частинок називається випромінюванням. Зірки випромінюють енергію у вигляді світла і тепла, а й інших видів випромінювань - гамма-променів, рентгенівського, ультрафіолетового, радіовипромінювання. Крім того, зірки випускають потоки нейтральних та заряджених частинок. Ці потоки утворюють зоряний вітер. Зірковий вітер- це процес витікання речовини зі зірок у космічний простір. В результаті маса зірок постійно і поступово зменшується. Саме зоряний вітер від Сонця (сонячний вітер) призводить до появи полярних сяйв Землі та інших планетах. Саме сонячний вітер відхиляє хвости комет у протилежний від Сонця бік.

Зірки з'являються, звісно, ​​ні з порожнечі (простір між зірками - це абсолютний вакуум). Матеріалом служать газ та пил. Вони розподілені в космосі нерівномірно, утворюючи безформні хмари дуже невеликої щільності та величезної протяжності - від одного-двох до десятків світлових років. Такі хмари називаються дифузними газо-пиловими туманностями.Температура в них дуже низька – близько -250 °С. Але не в кожній газопиловій туманності утворюються зірки. Деякі туманності можуть довго існувати без зірок. Які умови необхідні для початку процесу зародження зірок? По-перше, це маса хмари. Якщо матерії недостатньо, то, звісно, ​​зірка не з'явиться. Друге – компактність. У надто протяжній і пухкій хмарі не можуть початися процеси його стиснення. Ну, і по-третє, потрібна затравка – тобто. потік пилу і газу, який стане згодом зародком зірки - протозіркою. Протозірка– це зірка на завершальному етапі свого формування. Якщо цих умов дотримуються, то починається гравітаційне стиск і розігрів хмари. Цей процес закінчується зіркоутворенням- Появою нових зірок. Займає цей процес мільйони років. Астрономами було знайдено туманності, у яких процес зореутворення у розпалі - деякі зірки вже запалилися, деякі перебувають у вигляді зародків - протозвезд, і туманність ще збереглася. Прикладом є Велика Туманність Оріону.

Основними фізичними характеристиками зірки є світність, маса та радіус.(або діаметр), що визначаються зі спостережень. Знаючи їх, і навіть хімічний склад зірки (що визначається її спектру), можна розрахувати модель зірки, тобто. фізичні умови у її надрах, досліджувати процеси, що у ній відбуваються.Зупинимося докладніше основних характеристик зірок.

Маса.Безпосередньо оцінити масу можна лише за гравітаційним впливом зірки на оточуючі тіла. Масу Сонця, наприклад, визначили за відомими періодами обігу навколо нього планет. В інших зірок планети безпосередньо не спостерігаються. Достовірний вимір маси можливий лише у подвійних зірок (при цьому використовується узагальнений Ньютоном III закон Кеплера, ні тоді похибка становить 20-60 %). Приблизно половина всіх зірок у нашій Галактиці – подвійні. Маси зірок коливаються від 0,08 до 100 мас Сонця.Зірок з масою менше 0,08 маси Сонця не буває, вони просто не стають зірками, а залишаються темними тілами.Зірки масою понад 100 мас Сонця зустрічаються дуже рідко. Більшість зірок має маси менше 5 мас Сонця. Від маси залежить доля зірки, тобто. той сценарій, яким зірка розвивається, еволюціонує.Маленькі холодні червоні карлики дуже економно витрачають водень і тому їхнє життя триває сотні мільярдів років. Тривалість життя Сонця – жовтого карлика – близько 10 мільярдів років (Сонце вже прожило близько половини свого життя). Масивні надгіганти витрачають водень швидко і згасають вже за кілька мільйонів років після народження. Чим масивніша зірка, тим коротше її життєвий шлях.

Вік Всесвіту оцінюється у 13,7 мільярдів років.Тому зірок віком понад 13,7 мільярда років поки що не існує.

• Зірки з масою 0,08 маси Сонця – це коричневі карлики; їхня доля - постійне стиснення та охолодження з припиненням всіх термоядерних реакцій та перетворенням на темні планетоподібні тіла.

• Зірки з масою 0,08-0,5 маси Сонця (це завжди червоні карлики) після витрачання водню починають повільно стискатися, при цьому нагріваючись і стаючи білим карликом.
  

• Зірки з масою 0,5-8 мас Сонця наприкінці життя перетворюються спочатку на червоних гігантів, а потім на білих карликів. Зовнішні шари зірки при цьому розсіюються у космічному просторі у вигляді планетарної туманності. Планетарна туманність часто має форму сфери чи кільця.
  

• Зірки з масою 8-10 мас Сонця можуть наприкінці життя вибухати, а можуть старіти спокійно, спочатку перетворюючись на червоних надгігантів, а потім на червоних карликів.

• Зірки з масою більше 10 мас Сонця в кінці життєвого шляху спочатку стають червоними надгігантами, потім вибухають як наднові (наднова зірка - це не нова, а стара зірка) і потім перетворюються на нейтронні зірки або стають чорними дірками.
  

Чорні діри- це не отвори в космічному просторі, а об'єкти (залишки масивних зірок) з дуже великою масою та щільністю. Чорні дірки не мають ні надприродних, ні магічних сил, не є "монстрами Всесвіту". Просто вони мають таке сильне гравітаційне поле, що ніяке випромінювання (ні видиме - світло, ні невидиме) не може їх покинути. Тому чорні дірки й не видно. Однак, їх можна виявити по їхньому впливу на навколишні зірки, туманності. Чорні дірки - абсолютно звичайне явище у Всесвіті і лякатися їх не варто. У центрі нашої Галактики, можливо, є надмасивна чорна діра.

Радіус (або діаметр). Розміри зірок варіюють у широких межах - від кількох кілометрів (нейтронні зірки) до 2000 діаметрів Сонця (надгіганти). Як правило, що менше зірка, то вище її середня щільність.У нейтронних зірок щільність досягає 1013 г/см 3 ! Наперсток такої речовини важив би на Землі 10 мільйонів тонн. Зате у надгігантів щільність менша за щільність повітря біля поверхні Землі.

Діаметри деяких зірок у порівнянні з Сонцем:

Сіріус та Альтаїр в 1,7 рази більше,

Вега в 2,5 рази більша,

Регул у 3,5 рази більший,

Арктур ​​у 26 разів більший,

Полярна в 30 разів більша,

Ригель у 70 разів більше,

Грошей у 200 разів більше,

Антарес у 800 разів більший,

YV Великого Пса в 2000 разів більше (найбільша зірка з відомих).

Світність - це повна енергія, що випромінюється об'єктом (в даному випадку зірками) в одиницю часу.Світність зірок зазвичай порівнюють зі світністю Сонця (світність зірок виражають через світність Сонця). Сиріус, наприклад, у 22 рази випромінює більше енергії, ніж Сонце (світність Сиріуса дорівнює 22 Сонцям). Світність Веги - 50 Сонців, а світність Денеба - 54 000 Сонців (Денеб - це одна з найпотужніших зірок).

Видима яскравість (правильніше, блиск) зірки на земному небі залежить від:

- відстань до зірки.Якщо зірка буде наближатися до нас, то її видима яскравість поступово збільшуватиметься. І навпаки, при віддаленні зірки від нас її видима яскравість помалу зменшуватиметься. Якщо взяти дві однакові зірки, то ближча до нас здаватиметься і яскравішою.

- від температури зовнішніх шарівЧим сильніше розпечена зірка, тим більше світлової енергії вона посилає в простір, і тим яскравіше вона здаватиметься. Якщо зірка остигає, то й видима її яскравість на небі зменшуватиметься. Дві зірки однакових розмірів і однакових відстанях від нас здаватимуться однаковими по видимої яскравості за умови, що вони випромінюють однакову кількість світлової енергії, тобто. мають однакову температуру зовнішніх шарів. Якщо ж одна з зірок холодніша за іншу, то і здаватися вона буде менш яскравою.

- від розмірів (діаметр).Якщо взяти дві зірки з однаковою температурою зовнішніх шарів (одного кольору) і розташувати їх на однаковій відстані від нас, то більша зірка випромінюватиме більше світлової енергії, а значить здаватиметься на небі яскравішою.

- від поглинання світла хмарами космічного пилу і газу, що находяться на шляху променя зору.Чим товщі шар космічного пилу, тим більше світла від зірки він поглинає, і тим тьмяніше здається зірка. Якщо ми візьмемо дві однакові зірки і помістимо перед однією з них газопилову туманність, то ця зірка і здаватиметься менш яскравою.

- від висоти зірки над горизонтом.Біля горизонту завжди щільний серпанок, який поглинає частину світла від зірок. Біля горизонту (незабаром після сходу сонця або незадовго перед заходом) зірки завжди виглядають тьмянішими, ніж коли вони над головою.

Дуже важливо не плутати поняття "здаватися" та "бути". Зірка може бутидуже яскравою сама по собі, але здаватисятьмяною через різні причини: через велику відстань до неї, через маленькі розміри, через поглинання її світла космічним пилом або пилом в атмосфері Землі. Тому, коли говорять про яскравість зірки на земному небі, вживають словосполучення "видима яскравість" або "блиск".

Як мовилося раніше, існують подвійні зірки. Але бувають і потрійні (наприклад, Центавра), і четверні (наприклад, ε Ліри), і п'ятірні, і шестерні (наприклад, Кастор) і т.д. Окремі зірки у зірковій системі називають компонентами. Зірки з числом компонентів більше двох називають кратнимизірками. Усі компоненти кратної зірки пов'язані силами взаємного тяжіння (утворюють систему зірок) і рухаються складними траєкторіями.

Якщо компонентів багато, це вже не кратна зірка, а зоряне скупчення. Розрізняють кульовіі розсіянізоряні скупчення. Кульові скупчення містять багато старих зірок і є більш літніми, ніж розсіяні скупчення, що містять багато молодих зірок. Кульові скупчення досить стійкі, т.к. зірки в них знаходяться на невеликих відстанях одна від одної і сили взаємного тяжіння між ними набагато більші, ніж між зірками розсіяних скупчень. Розсіяні скупчення згодом ще більше розсіюються.

Розсіяні скупчення, як правильно, розташовуються на смузі Чумацького Шляху або поблизу. Навпаки, кульові скупчення розташовуються на зоряному небі осторонь Чумацького Шляху.

Деякі зоряні скупчення можна побачити на небі навіть неозброєним оком. Наприклад, розсіяні скупчення Гіади та Плеяди (М 45) у Тельці, розсіяне скупчення Ясла (М 44) у Раку, кульове скупчення М 13 у Геркулесі. Досить багато їх видно у бінокль.

Різноманітність безлічі зірок на небі змусило астрономів встановити певний порядок серед них. Для цього вчені вирішили розбити зірки на відповідні класи їхньої світності. Наприклад, зірки, які випромінюють світло у кілька тисяч разів більше, ніж Сонце, отримали назву гіганти. Навпаки, зірки з мінімальною світністю – це карлики. Вчені з'ясували, що Сонце, згідно з цією характеристикою, є середньою зіркою.

по-різному світять?

Якийсь час астрономи думали, що зірки світять неоднаково через їхнє різне розташування від Землі. Але це зовсім так. Астрономи з'ясували, що навіть ті зірки, які розташовуються на тій самій відстані від Землі, можуть мати зовсім різний видимий блиск. Цей блиск залежить як від відстані, а й від температури самих зірок. Щоб порівнювати зірки з їхнього видимого блиску, вчені використовують певну одиницю виміру – абсолютну зоряну величину. Вона дозволяє обчислювати справжнє випромінювання зірки. Користуючись цим методом, вчені підрахували, що на небі знаходяться лише 20 найяскравіших зірок.

Чому зірки різного кольору?

Вище було написано, що астрономи розрізняють зірки за їхніми розмірами та їхньою світністю. Однак це ще не вся їхня класифікація. Поряд із розмірами та видимим блиском всі зірки поділяються і за своїм власним кольором. Справа в тому, що світло, яке визначає ту чи іншу зірку, має хвильове випромінювання. Ці досить короткі. Незважаючи на мінімальну хвилю світлової довжини, навіть найменша різниця в розмірах світлових хвиль різко змінює колір зірки, який залежить від температури її поверхні. Наприклад, якщо розжарити на металеву сковороду, то вона придбає і відповідний колір.

Колірний спектр зірки – це своєрідний паспорт, який визначає її характерні особливості. Наприклад, Сонце і Капелла (зірка, подібна до Сонця) були виділені астрономами в один і той же. Обидві мають жовто-блідий колір, температуру своєї поверхні в 6000оС. Більш того, їх спектр має у своєму складі однакові речовини: лінії, натрію та заліза.

Такі зірки, як Бетельгейзе або Антарес, взагалі мають характерний червоний колір. Температура поверхні дорівнює 3000оС, у складі виділяють оксид титану. Білий колір мають такі зірки, як Сіріус та Вега. Температура їхньої поверхні дорівнює 10000оС. Їхні спектри мають лінії водню. Існує і зірка з температурою поверхні в 30000оС - це блакитно-біла Оріона.

За допомогою телескопа можна спостерігати 2 мільярди зірок до 21 зіркової величини. Існує Гарвардська спектральна класифікація зірок. У ній спектральні класи розташовані як зменшення температури зірок. Класи позначені літерами латинського алфавіту. Їх сім: O - B - A - P - O - K - M.

Хорошим індикатором температури зовнішніх шарів зірки є колір. Гарячі зірки спектральних класів Про і мають блакитний колір; зірки, подібні до нашого Сонця (спектральний клас якого 02), видаються жовтими, зірки ж спектральних класів К і М - червоні.

Яскравість та колір зірок

Усі зірки мають колір. Розрізняють блакитні, білі, жовті, жовті, помаранчеві та червоні зірки. Наприклад, Бетельгейзе – червона зірка, Кастор – біла, Капелла – жовта. За яскравістю вони діляться на зірки 1-ї, 2-ї, ... n-ї зіркової величини (n max = 25). До справжніх розмірів термін «зіркова величина» не має відношення. Зоряна величина характеризує світловий потік, що надходить Землю від зірки. Зоряні величини можуть і дробовими, і негативними. Шкала зоряних величин заснована на сприйнятті світла оком. Поділ зірок на зоряні величини за видимою яскравістю виконав давньогрецький астроном Гіппарх (180 – 110 рр. до н. е.). Найбільш яскравим зіркам Гіппарх приписав першу зіркову величину; наступні за градацією блиску (тобто приблизно 2,5 разу слабші) він вважав зірками другий зоряної величини; зірки, слабші за зірки другої зіркової величини в 2,5 рази, були названі зірками третьої зіркової величини і т. д.; зіркам на межі видимості неозброєним оком була приписана шоста зіркова величина.

При такій градації блиску зірок виходило, що зірки шостої зіркової величини слабші за зірки першої зіркової величини в 2,55 рази. Тому в 1856 р, англійський астроном Н. К. Погсої (1829—1891 рр.) запропонував вважати зірками шостої величини ті, які слабші за зірки першої зіркової величини рівно в 100 разів. Усі зірки розташовані на різних відстанях від Землі. Найпростіше було б порівнювати зіркові величини, якби відстані дорівнювали.

Зоряна величина, яку зірка мала б на відстані 10 парсек, називається абсолютною зірковою величиною. Позначається абсолютна зіркова величина - M, А видима зіркова величина - m.

Хімічний склад зовнішніх шарів зірок, з яких приходить їхнє випромінювання, характеризується повною переважанням водню. На другому місці знаходиться гелій, а вміст інших елементів досить невеликий.

Температура та маса зірок

Знання спектрального класу чи кольору зірки відразу дає температуру її поверхні. Так як зірки випромінюють приблизно як абсолютно чорні тіла відповідної температури, то потужність, випромінювана одиницею їхньої поверхні в одиницю часу, визначається із закону Стефана – Больцмана.

Поділ зірок на підставі зіставлення світності зірок з температурою і кольором і абсолютною зірковою величиною (діаграма Герцшпрунга-Рессела):

1. головна послідовність (в центрі її знаходиться Сонце – жовтий карлик)
2. надгіганти (великі за розмірами та велика світність: Антарес, Бетельгейзе)
3. послідовність червоних гігантів
4. карлики (білі - Сіріус)
5. субкарлики
6. біло-блакитна послідовність

Цей поділ також за віком зірки.

Розрізняють такі зірки:

1. звичайні (Сонце);
2. подвійні (Міцар, Албкор) поділяються на:

• а) візуально-подвійні, якщо їхня подвійність помічена при спостереженні в телескоп;
• б) кратні - це система зірок з числом більше ніж 2, але менше ніж 10;
• в) оптично-подвійні - це такі зірки, що їхня близькість є результатом випадкової проекції на небо, а в просторі вони далекі;
• г) фізично-подвійні - це зірки, які утворюють єдину систему та звертаються під дією сил взаємного тяжіння навколо загального центру мас;
• д) спектрально-подвійні - це зірки, які при взаємному зверненні підходять близько один до одного і їх двоїстість можна визначити за спектром;
• е) затемнено-подвійні - це «зірки» які при взаємному зверненні загороджують одна одну;

змінні (б Цефея). Цефеїди - змінні за яскравістю зірки. Амплітуда зміни яскравості становить трохи більше 1,5 зоряної величини. Це пульсуючі зірки, тобто вони періодично розширюються та стискуються. Стиснення зовнішніх шарів викликає їх нагрівання;

нестаціонарні.

Нові зірки– це зірки, які існували давно, але раптово спалахнули. Їхня яскравість збільшилася за короткий час у 10 000 разів (амплітуда зміни яскравості від 7 до 14 зіркових величин).

Наднові зірки- це зірки, які були непомітні на небі, але несподівано спалахнули та збільшили яскравість у 1000 разів щодо звичайних нових зірок.

Пульсар- нейтронна зірка, що виникає під час вибуху наднової.

Дані про загальну кількість пульсарів і час їхнього життя свідчать, що в середньому в століття народжуються 2-3 пульсари, це приблизно збігається з частотою наднових спалахів в Галактиці.

Еволюція зірок

Як і всі тіла в природі, зірки не залишаються незмінними, вони народжуються, еволюціонують і нарешті вмирають. Раніше астрономи вважали, що на утворення зірки з міжзоряного газу та пилу потрібні мільйони років. Але останніми роками були отримані фотографії області неба, що входить до складу Великої Туманності Оріону, де протягом кількох років з'явилося невелике скупчення зірок. На знімках 1947 р. у цьому місці зафіксовано групу з трьох зіркоподібних об'єктів. До 1954 деякі з них стали довгастими, а до 1959 ці довгасті освіти розпалися на окремі зірки. Вперше в історії людства люди спостерігали народження зірок буквально на очах.

Багато ділянках піднебіння існують умови, необхідні появи зірок. При вивченні фотографій туманних ділянок Чумацького Шляху вдалося виявити маленькі чорні цятки неправильної форми, або глобули, що є масивними скупченнями пилу і газу. Ці газопилові хмари містять частинки пилу, що дуже сильно поглинають світло, що йде від розташованих за ними зірок. Розміри глобул величезні – до кількох світлових років у поперечнику. Незважаючи на те, що речовина в цих скупченнях дуже розріджена, загальний обсяг їх настільки великий, що його цілком вистачає для формування невеликих скупчень зірок, за масою близьких до Сонця.

У чорній глобулі під впливом тиску випромінювання, що випускається оточуючими зірками, відбувається стиск і ущільнення речовини. Такий стиск протікає протягом деякого часу, що залежить від навколишніх глобулу джерел випромінювання та інтенсивності останнього. Гравітаційні сили, що виникають через концентрацію маси в центрі глобули, теж прагнуть стиснути глобулу, змушуючи речовину падати до її центру. Падаючи, частинки речовини набувають кінетичної енергії і розігрівають газопи ліву хмару.

Падіння речовини може тривати сотні років. Спочатку воно відбувається повільно, неквапливо, оскільки гравітаційні сили, що притягають частки до центру, ще дуже слабкі. Через деякий час, коли глобула стає меншою, а поле тяжіння посилюється, падіння починає відбуватися швидше. Але глобула величезна, щонайменше світлового року у діаметрі. Це означає, що відстань від зовнішнього кордону до центру може перевищувати 10 трильйонів кілометрів. Якщо частка від краю глобули почне падати до центру зі швидкістю трохи менше 2 км/с, то центру вона досягне лише через 200 ТОВ років.

Тривалість життя зірки залежить від її маси. Зірки З меншою масою, ніж у Сонця, дуже економно витрачають запаси свого ядерного палива і можуть світити десятки мільярдів років. Зовнішні шари зірок, подібних до нашого Сонця, з масами не більшими 1,2 маси Сонця, поступово розширюються і, зрештою, зовсім залишають ядро ​​зірки. На місці гіганта залишається маленький та гарячий білий карлик.

Будь-яка зірка - жовта, блакитна або червона - є розпеченою газовою кулею. Сучасна класифікація світил ґрунтується на кількох параметрах. До них відноситься температура поверхні, розмір та яскравість. Колір зірки, видимий ясної ночі, залежить головним чином першого параметра. Найгарячіші світила блакитні або навіть сині, найхолодніші — червоні. Жовті зірки, приклади яких названі нижче, посідають середнє положення за шкалою температури. До цих світил входить і Сонце.

Відмінності

Тіла, нагріті до різних температур, випромінюють світло з неоднакової довгої хвилі. Від цього параметра і залежить колір, що визначається оком людини. Чим коротша довжина хвилі, тим гарячіше тіло і тим ближче його колір до білого та блакитного. Справедливо це і зірок.

Червоні світила найхолодніші. Температура їхньої поверхні досягає лише 3 тисяч градусів. Зірка жовта, як наше Сонце, вже гаряча. Її фотосфера нагрівається до 6000 º. Білі світила розпечені ще сильніше – від 10 до 20 тисяч градусів. І, нарешті, блакитні зірки є найгарячішими. Температура їхньої поверхні досягає від 30 до 100 тисяч градусів.

загальні характеристики

Особливості жовтого карлика

Невеликі за розмірами світила характеризуються значною тривалістю життя. цього параметра – 10 млрд років. Сонце зараз розташовується приблизно на середині життєвого циклу, тобто до сходу з Головної послідовності та перетворення на червоного гіганта йому залишилося близько 5 мільярдів років.

Зірка, жовта і відноситься до типу «карлики», має розміри, подібні до сонячних. Джерело енергії таких світил - синтез гелію з водню. На наступну стадію еволюцію вони переходять після того, як у ядрі закінчується водень і починається горіння гелію.

Крім Сонця до жовтих карликів належить А, Альфа Північної Корони, Мю Волопаса, Тау Кіта та інші світила.

Жовті субгіганти

Зірки, схожі на Сонце, після вичерпання водневого палива починають змінюватися. Коли в ядрі загориться гелій світило розшириться і перетвориться на Однак ця стадія настає не відразу. Спочатку горіти починають зовнішні шари. Зірка вже зійшла з Головної послідовності, але ще не розширилася - вона знаходиться на стадії субгіганту. Маса такого світила зазвичай варіюється від 1 до 5

Стадію жовтого субгіганта можуть проходити і більші за розмірами зірки. Проте їм ця стадія менше виражена. Найвідоміший субгігант на сьогодні – це Проціон (Альфа Малого Пса).

Справжня рідкість

Жовті зірки, назви яких наводилися вище, відносяться до досить поширених у Всесвіті типів. Інакше справи з гіпергігантами. Це справжні велетні, які вважаються найважчими, яскравими і великими і водночас мають найкоротшу тривалість життя. Більшість відомих гіпергігантів відносяться до яскравих блакитних змінних, проте зустрічаються серед них білі, жовті зірки та навіть червоні.

До таких рідкісних космічних тіл належить, наприклад, Ро Кассіопеї. Це жовтий гіпергігант, що за світністю в 550 тисяч разів випереджає Сонце. Від нашої планети вона віддалена на 12 000 У ясну ніч її можна побачити неозброєним оком (видимий блиск - 4,52 м).

Надгіганти

Гіпергіганти - окремий випадок надгігантів. До останніх також входять жовті зірки. Вони, на думку астрономів, є перехідною стадією еволюції світил від блакитного до червоного надгіганта. Проте на стадії жовтого надгіганта зірка може проіснувати досить довго. Як правило, на цьому етапі еволюції світила не гинуть. За весь час вивчення космічного простору було зафіксовано лише дві наднові, породжені жовтими надгігантами.

До таких світил відносять Канопус (Альфа Кіля), Растабан (Бета Дракона), Бету Водолія та деякі інші об'єкти.

Як видно, кожна зірка, жовта подібно до Сонця, має специфічні характеристики. Однак у всіх є і щось спільне - це колір, що є результатом нагрівання фотосфери до певних температур. Крім названих, до подібних світил відносять Епсилон Щита та Бету Ворона (яскраві гіганти), Дельту Південного Трикутника та Бету Жирафа (надгіганти), Капелу та Віндеміатрікс (гіганти) та ще безліч космічних тіл. Слід зазначити, що колір, що позначається у класифікації об'єкта, який завжди збігається з видимим. Відбувається це тому, що справжній відтінок світла спотворюється через газ і пил, а також після проходження через атмосферу. Для визначення кольору астрофізики використовують апарат спектрографа: він дає значно більш точну інформацію, ніж людське око. Саме завдяки йому вчені можуть розрізнити блакитні, жовті та червоні зірки, віддалені від нас на величезні відстані.