Звезды бывают самые разные: маленькие и большие, яркие и не очень, старые и молодые, горячие и «холодные», белые, голубые, желтые, красные и т. д.

Разобраться в классификации звезд позволяет диаграмма Герцшпрунга – Рассела.

Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Звезды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.

Большая часть звезд находится на так называемой главной последовательности . Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90% времени эволюции большинства звезд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр.

Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития, звезды подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты.

Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К ним относится и наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды, как Солнце, называют желтыми карликами.

Жёлтый карлик

Жёлтый карлик – тип небольших звёзд главной последовательности, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца и температуру поверхности 5000–6000 K.

Время жизни жёлтого карлика составляет в среднем 10 миллиардов лет.

После того, как сгорает весь запас водорода, звезда во много раз увеличивается в размере и превращается в красный гигант. Примером такого типа звёзд может служить Альдебаран.

Красный гигант выбрасывает внешние слои газа, образуя тем самым планетарные туманности, а ядро коллапсирует в маленький, плотный белый карлик.

Красный гигант – это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Образование таких звезд возможно как на стадии звездообразования, так и на поздних стадиях их существования.

На ранней стадии звезда излучает за счет гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии, до того момента пока сжатие не будет остановлено начавшейся термоядерной реакцией.

На поздних стадиях эволюции звезд, после выгорания водорода в их недрах, звезды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга – Рассела: этот этап длится примерно 10% от времени «активной» жизни звезд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звездных недрах идут реакции нуклеосинтеза.

Звезда гигант имеет сравнительно низкую температуру поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий 800 солнечных и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами.

Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.

Звезды карлики являются противоположностью гигантов и могут быть следующие.

Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды с массой, не превышающей 1,4 солнечной массы, после того, как она проходит стадию красного гиганта.

Из-за отсутствия водорода термоядерная реакция в ядре таких звезд не происходит.

Белые карлики – очень плотные. По размеру они не больше Земли, но массу их можно сравнить с массой Солнца.

Это невероятно горячие звёзды, их температура достигает 100 000 градусов и более. Они сияют за счёт своей оставшейся энергии, но со временем она заканчивается, и ядро остывает, превращаясь в чёрного карлика.

Красные карлики – самые распространённые объекты звёздного типа во Вселенной. Оценка их численности варьируется в диапазоне от 70 до 90% от числа всех звёзд в галактике. Они довольно сильно отличаются от других звезд.

Масса красных карликов не превышает трети солнечной массы (нижний предел массы - 0,08 солнечной, далее идут коричневые карлики), температура поверхности достигает 3500 К. Красные карлики имеют спектральный класс M или поздний K. Звезды этого типа испускают очень мало света, иногда в 10 000 раз меньше Солнца.

Учитывая их низкое излучение, ни один из красных карликов не виден с Земли невооружённым глазом. Даже ближайший к Солнцу красный карлик Проксима Центавра (самая близкая к Солнцу звезда в тройной системе) и ближайший одиночный красный карлик, звезда Барнарда, имеют видимую звёздную величину 11,09 и 9,53 соответственно. При этом невооружённым взглядом можно наблюдать звезду со звёздной величиной до 7,72.

Из-за низкой скорости сгорания водорода красные карлики имеют очень большую продолжительность жизни – от десятков миллиардов до десятков триллионов лет (красный карлик с массой в 0,1 массы Солнца будет гореть 10 триллионов лет).

В красных карликах невозможны термоядерные реакции с участием гелия, поэтому они не могут превратиться в красные гиганты. Со временем они постепенно сжимаются и всё больше нагреваются, пока не израсходуют весь запас водородного топлива.

Постепенно, согласно теоретическим представлениям, они превращаются в голубые карлики – гипотетический класс звёзд, пока ни один из красных карликов ещё не успел превратиться в голубого карлика, а затем – в белые карлики с гелиевым ядром.

Коричневый карлик – субзвездные объекты (с массами в диапазоне примерно от 0,01 до 0,08 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.

Минимальная температура звёзд главной последовательности составляет порядка 4000 К, температура коричневых карликов лежит в промежутке от 300 до 3000 К. Коричневые карлики на протяжении своей жизни постоянно остывают, при этом чем крупнее карлик, тем медленнее он остывает.

Субкоричневые карлики

Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики – холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Масса их меньше примерно одной сотой массы Солнца или, соответственно, 12,57 массы Юпитера, нижний предел не определён. Их в большей мере принято считать планетами, хотя к окончательному заключению о том, что считать планетой, а что – субкоричневым карликом научное сообщество пока не пришло.

Черный карлик

Черные карлики – остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.

Двойная звезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс.

Иногда встречаются системы из трех и более звезд, в таком общем случае система называется кратной звездой.

В тех случаях, когда такая звездная система не слишком далеко удалена от Земли, в телескоп удается различить отдельные звезды. Если же расстояние значительное, то понять, что перед астрономами двойная звезда удается только по косвенным признакам – колебаниям блеска, вызываемым периодическими затмениями одной звезды другою и некоторым другим.

Новая звезда

Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10 000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызывая вспышку светимости.

Сверхновая звезда

Сверхновая звезда – это звезда, заканчивающая свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.

Нейтронная звезда

Нейтронные звезды (НЗ) – это звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, типичный радиус нейтронной звезды составляет, предположительно, порядка 10-20 километров.

Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц – нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. Плотность таких звезд чрезвычайно высока, она соизмерима, а по некоторым оценкам, может в несколько раз превышать среднюю плотность атомного ядра. Один кубический сантиметр вещества НЗ будет весить сотни миллионов тонн. Сила тяжести на поверхности нейтронной звезды примерно в 100 млрд раз выше, чем на Земле.

В нашей Галактике, по оценкам ученых, могут существовать от 100 млн до 1 млрд нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд.

Пульсары

Пульсары – космические источники электромагнитных излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов).

Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения. Когда Земля попадает в конус, образуемый этим излучением, то можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Некоторые нейтронные звёзды совершают до 600 оборотов в секунду.

Цефеиды

Цефеиды – класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период-светимость, названный в честь звезды Дельта Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда.

Приведенный перечень основных видов (типов) звезд с их краткой характеристикой, разумеется, не исчерпывает всего возможного многообразия звезд во Вселенной.

Мир небесных тел

Люди с давних пор относятся к солнцу с любовью и особым уважением. Ведь уже в древности они поняли, что без солнца не прожить ни человеку, ни зверю, ни растению.
Солнце - ближайшая к земле звезда. Как и друге звёзды, это огромное раскалённое небесное тело, которое постоянно излучает свет и тепло. Солнце - источник света и тепла для всего живого на Земле.

Используя информацию, впиши цифровые данные в текст.
Диаметр Солнца в 109 раз больше диаметра Земли. Масса Солнца в 330 тысяч раз больше массы нашей планеты. Расстояние от Земли до Солнца составляет 150 миллионов километров. Температура на поверхности Солнца достигает 6 тысяч градусов, а в центре Солнца - 15 - 20 миллионов градусов.

Невооруженным глазом человек может увидеть на ночном небе примерно 6 тысяч звёзд. Учёным же известны многие миллиарды звёзд.
Звёзды различаются по размеру, цвету, яркости.
По цвету различают белые, голубые, жёлтые и красные звёзды.

Солнце относится к жёлтым звёздам.

Голубые звёзды - самые горячие, далее идут белые, затем - жёлтые, самые холодные - красные звёзды.
Самые яркие звёзды, испускают в 100 тысяч раз больше света, чем Солнце. Но известны и такие, которые светят в миллион раз слабее Солнца.

Различие звёзд по цвету

Солнце и движущиеся вокруг него небесные тела составляют Солнечную систему. Постройте модель Солнечной системы. Для этого вылепите из пластилина модели планет и расположите их в правильной последовательности на листе картона. Подпишите на табличках названия планет и наклейте их на вашу модель.





Разгадай кроссворд.



открыть незаполненный кроссворд>>

1. Самая большая планета Солнечной системы. Ответ: Юпитер
2. Планета, имеющая хорошо заметные в телескоп кольца. Ответ: Сатурн
3. Самая близкая к Солнцу планета. Ответ: Меркурий
4. Самая далёкая от Солнца планета. Ответ: Нептун
5. Планета, на которой мы живём. Ответ: Земля
6. Планета - соседка Земли, расположенная ближе к Солнцу, чем Земля. Ответ: Венера
7. Планета - соседка Земли, расположенная дальше от Солнца, чем Земля.
Ответ: Марс
8. Планета, расположенная между Сатурном и Нептуном. Ответ: Уран

Пользуясь различными источниками информации, подготовьте сообщение о звезде, созвездии или планете, о которых вы хотели бы побольше узнать. Запишите основные сведения для вашего сообщения.

Марс - одна из пяти планет Солнечной системы, которые можно увидеть с Земли невооружённым глазом. С Земли он выглядит как маленькая красная точка, поэтому Марс иногда называют Красной планетой. Планета носит имя древнеримского бога войны, у неё есть два спутника Фобос и Деймос. Это имена двух сыновей бога войны, они переводятся как "Страх" и "Ужас". Марс - четвёртая планета от Солнца. По многим характеристикам он очень похож на Землю. Имеет атмосферу, на Марсе происходит смена времён года. На обоих полюсах планеты, как и на Земле, находятся ледяные шапки. По размеру Марс почти в два раза меньше нашей планеты.

Мы никогда не задумываемся, что возможно есть еще какая-то жизнь кроме нашей планеты, кроме нашей Солнечной системы. Возможно на какой-то из планет вращающихся вокруг голубой или белой или красной, а может желтой звезды есть жизнь. Возможно есть еще одна такая же планета земля, на которой живут такие же люди, но мы об этом до сих пор ничего не знаем. Нашими спутниками, телескопами обнаружено ряд планет, на которых возможно есть жизнь, но до этих планет десятки тысяч и даже миллионов световых лет.

Голубые отставшие звезды – звезды голубого цвета

Звезды, находящиеся в звездных скоплениях шарового типа, температура у которых выше температуры обычных звезд, а для спектра характерно существенное смещение к синей области, чем у звезд скопления с аналогичной светимостью, получили название голубые звезды отставшие. Это признак позволяет им выделяться относительно других звезд этого скопления на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Существование таких звезд опровергает все теории эволюции звезд, суть которой заключается в том, что для звезд, которые возникли в один и тот же промежуток времени, предполагается размещение в четко определенной области диаграммы Герцшпрунга-Рассела. При этом единственным фактором, который влияет на точное местоположение звезды, является ее начальная масса. Частое появление голубых отставших звезд вне пределов вышеупомянутой кривой, может стать подтверждением существования такого понятия, как аномальная звездная эволюция.

Специалисты, пытающиеся объяснить природу их возникновения, выдвинули несколько теорий. Наиболее вероятная из них указывает о том, что данные звезды голубого цвета в прошлом были двойными, после чего у них начал происходить или происходит сейчас процесс слияния. Итогом слияния двух звезд становится возникновение новой звезды, имеющей гораздо большую массу, яркость и температуру, чем звезды такого же возраста.

Если верность этой теории удастся каким-то образом доказать, теория звездной эволюции лишилась бы проблем в виде голубых отставших. В составе получившейся звезды имелось бы большее количество водорода, который вел бы себя аналогично молодой звезде. Существуют факты, подтверждающие такую теорию. Наблюдения показали, что чаще всего отставшие звезды встречаются в центральных регионах шаровых скоплений. В результате преобладающего там числа звезд единичного объема, близкие прохождения или же столкновения становятся более вероятными.

Для проверки данной гипотезы необходимо заняться изучением пульсации голубых отставших, т.к. между астросейсмологическими свойствами слившихся звезд и нормально пульсирующих переменных, могут быть некоторые отличия. Стоит отметить, что измерять пульсации достаточно тяжело. На этот процесс также негативно переполненность звездного неба, малые колебания пульсаций голубых отставших, а также редкость их переменных.

Один из примеров слияния можно было наблюдать в августе 2008 года, тогда такое происшествие коснулось объекта V1309, яркость которого после обнаружения возросла несколько десятков тысяч раз, а по прошествии нескольких месяцев вернулась к первоначальному значению. В результате 6-летних наблюдений, ученые пришли к выводу, что данный объект является двумя звездами, период обращения которых друг вокруг друга составляет 1,4 дня. Эти факты натолкнули ученых на мысль, что в августе 2008 года происходил процесс слияния этих двух звезд.

Для голубых отставших характерным является высокий вращательный момент. К примеру, скорость вращения звезды, которая располагается в середине скопления 47 Тукана, в 75 раз превышает скорость вращения Солнца. Согласно гипотезе, их масса в 2-3 раза превышает массу иных звезд, которые располагаются в скоплении. Также при помощи исследований было установлено, что если звезды голубого цвета близко располагаются к каким либо другим звездам, то у последних будет процентное содержание кислорода и углерода ниже, чем у соседей. Предположительно, звезды перетягивают данные вещества с других, движущихся по их орбите звезд, в результате чего возрастает их яркость и температура. У «обворованных» звезд обнаруживаются места, где произошел процесс превращения исходного углерода в другие элементы.

Названия голубых звезд – примеры

Ригель, Гамма Парусов, Альфа Жирафа, Дзета Ориона, Тау Большого Пса, Дзета Кормы

Белые звезды – звезды белого цвета

Фридрихом Бесселем, который руководил Кенигсбергской обсерваторией, в 1844 году было сделано интересно открытие. Ученый заметил малейшее отклонение наиболее яркой звезды неба – Сириуса, от своей траектории по небосводу. Астроном предположил наличие у Сириуса спутника, а также рассчитал примерный период вращения звезд вокруг их центра масс, который составил около пятидесяти лет. Бессель не нашел должной поддержки от других ученых, т.к. спутник никто не смог обнаружить, хотя по своей массе он должен был быть сопоставим с Сириусом.

И только через 18 лет Альваном Грэхэмом Кларком, который занимался тестированием наилучшего телескопа тех времен, рядом с Сириусом была обнаружена тусклая белая звезда, которая и оказалась его спутником, получившим название Сириус В.

Поверхность этой звезды белого цвета разогрета до 25 тыс. Кельвинов, а ее радиус маленький. Учитывая это, ученые сделали вывод о высокой плотности спутника (на уровне 106 г/см 3 , при этом плотность самого Сириуса приблизительно составляет 0,25 г/см 3 , а Солнца – 1,4 г/см 3). Через 55 лет (в 1917 году) был открыт еще один белый карлик, получивший название в честь ученого, обнаружившего его – звезда ван Маанена, которая находится в созвездии Рыб.

Названия белых звезд – примеры

Вега в созвездии Лиры, Альтаир в созвездии Орла, (видны летом и осенью), Сириус, Кастор.

Желтые звезды – звезды желтого цвета

Желтыми карликами принято называть небольшие звезды главной последовательности, масса которых находится в пределах массы Солнца (0,8-1,4). Если судить по названию, то такие звезды имеют свечение желтого цвета, которое выделяется во время осуществления термоядерного процесса синтеза из водорода гелия.

Поверхность таких звезд разогревается до температуры в 5-6 тыс. Кельвинов, а их спектральные классы находятся в пределах между G0V и G9V. Живет желтый карлик примерно 10 млрд. лет. Сгорание водорода в звезде становится причиной ее многократного увеличения в размерах и превращения в красного гиганта. Одним из примеров красного гиганта является Альдебаран. Такие звезды могут образовывать планетарные туманности, избавляясь от внешних слоев газа. При этом осуществляется превращение ядра в белого карлика, который обладает большой плотностью.

Если брать в расчет диаграмму Герцшпрунга-Рассела, то на ней желтые звезды находятся в центральной части главной последовательности. Поскольку Солнце можно назвать типичным желтым карликом, его модель вполне годится для рассмотрения общей модели желтых карликов. Но есть и другие характерные желтые звезды на небе, названия которых – Альхита, Дабих, Толиман, Хара и т.п. данные звезды не обладают высокой яркостью. К примеру, тот же Толиман, который, если не учитывать Проксима Центавру, ближе всех располагается к Солнцу, имеет 0-ю величину, но в то же время его яркость наивысшая среди всех желтых карликов. Располагается данная звезда в созвездии Центавра, также она является звеном сложной системы, в состав которой входят 6 звезд. Спектральный класс Толимана – G. А вот Дабих, находящийся в 350 световых годах от нас, относится к спектральному классу F. Но ее высокая яркость обусловлена наличием рядом звезды, относящейся к спектральному классу – А0.

Кроме Толимана, спектральный класс G имеет HD82943, которая расположилась на главной последовательности. Данная звезда, благодаря схожему с Солнцем химическому составу и температуре, также имеет две планеты больших размеров. Однако форма орбит данных планет далеко не круговая, поэтому относительно часто происходят их сближения с HD82943. В настоящее время астрономы смогли доказать, что раньше данная звезда имела гораздо большее число планет, но со временем она их все поглотила.

Названия желтых звезд – примеры

Толиман, звезда HD 82943, Хара, Дабих, Альхита

Красные звезды – звезды красного цвета

Если Вам хотя бы раз в жизни доводилось видеть в объективе своего телескопа красные звезды на небе, которые горели на черном фоне, то воспоминание данного момента поможет более четко представить то, о чем будет написано в этой статье. Если же Вашему взору ни разу не представлялись подобные звезды, в следующий раз обязательно попробуйте их отыскать.

Если взяться составлять список наиболее ярких красных звезд небосвода, которые можно с легкостью найти даже при помощи любительского телескопа, то можно обнаружить, что все они являются углеродными. Первые красные звезды были открыты еще в 1868 году. Температура таких красных гигантов низкая, кроме того, их внешние слои заполнены огромным количеством углерода. Если ранее подобные звезды составляли два спектральных класса – R и N, то сейчас ученые определили их в один общий класс – С. У каждого спектрального класса существуют подклассы – от 9 до 0. При этом класс С0 обозначает, что звезда имеет большую температуру, но менее красная, чем звезды класса С9. Также важным является то, что все звезды, в составе которых преобладает углерод, по своей сути переменные: долгопериодические, полуправильные или же неправильные.

Кроме того, в такой список попали и две звезды, именуемые красными полуправильными переменными, наиболее известная из которых – m Цефея. Ее необычным красным цветом заинтересовался еще Вильям Гершель, который окрестил ее «гранатовой». Для таких звезд характерно неправильное изменение светимости, которое может длиться от пары десятков до нескольких сотен дней. Такие переменные звезды относятся к классу М (звезды холодные, температура поверхности которых от 2400 до 3800 К).

Учитывая тот факт, что все звезды из рейтинга – переменные, необходимо внести определенную ясность в обозначения. Общепринято, что красные звезды имеют название, которое состоит из двух составных частей – буквы латинского алфавита и имени созвездия переменной (к примеру, Т Зайца). Первой переменной, которую открыли в данном созвездии, присваивается буква R и так далее, до буквы Z. Если же таких переменных много, для них предусматривается двойная комбинация латинских букв – от RR до ZZ. Такой способ позволяет «назвать» 334 объекта. Кроме того, можно звезды обозначать и при помощи буквы V в сочетании с порядковым номером (V228 Лебедя). Под обозначение переменных отведена первая колонка рейтинга.

Две следующих колонки в таблице обозначают месторасположение звезд в период 2000.0 года. В результате повышенной популярности атласа «Uranometria 2000.0» среди любителей астрономии, последняя колонка рейтинга отображает номер поисковой карты для каждой звезды, которая есть в рейтинге. При этом первая цифра является отображением номера тома, а вторая – порядковый номер карты.

Также в рейтинге отображаются максимальные и минимальные значения блеска звездных величин. Стоит помнить, что большая насыщенность красного цвета наблюдается у звезд, яркость которых минимальна. Для звезд, период переменности которых известен, он отображается в виде количества суток, а вот объекты, которые правильного периода не имеют, отображаются в виде Irr.

Для поиска углеродной звезды не нужна большая сноровка, достаточно, чтобы возможностей Вашего телескопа хватило, чтобы ее увидеть. Даже, если ее размеры небольшие, ее ярко выраженный красный цвет должен привлечь Ваше внимание. Поэтому не стоит расстраиваться, если не получается сразу их обнаружить. Достаточно воспользоваться атласом, чтобы найти близкорасположенную яркую звезду, и затем уже, двигаться от нее к красной.

Разные наблюдатели по-разному видят углеродные звезды. Некоторым они напоминают рубины или же горящий вдалеке уголек. Другие же видят в таких звездах малиновые или же кроваво-красные оттенки. Для начала в рейтинге есть список из шести наиболее ярких красных звезд, найдя и которые, Вы сможете вдоволь насладиться их красотой.

Названия красных звезд – примеры

Различия звезд по цвету

Существует огромное разнообразие звезд с непередаваемыми цветовыми оттенками. В результате этого даже одно созвездие получило название «Шкатулка с драгоценностями», основу которого составляют голубые и сапфировые звезды, а в самом его центре расположилась ярко светящая оранжевая звезда. Если рассматривать Солнце, то оно имеет бледно-желтый цвет.

Прямым фактором, влияющим на различие звезд по цвету, является температура их поверхности. Объясняется это просто. Свет по своей природе является излучением в виде волн. Длина волны – это расстояние между ее гребнями, является очень маленькой. Чтобы ее себе представить, нужно 1см разделить на 100 тыс. одинаковых частей. Несколько вот таких частичек и будут составлять длину волны света.

Учитывая, что это число получается достаточно маленьким, каждое, даже самое незначительное, его изменение станет причиной, по которой картинка, наблюдаемая нами, поменяется. Ведь наше зрение разную длину световых волн воспринимает в качестве разных цветов. К примеру, синий цвет имеют волны, длина которых в 1,5 раза меньше, чем у красных.

Также практически каждый из нас знает, что температура может оказывать самое прямое влияние на цвет тел. Для примера можно взять любой металлический предмет и положить его на огонь. Во время нагревания он станет красным. Если бы температура огня существенно повышалась, менялся бы и цвет предмета – с красного на оранжевый, с оранжевого на желтый, с желтого на белый, и, наконец, с белого на сине-белый.

Поскольку Солнце имеет температуру поверхности в районе 5,5 тыс. 0 С, то оно является характерным примером желтых звезд. А вот наиболее горячие голубые звезды могут разогревать и до 33 тыс. градусов.

Цвет и температура были связаны учеными при помощи физических законов. Чем температура тела прямо пропорциональна его излучению и обратно пропорциональна длине волн. Волны синего цвета имеют более короткие длины волн в сравнение с красным. Раскаленные газы излучают фотоны, энергия которых прямо пропорциональна температуре и обратно пропорциональна длине волны. Именно поэтому для наиболее горячих звезд характерным является сине-голубой диапазон излучения.

Поскольку ядерное топливо на звездах не безгранично, оно имеет свойство расходоваться, что приводит к остыванию звезд. Поэтому звезды среднего возраста имеют желтый цвет, а старые звезды мы видим красными.

В результате того что Солнце находится очень близко к нашей планете, можно с точностью описать его цвет. А вот для звезд, которые находятся в миллионе световых лет от нас, задача усложняется. Именно для этого используется прибор, получивший название спектрограф. Сквозь него ученые пропускаю свет, излучаемый звездами, в результате чего можно можно спектрально проанализировать практически любую звезду.

Кроме того, при помощи цвета звезды, можно определить ее возраст, т.к. математические формулы позволяют использовать спектральный анализ для определения температуры звезды, по которой легко вычислить ее возраст.

Видео тайны звезд смотреть онлайн

Каждый человек знает, как смотрятся звезды на небе. Крошечные, сияющие холодным белоснежным светом огоньки. В древности люди не могли придумать объяснения этому явлению. Звезды считали очами богов, душами умерших предков, хранителями и заступниками, оберегающими покой человека в ночной тьме. Тогда никто и подумать не мог, что Солнце — это тоже звезда.

Много веков прошло, прежде чем люди поняли, что представляют собой звезды. Виды звезд, их характеристики, представления о происходящих там химических и физических процессах — это новая область познания. Древнейшие астрологи даже предположить не могли, что такое светило на самом деле совсем не крохотный огонек, а невообразимых размеров шар раскаленного газа, в каком происходят реакции термоядерного синтеза. Есть странный парадокс в том, что неяркий звездный свет — это ослепительное сияние ядерной реакции, а уютное солнечное тепло — чудовищный жар миллионов кельвинов.

Все звезды, которые можно увидеть на небосводе невооруженным глазом, находятся в галактике Млечный Путь. Солнце — тоже часть этой звездной системы, причем расположено оно на ее окраине. Невозможно себе вообразить, как смотрелось бы ночное небо, если б Солнце находилось в центре Млечного Пути. Ведь количество звезд в этой галактике — более 200 миллиардов.

Немного об истории астрономии

Древнейшие астрологи тоже могли бы рассказать необычное и увлекательное о звездах на небе. Уже шумеры выделяли отдельные созвездия и зодиакальный круг, они же в первый раз рассчитали деление полного угла на 3600. Они же создали лунный календарь и смогли синхронизировать его с солнечным. Египтяне считали, что Земля находится в центре Вселенной, но при этом знали, что Меркурий и Венера крутятся вокруг Солнца.

В Китае астрономией как наукой занимались уже в конце ІІІ тысячелетия до н. э., а первые обсерватории появились в XII в. до н. э. Они изучали лунные и солнечные затмения, сумев при этом понять их причину и даже рассчитав прогнозные даты, наблюдали метеоритные потоки и траектории комет.

Древнейшие инки знали различия между звездами и планетами. Есть косвенные подтверждения того, что им были известны Галилеевы спутники Юпитера и зрительная размытость очертаний диска Венеры, обусловленная наличием на планете атмосферы.

Античные греки смогли обосновать шарообразность Земли, выдвинули предположение о гелиоцентричности системы. Они пытались рассчитать поперечник Солнца, пускай и ошибочно. Но греки были первыми, кто в принципе предположил, что Солнце больше Земли, ранее все, полагаясь на зрительные наблюдения, считали по другому. Грек Гиппарх в первый раз создал каталог светил и выделил разные виды звезд. Систематизация звезд в этом научном труде опиралась на интенсивность свечения. Гиппарх выделил 6 классов яркости, всего в каталоге было 850 светил.

На что обращали внимание античные астрологи

Первоначальная систематизация звезд основывалась на их яркости. Ведь конкретно этот критерий является единственно легкодоступным для астролога, вооруженного только телескопом. Самые яркие либо обладающие уникальными видимыми свойствами звезды даже получали собственные имена, причем у каждого народа они свои. Так, Денеб, Ригель и Алголь — названия арабские, Сириус — латинское, а Антарес — греческое. Полярная звезда в каждом народе имеет собственное название. Это, пожалуй, одна из самых принципиальных в «практическом смысле» звезд. Ее координаты на ночном небосводе неизменны, несмотря на вращение земли. Если остальные звезды движутся по небу, проходя путь от восхода до заката, то Полярная звезда не меняет своего местоположения. Поэтому конкретно ее использовали моряки и путешественники в качестве надежного ориентира. Кстати, вопреки распространенному заблуждению, это совсем не самая яркая звезда на небосклоне. Полярная звезда снаружи никак не выделяется — ни по размерам, ни по интенсивности свечения. Найти ее можно, только если знать, куда смотреть. Она располагается на самом конце «рукоятки ковша» Малой Медведицы.

На чем основывается звездная систематизация

Современные астрологи, отвечая на вопрос о том, какие виды звезд бывают, навряд ли станут упоминать яркость свечения либо расположение на ночном небосводе. Разве что в порядке исторического экскурса либо в лекции, рассчитанной на совсем уж дальную от астрономии аудиторию.

Современная систематизация звезд основывается на их спектральном анализе. При этом обычно еще указывают массу, светимость и радиус небесного тела. Все эти показатели даются в соотношении с Солнцем, то есть конкретно его характеристики приняты в качестве единиц измерения.

Систематизация звезд опирается на такой критерий, как абсолютная звездная величина. Это видимая степень яркости небесного тела без атмосферы, условно расположенного на расстоянии 10 парсек от точки наблюдения.

Кроме этого учитывают переменности блеска и размеры звезды. Виды звезд в текущее время определяются их спектральным классом и уже детальнее — подклассом. Астрологи Рассел и Герцшпрунг независимо друг от друга проанализировали зависимость между светимостью, абсолютной звездной величиной, температурной поверхностью и спектральным классом светил. Они построили диаграмму с соответствующими осями координат и обнаружили, что результат совсем не хаотичен. Светила на графике располагались отчетливо различимыми группами. Диаграмма позволяет, зная спектральный класс звезды, определить хотя бы с приблизительной точностью ее абсолютную звездную величину.

Как рождаются звезды

Эта диаграмма послужила наглядным подтверждением в пользу современной теории эволюции данных небесных тел. На графике отчетливо видно, что самым многочисленным классом являются относящиеся к так называемой главной последовательности звезды. Виды звезд, принадлежащих к этому сегменту, находятся в наиболее распространенной на этот момент во Вселенной точке развития. Это этап развития светила, при котором энергия, затраченная на излучение, компенсируется полученной в процессе термоядерной реакции. Продолжительность пребывания на данном этапе развития определяется массой небесного тела и процентным содержанием элементов тяжелее гелия.

Общепризнанная на этот момент теория эволюции звезд говорит, что на начальном этапе развития светило представляет собой разряженное циклопическое газовое облако. Под воздействием собственного тяготения оно сжимается, постепенно превращаясь в шар. Чем сильнее сжатие, тем лучше гравитационная энергия переходит в тепловую. Газ раскаляется, и когда температура добивается 15-20 млн К, в новорожденной звезде запускается термоядерная реакция. После этого процесс гравитационного сжатия приостанавливается.

Основной период жизни звезды

Поначалу в недрах юного светила преобладают реакции водородного цикла. Это самый долгий период жизни звезды. Виды звезд, находящихся на этом этапе развития, и представлены в самой массовой главной последовательности описанной выше диаграммы. Со временам водород в ядре светила завершается, превратившись в гелий. После этого термоядерное горение может быть только на периферии ядра. Звезда становится ярче, ее наружные слои существенно расширяются, а температура понижается. Небесное тело превращается в красный гигант. Этот период жизни звезды намного короче предыдущего. Предстоящая ее судьба исследована мало. Есть различные предположения, но достоверных им подтверждений пока не получено. Самая распространенная теория говорит, что когда гелия становится слишком много, звездное ядро, не выдерживая собственной массы, сжимается. Температура растет до тех пор, пока уже гелий не вступает в термоядерную реакцию. Чудовищные температуры приводят к очередному расширению, и звезда превращается в красного гиганта. Предстоящая судьба светила, по предположениям ученых, находится в зависимости от его массы. Но теории, касающиеся этого, всего лишь результат компьютерного моделирования, не подтвержденный наблюдениями.

Остывающие звезды

Предположительно, красные гиганты с малой массой будут сжиматься, превращаясь в карликов и постепенно остывая. Звезды средней массы могут трансформироваться в планетарные туманности, при этом в центре такого образования продолжит свое существование лишенное наружных покровов ядро, постепенно остывая и превращаясь в белоснежного лилипута. Если центральная звезда испускала существенное инфракрасное излучение, появляются условия для активации в расширяющейся газовой оболочке планетарной туманности космического мазера.

Массивные светила, сжимаясь, могут достигать такого уровня давления, что электроны практически вминаются в атомные ядра, превращаясь в нейтроны. Поскольку между этими частицами нет сил электростатического отталкивания, звезда может сжаться до размера нескольких км. При этом ее плотность превысит плотность воды в 100 миллионов раз. Такая звезда называется нейтронной и представляет собой, по сути, огромное атомное ядро.

Сверхмассивные звезды продолжают свое существование, последовательно синтезируя в процессе термоядерных реакций из гелия — углерод, потом кислород, из него — кремний и, наконец, железо. На этом этапе термоядерной реакции и происходит взрыв сверхновой. Сверхновые звезды, в свою очередь, могут превратиться в нейтронные либо, если их масса довольно велика, продолжить сжатие до критического предела и образовать черные дыры.

Размеры

Систематизация звезд по размеру может быть реализована двойственно. Физический размер звезды может определяться ее радиусом. Единицей измерения в данном случае выступает радиус Солнца. Существуют лилипуты, звезды средней величины, гиганты и сверхгиганты. Кстати, само Солнце является как раз лилипутом. Радиус нейтронных звезд может достигать всего нескольких км. А в сверхгиганте целиком поместится орбита планеты Марс. Под размером звезды может также пониматься ее масса. Она тесно связана с поперечником светила. Чем звезда больше, тем ниже ее плотность, и наоборот, чем светило меньше, тем плотность выше. Этот критерий вирируется не так уж сильно. Звезд, которые могли быть больше либо меньше Солнца в 10 раз, очень мало. Большая часть светил укладывается в интервал от 60 до 0,03 солнечных масс. Плотность Солнца, принимаемая за стартовый показатель, составляет 1,43 г/см3. Плотность белоснежных карликов добивается 1012 г/см3, а плотность разреженных сверхгигантов может быть в миллионы раз меньше солнечной.

В стандартной систематизации звезд схема распределения по массе смотрится следующим образом. К малым относят светила с массой от 0,08 до 0,5 солнечной. К умеренным — от 0,5 до 8 солнечных масс, а к массивным — от 8 и поболее.

Систематизация звезд. От голубых до белоснежных

Систематизация звезд по цвету на самом деле опирается не на видимое свечение тела, а на спектральные характеристики. Спектр излучения объекта определяется химическим составом звезды, от него же зависит ее температура.

Наиболее распространенной является Гарвардская систематизация, созданная сначала 20 века. Согласно принятым тогда стандартам систематизация звезд по цвету предполагает деление на 7 типов.

Так, звезды с самой высочайшей температурой, от 30 до 60 тыс. К, относят к светилам класса О. Они голубого цвета, масса подобных небесных тел добивается 60 солнечных масс (с. м.), а радиус — 15 солнечных радиусов (с. р.). Линии водорода и гелия в их спектре довольно слабые. Светимость подобных небесных объектов может достигать 1 млн 400 тыс. солнечных светимостей (с. с.).

К звездам класса В относят светила с температурой от 10 до 30 тыс. К. Это небесные тела бело-голубого цвета, их масса начинается от 18 с. м., а радиус — от 7 с. м. Самая низкая светимость объектов такого класса составляет 20 тыс. с. с., а линии водорода в спектре усиливаются, достигая средних значений.

У звезд класса А температура колеблется от 7,5 до 10 тыс. К, они белоснежного цвета. Минимальная масса таких небесных тел начинается от 3,1 с. м., а радиус — от 2,1 с. р. Светимость объектов находится в границах от 80 до 20 тыс. с. с. Линии водорода в спектре этих звезд сильные, появляются линии металлов.

Объекты класса F на самом деле желто-белого цвета, но смотрятся белоснежными. Их температура колеблется в пределах от 6 до 7,5 тыс. К, масса варьируется от 1,7 до 3,1 с.м., радиус — от 1,3 до 2,1 с. р. Светимость таких звезд варьируется от 6 до 80 с. с. Линии водорода в спектре ослабевают, линии металлов, наоборот, усиливаются.

Таким образом, все виды белоснежных звезд попадают в пределы классов от А до F. Далее, согласно систематизации, следуют желтоватые и оранжевые светила.

Желтоватые, оранжевые и красные звезды

Виды звезд по цвету распределяются от голубых к красным, по мере понижения температуры и уменьшения размеров и светимости объекта.

Звезды класса G, к которым относится и Солнце, добиваются температуры от 5 до 6 тыс. К, они желтоватого цвета. Масса таких объектов — от 1,1 до 1,7 с. м., радиус — от 1,1 до 1,3 с. р. Светимость — от 1,2 до 6 с. с. Спектральные линии гелия и металлов интенсивны, линии водорода все слабее.

Светила, относящиеся к классу К, имеют температуру от 3,5 до 5 тыс. К. Смотрятся они желто-оранжевыми, но настоящий цвет этих звезд — оранжевый. Радиус данных объектов находится в промежутке от 0,9 до 1,1 с. р., масса — от 0,8 до 1,1 с. м. Яркость колеблется от 0,4 до 1,2 с. с. Линии водорода практически незаметны, линии металлов очень сильны.

Самые холодные и маленькие звезды — класса М. Их температура всего 2,5 — 3,5 тыс. К и кажутся они красными, хотя на самом деле эти объекты оранжево-красного цвета. Масса звезд находится в промежутке от 0,3 до 0,8 с. м., радиус — от 0,4 до 0,9 с. р. Светимость — всего 0,04 — 0,4 с. с. Это умирающие звезды. Холоднее их только недавно открытые коричневые лилипуты. Для них выделили отдельный класс М-Т.

Всем известны три агрегатных состояния вещества - твёрдое, жидкое и газообразное . Что произойдёт с веществом при последовательном нагревании до высоких температур в замкнутом объёме? - Последовательный переход из одного агрегатного состояния в другое: твёрдое тело - жидкость - газ (вследствие увеличения скорости движения молекул при росте температуры). При дальнейшем нагревании газа при температурах свыше 1 200 ºС начинается распад молекул газа на атомы, а при температурах выше 10 000 ºС - частичный или полный распад атомов газа на составляющие их элементарные частицы - электроны и ядра атомов. Плазма - четвёртое состояние вещества, при котором молекулы или атомы вещества частично или полностью разрушены под действием высоких температур или по другим причинам. 99,9% вещества Вселенной находится в состоянии плазмы.

Звёзды - это класс космических тел, обладающих массой 10 26 -10 29 кг. Звезда - это раскалённое плазменное шарообразное космическое тело, находящееся, как правило, в гидродинамическом и термодинамическом равновесии.

Если равновесие нарушается, звезда начинает пульсировать (изменяются её размеры, светимость и температура). Звезда становится переменной звездой.

Переменная звезда - это звезда, у которой со временем изменяется блеск (видимая яркость на небе). Причинами переменности могут быть физические процессы в недрах звезды. Такие звёзды называют физическими переменными (например, δ Цефея. Похожие на неё переменные звёзды стали называть цефеидами ).


Встречаются и затменно-переменные звёзды, причиной переменности которых являются взаимные затмения их компонентов (например, β Персея - Алголь. Её переменность впервые обнаружил в 1669 г. итальянский экономист и астроном Джеминиано Монтанари) .


Затменно-переменные звёзды всегда являются двойными , т.е. состоят из двух близко расположенных звёзд. Переменные звёзды на звёздных картах обозначаются обведённым кружком:

Не всегда звёзды - шары. Если звезда очень быстро вращается, то её форма не шарообразная. Звезда сжимается с полюсов и становится похожей на мандарин или тыкву (например, Вега, Регул). Если звезда является двойной, то взаимное притяжение этих звёзд друг к другу также влияет на их форму. Они становятся яйцевидными или дынеобразными (например, компоненты двойной звезды β Лиры или Спики):


Звёзды - основные жители нашей Галактики (наша Галактика пишется с большой буквы). В ней насчитывается около 200 миллиардов звёзд. С помощью даже самых больших телескопов удаётся рассмотреть лишь полпроцента от общего количества звёзд Галактики. В звёздах сосредоточено более 95 % всего вещества, наблюдаемого в природе. Остальные 5 % составляют межзвёздный газ, пыль и все несамосветящие тела.

Кроме Солнца, все звёзды находятся от нас так далеко, что даже в самые крупные телескопы они наблюдаются в виде светящихся точек разного цвета и блеска. Ближайшей к Солнцу является система α Центавра, состоящая из трёх звёзд. Одна из них - красный карлик под названием Проксима - является самой близкой звездой. До неё 4,2 светового года. До Сириуса - 8,6 св. лет, до Альтаира - 17 св. лет. До Веги - 26 св. лет. До Полярной звезды - 830 св. лет. До Денеба - 1 500 св. лет. Впервые расстояние до другой звезды (это была Вега) в 1837 году смог определить В.Я. Струве.

Первая звезда, у которой удалось получить изображение диска (и даже каких-то пятен на нём) - Бетельгейзе (α Ориона). Но это потому, что по диаметру Бетельгейзе превосходит Солнце в 500-800 раз (звезда пульсирует). Также было получено изображение диска Альтаира (α Орла), но это потому, что Альтаир - одна из ближайших звёзд.

Цвет звёзд зависит от температуры их внешних слоёв. Диапазон температур - от 2 000 до 60 000 °С. Самые холодные звёзды - красные, а самые горячие - голубые. По цвету звезды можно судить, насколько сильно раскалены её внешние слои.


Примеры красных звёзд: Антарес (α Скорпиона) и Бетельгейзе (α Ориона).

Примеры оранжевых звёзд: Альдебаран (α Тельца), Арктур (α Волопаса) и Поллукс (β Близнецов).

Примеры жёлтых звёзд: Солнце, Капелла (α Возничего) и Толиман (α Центавра).

Примеры желтовато-белых звёзд: Процион (α Малого Пса) и Канопус (α Киля).

Примеры белых звёзд: Сириус (α Большого Пса), Вега (α Лиры), Альтаир (α Орла) и Денеб (α Лебедя).

Примеры голубоватых звёзд: Регул (α Льва) и Спика (α Девы).

Из-за того, что от звёзд приходит очень мало света, человеческий глаз способен различать цветовые оттенки только у самых ярких из них. В бинокль и тем более в телескоп (они улавливают больше света, чем глаз) цвет звёзд становится заметнее.

С глубиной температура нарастает. Даже у самых холодных звёзд в центре температура достигает миллионов градусов. У Солнца в центре около 15 000 000 °С (используют также шкалу Кельвина - шкалу абсолютных температур, но когда речь идёт об очень высоких температурах, разницей в 273 º между шкалами Кельвина и Цельсия можно пренебречь).

Что же так сильно разогревает звёздные недра? Оказывается, там происходят термоядерные процессы , в результате которых выделяется огромное количество энергии. В переводе с греческого "термос" означает тёплый. Основной химический элемент, из которого состоят звёзды - водород. Именно он и является топливом для термоядерных процессов. В этих процессах происходит превращение ядер атомов водорода в ядра атомов гелия, что сопровождается выделением энергии. Количество ядер водорода в звезде при этом уменьшается, а количество ядер гелия - увеличивается. Со временем в звезде синтезируются и другие химические элементы. Все химические элементы, из которых состоят молекулы различных веществ, родились когда-то в недрах звёзд. "Звёзды - это прошлое человека, а человек - это будущее звезды", - так иногда образно говорят.

Процесс испускания звездой энергии в виде электромагнитных волн и частиц называется излучением . Звёзды излучают энергию не только в виде света и тепла, но и других видов излучений - гамма-лучей, рентгеновского, ультрафиолетового, радиоизлучения. Кроме того, звёзды испускают потоки нейтральных и заряженных частиц. Эти потоки образуют звёздный ветер. Звёздный ветер - это процесс истечения вещества из звёзд в космическое пространство. В результате масса звёзд постоянно и постепенно уменьшается. Именно звёздный ветер от Солнца (солнечный ветер) приводит к появлению полярных сияний на Земле и других планетах. Именно солнечный ветер отклоняет хвосты комет в противоположную от Солнца сторону.

Звёзды появляются, естественно, не из пустоты (пространство между звёздами - это не абсолютный вакуум). Материалом служат газ и пыль. Они распределены в космосе неравномерно, образуя бесформенные облака очень маленькой плотности и громадной протяженности - от одного-двух до десятков световых лет. Такие облака называются диффузными газо-пылевыми туманностями. Температура в них очень низка - около -250 °С. Но не в каждой газо-пылевой туманности образуются звёзды. Некоторые туманности могут долгое время существовать без звёзд. Какие же условия необходимы для начала процесса зарождения звёзд? Первое, это масса облака. Если материи недостаточно, то, конечно, звезда не появится. Второе, компактность. В слишком протяжённом и рыхлом облаке не могут начаться процессы его сжатия. Ну, и в-третьих, нужна затравка - т.е. сгусток пыли и газа, который станет потом зародышем звезды - протозвездой. Протозвезда - это звезда на завершающем этапе своего формирования. Если эти условия соблюдаются, то начинается гравитационное сжатие и разогрев облака. Этот процесс заканчивается звездообразованием - появлением новых звёзд. Занимает этот процесс миллионы лет. Астрономами были найдены туманности, в которых процесс звездообразования в самом разгаре - некоторые звёзды уже зажглись, некоторые находятся в виде зародышей - протозвёзд, и туманность ещё сохранилась. Примером служит Большая Туманность Ориона.

Основными физическими характеристиками звезды являются светимость, масса и радиус (или диаметр), которые определяются из наблюдений. Зная их, а также химический состав звезды (что определяется по её спектру), можно рассчитать модель звезды, т.е. физические условия в её недрах, исследовать процессы, которые в ней происходят. Остановимся подробнее на основных характеристиках звёзд.

Масса. Непосредственно оценить массу можно только по гравитационному воздействию звезды на окружающие тела. Массу Солнца, например, определили по известным периодам обращения вокруг него планет. У других звёзд планеты непосредтвенно не наблюдаются. Достоверное измерение массы возможно лишь у двойных звёзд (при этом используется обобщённый Ньютоном III закон Кеплера, н о и тогда погрешность составляет 20-60 % ). Примерно половина всех звёзд в нашей Галактике - двойные. Массы звёзд колеблются от ≈0,08 до ≈100 масс Солнца. Звёзд с массой меньше 0,08 массы Солнца не бывает, они просто не становятся звёздами, а остаются тёмными телами. Звёзды массой более 100 масс Солнца встречаются крайне редко. Большая часть звёзд имеет массы менее 5 масс Солнца. От массы зависит судьба звезды, т.е. тот сценарий, по которому звезда развивается, эволюционирует. Маленькие холодные красные карлики весьма экономно расходуют водород и поэтому их жизнь продолжается сотни миллиардов лет. Продолжительность жизни Солнца - жёлтого карлика - около 10 миллиардов лет (Солнце уже прожило около половины своей жизни). Массивные сверхгиганты расходуют водород быстро и угасают уже через несколько миллионов лет после своего рождения. Чем массивнее звезда, тем короче её жизненный путь.

Возраст Вселенной оценивается в 13,7 миллиардов лет. Поэтому звёзд возрастом более 13,7 миллиардов лет пока не существует.

  • Звёзды с массой 0,08 массы Солнца - это коричневые карлики; их судьба - постоянное сжатие и остывание с прекращением всех термоядерных реакций и превращением в тёмные планетоподобные тела.
  • Звёзды с массой 0,08-0,5 массы Солнца (это всегда красные карлики) после израсходования водорода начинают медленно сжиматься, при этом нагреваясь и становясь белым карликом.
  • Звёзды с массой 0,5-8 масс Солнца в конце жизни превращаются сначала в красных гигантов, а затем в белых карликов. Внешние слои звезды при этом рассеиваются в космическом пространстве в виде планетарной туманности . Планетарная туманность часто имеет форму сферы или кольца.
  • Звёзды с массой 8-10 масс Солнца могут в конце жизни взрываться, а могут стареть спокойно, сначала превращаясь в красных сверхгигантов, а затем в красных карликов.
  • Звёзды с массой более 10 масс Солнца в конце жизненного пути сначала становятся красными сверхгигантами, потом взрываются как сверхновые (сверхновая звезда - это не новая, а старая звезда) и затем превращаются в нейтронные звёзды или становятся чёрными дырами.

Чёрные дыры - это не отверстия в космическом пространстве, а объекты (остатки массивных звёзд) с очень большой массой и плотностью. Чёрные дыры не обладают ни сверхъестественными, ни магическими силами, не являются "монстрами Вселенной". Просто они обладают таким сильным гравитационным полем, что никакое излучение (ни видимое - свет, ни невидимое) не может их покинуть. Поэтому чёрные дыры и не видимы. Однако, их можно обнаружить по их воздействию на окружающие звёзды, туманности. Чёрные дыры - совершенно обычное явление во Вселенной и пугаться их не стоит. В центре нашей Галактики, возможно, имеется сверхмассивная чёрная дыра.

Радиус (или диаметр) . Размеры звёзд варьируют в широких пределах - от нескольких километров (нейтронные звёзды) до 2 000 диаметров Солнца (сверхгиганты). Как правило, чем меньше звезда, тем выше её средняя плотность. У нейтронных звёзд плотность достигает 10 13 г/см 3 ! Напёрсток такого вещества весил бы на Земле 10 миллионов тонн. Зато у сверхгигантов плотность меньше плотности воздуха у поверхности Земли.

Диаметры некоторых звёзд в сравнении с Солнцем:

Сириус и Альтаир в 1,7 раза больше,

Вега в 2,5 раза больше,

Регул в 3,5 раза больше,

Арктур в 26 раз больше,

Полярная в 30 раз больше,

Ригель в 70 раз больше,

Денеб в 200 раз больше,

Антарес в 800 раз больше,

YV Большого Пса в 2 000 раз больше (самая крупная звезда из известных).


Светимость - это полная энергия, излучаемая объектом (в данном случае звёздами) в единицу времени. Светимость звёзд обычно сравнивают со светимостью Солнца (светимость звёзд выражают через светимость Солнца). Сириус, например, в 22 раза излучает больше энергии, чем Солнце (светимость Сириуса равна 22 Солнцам). Светимость Веги - 50 Солнц, а светимость Денеба - 54 000 Солнц (Денеб - это одна из самых мощных звёзд).

Видимая яркость (правильнее, блеск) звезды на земном небе зависит от:

- расстояния до звезды. Если звезда будет приближаться к нам, то её видимая яркость будет постепенно увеличиваться. И наоборот, при удалении звезды от нас её видимая яркость мало-помалу будет уменьшаться. Если взять две одинаковые звезды, то более близкая к нам будет казаться и более яркой.

- от температуры внешних слоёв. Чем сильнее раскалена звезда, тем больше световой энергии она посылает в пространство, и тем ярче она будет казаться. Если звезда остывает, то и видимая её яркость на небе будет уменьшаться. Две звезды одинаковых размеров и на одинаковых расстояниях от нас будут казаться одинаковыми по видимой яркости при условии, что они излучают одинаковое количество световой энергии, т.е. имеют одинаковую температуру внешних слоёв. Если же одна из звёзд холоднее другой, то и казаться она будет менее яркой.

- от размеров (диаметра). Если взять две звезды с одинаковой температурой внешних слоёв (одного цвета) и расположить их на одинаковом расстоянии от нас, то более крупная звезда будет излучать больше световой энергии, а значит, будет казаться на небе более яркой.

- от поглощения света нахоящимися на пути луча зрения облаками космической пыли и газа. Чем толще слой космической пыли, тем больше света от звезды он поглощает, и тем тусклее кажется звезда. Если мы возьмём две одинаковые звезды и поместим перед одной из них газо-пылевую туманность, то как раз эта звезда и будет казаться менее яркой.

- от высоты звезды над горизонтом. Возле горизонта всегда плотная дымка, которая поглощает часть света от звёзд. Возле горизонта (вскоре после восхода или незадолго перед заходом) звёзды всегда выглядят более тусклыми, чем когда они над головой.

Очень важно не путать понятия "казаться" и "быть". Звезда может быть очень яркой сама по себе, но казаться тусклой из-за различных причин: из-за большого расстояния до неё, из-за маленьких размеров, из-за поглощения её света космической пылью или пылью в атмосфере Земли. Поэтому, когда говорят о яркости звезды на земном небе, употребляют словосочетание "видимая яркость" или "блеск".


Как уже говорилось, существуют двойные звёзды. Но бывают и тройные (например, α Центавра), и четверные (например, ε Лиры), и пятерные, и шестерные (например, Кастор) и т.д. Отдельные звёзды в звёздной системе называют компонентами . Звёзды с числом компонентов более двух называют кратными звёздами. Все компоненты кратной звезды связаны силами взаимного тяготения (образуют систему звёзд) и движутся по сложным траекториям.

Если компонентов много, то это уже не кратная звезда, а звёздное скопление . Различают шаровые и рассеянные звёздные скопления. Шаровые скопления содержат много старых звёзд и являются более пожилыми, нежели скопления рассеянные, содержащие много молодых звёзд. Шаровые скопления довольно устойчивы, т.к. звёзды в них находятся на небольших расстояниях друг от друга и силы взаимного притяжения между ними намного больше, чем между звёздами рассеянных скоплений. Рассеянные скопления со временем ещё больше рассеиваются.

Рассеянные скопления, как правильно, располагаются на полосе Млечного Пути или поблизости. Наоборот, шаровые скопления располагаются на звёздном небе в стороне от Млечного Пути.

Некоторые звёздные скопления можно увидеть на небе даже невооружённым глазом. Например, рассеянные скопления Гиады и Плеяды (М 45) в Тельце, рассеянное скопление Ясли (М 44) в Раке, шаровое скопление М 13 в Геркулесе. Довольно много их видно в бинокль.