Звездите са най-различни: малки и големи, светли и не много, стари и млади, горещи и студени, бели, сини, жълти, червени и др.

За да се разбере класификацията на звездите, позволява на класацията на Herzshprung - Ръсел.

Тя показва връзката между абсолютната величина на звездите, светлината, спектралния клас и температурата на повърхността на звездата. Звездите на тази диаграма не са случайно разположени, но образуват добри разграничими зони.

Повечето от звездите са на така наречените основната последователност . Наличието на основната последователност се дължи на факта, че етапът на изгаряне на водород е ~ 90% от времето на еволюцията на повечето звезди: изгарянето на водород в централните зони на звездата води до образуването на изотермално хелийно ядро , преходът към етапа на червения гигант и грижата на звездата от основната последователност. относно кратка еволюция Червени гиганти, в зависимост от тяхната маса, до образуването на бели джуджета, неутронни звезди или черни дупки.

Да бъдеш на различни етапи от еволюционното си развитие, звездите са разделени на нормални звезди, звездите на джуджетата, звездите на гиганти.

Нормални звезди, това са звездите на основната последователност. Те включват нашето слънце. Понякога такива нормални звезди като слънцето се наричат \u200b\u200bжълти джуджета.

Жълт джудже

Жълт джудже - вид на малки звезди на основната последователност, имаща маса от 0,8 до 1.2 маса на слънчевата и повърхностната температура 5000-6000 К.

Животът на жълтата джудже е средно 10 милиарда години.

След като целият запас от водород изгаря, звездата се увеличава многократно по размер и се превръща в червен гигант. Пример за този вид звезди може да бъде Алдебаран.

Червеният гигант изхвърля външните газови слоеве, като по този начин се образува планетарна мъглявина, а ядрото се съцразват в малък, гъст бял джудже.

Червеният гигант е голяма звезда на червеникаво или оранжево. Образуването на такива звезди е възможно както на етапа на образуване на звезди, така и на по-късните етапи на тяхното съществуване.

На ранния етап звездата излъчва поради гравитационната енергия, подчертана в компресия, докато компресията бъде спряна от отвъд термонуклената реакция.

В по-късните етапи на еволюцията на звездите, след прегарянето на водород в техните дълбочини, звездите се движат от основната последователност и се преместват в региона на червените гиганти и леглотоци на херпсулската диаграма - Ръсел: Този етап продължава около 10% От времето "активен" живот на звездите, т.е. етапите на тяхната еволюция в хода на кои реакции на нуклеосинтези отиват в звездни отдели.

Звездният гигант има относително ниска повърхностна температура, около 5000 градуса. Огромен радиус, достигащ 800 слънчева енергия и поради такива големи размери е огромна яркост. Максималната радиация пада върху червения и инфрачервен диапазон на спектъра, защото те се наричат \u200b\u200bчервени гиганти.

Най-големите гиганти се превръщат в червени леглаганци. Звездата, наречена Bethelgeuse от съзвездието Орион, е най-яркият пример за червения суперигант.

Звездите на джуджетата са противоположни на гигантите и могат да бъдат следното.

Бялата джудже е това, което остава от обичайната звезда с маса, която не надвишава 1,4 слънчеви маси, след като преминава етапа на червения гигант.

Поради липсата на водород, термонуклейската реакция в ядрото на такива звезди не се случва.

Белите джуджета са много плътни. По размер, те не са повече от земя, но могат да бъдат сравнени с масата на слънцето.

Това са невероятно горещи звезди, тяхната температура достига 100 000 градуса и др. Те блестят за сметка на оставащата им енергия, но с течение на времето свършва, а ядрото се охлажда, превръщайки се в черно джудже.

Червените джуджета са най-често срещаните предмети тип звезди във вселената. Оценката на техния брой варира в диапазона от 70 до 90% от броя на всички звезди в галактиката. Те са доста различни от другите звезди.

Масата на червените джуджета не надвишава една трета от соларната маса (долната граница на масата е 0.08 слънчева енергия, след това кафявите джуджета), температурата на повърхността достига 3500 K. Red Dwarfs спектрален клас M или края на K. звездите от този тип излъчват много малко светлина, понякога 10 000 пъти по-малко от слънцето.

Като се има предвид тяхната ниска радиация, нито една от червените джуджета не се вижда от земята непълнологично око. Дори най-близкият до слънце. Red Dwarf Proxima Centauri (най-близката звезда в тройната система) и най-близкото единично червено джудже, барнард звезда, съответно имат очевидна величина на звезда 11.09 и 9.53. В същото време, невъоръженият вид може да се наблюдава звезда със звездна величина до 7.72.

Благодарение на ниския дебит на водород, червените джуджета имат много по-голяма продължителност на живота - от десетки милиарди до десетки трилиона години (червено джудже с маса от 0.1 маса на слънцето ще изгори 10 трилиона години).

В червени джуджета термолуклеарни реакции, включващи хелий, са невъзможни, така че те не могат да се превърнат в червени гиганти. С течение на времето те постепенно се свиват и все повече се нагряват, докато се консумира цялото количество водородно гориво.

Постепенно, според теоретичните идеи, те се превръщат в сини джуджета - хипотетичен клас звезди, докато един от червените джуджета все още не успя да се превърне в синя джудже, а след това в бели джуджета с хелий ядро.

Кафяв джудже - субсидии (с маси в диапазона от приблизително 0,01 до 0.08 маса на слънцето, или съответно от 12.57 до 80.35 маси от Юпитер и диаметър приблизително равен на диаметъра на Юпитер), в дълбините на които За разлика от звездите на основната последователност, реакцията на термоядрения синтез не се среща с превръщането на водород в хелий.

Минималната температура на звездите на основната последователност е около 4000 k, температурата на кафявите джуджета се намира между 300 до 3000 K. Кафявите джуджета през целия им живот постоянно се охлаждат, с по-голям от джуджето, толкова по-бавно се охлажда.

Субкардни джуджета

Субкарните джуджета или кафявите субкардики са студени формации, чрез маса, подлежаща на границата на кафявите джуджета. Тяхната маса е по-малка от около една клетъчна маса на слънцето или съответно 12,57 маси от Юпитер, долната граница не е дефинирана. Те са по-често взети от планети, макар и до окончателното заключение за това какво да разгледат планетата и какво - субкарда научна общност докато дойде.

Черно джудже

Черните джуджета - охладени и в резултат, които не са излъчвани във видимата гама от бели джуджета. Това е последният етап на еволюцията на белите джуджета. Масите на черните джуджета, подобно на масите на бялото джудже, са ограничени от над 1.4 маса на слънцето.

Двойната звезда е две гравитационно свързани звезди, добавяйки общия център на масата.

Понякога има системи от три или повече звезди, в такъв общ случай системата се нарича многократна звезда.

В случаите, когато такава звездна система не е твърде далеч от земята, телескопските дискове отделни звезди. Ако разстоянието е значително, тогава е възможно да се разбере, че двойната звезда се проявява преди астрономите само за косвени знаци - флуктуации на гланц, причинени от периодични затъмнения на една звезда с друга и някои други.

Нова звезда

Звезди, чиято осветеност внезапно се увеличава 10 000 пъти. Новата звезда е двойна система, състояща се от бели джудже и звезди, разположени на главната последователност. В такива системи газът от звезда постепенно тече върху бяло джудже и периодично експлодира там, причинявайки огнище на яркост.

Свръхнова

Supernova Star е звезда, която завършва своята еволюция в катастрофален експлозивен процес. Светкавицата може да бъде няколко порядъка повече, отколкото в случай на нова звезда. Такава мощна експлозия е следствие от процесите, които се случват в звездата на последния етап на еволюцията.

Неутронна звезда

Неутронните звезди (NZ) са звездни образувания с маси от около 1,5 слънчеви и размери, забележимо по-малки от белите джуджета, типичният радиус на неутронната звезда е вероятно около 10-20 километра.

Те се състоят главно от неутрални субатомни частици - неутрони, плътно компресирани гравитационни сили. Плътността на тези звезди е изключително висока, тя е съизмерима и според някои оценки, тя може няколко пъти да надвишава средната плътност на атомното ядро. Един кубичен сантиметър от вещество NZ ще претегли стотици милиони тонове. Силата на тежестта на повърхността на неутронната звезда е около 100 милиарда пъти по-висока от земята.

В нашата галактика, според оценките на учените, може да има от 100 милиона до 1 милиард неутрон звездиТова е някъде на една до хиляда обикновени звезди.

Пулсар

Пулсарни пространствени източници на електромагнитни емисии, които идват на място под формата на периодични изблици (импулси).

Според доминиращия астрофизичен модел пулсарите се въртят неутронства магнитно полекоето се накланя до оста на въртене. Когато Земята влезе в конуса, оформен от тази радиация, тогава радиационният импулс може да бъде фиксиран, като се повтаря през интервали от време, равен на периода на звездите. Някои неутронни звезди правят до 600 оборота в секунда.

Cefeida.

Cefeida - клас на пулсиращи звезди със доста точна зависимост на светлината, наречена след звездата делта Цефева. Един от най-известните Cefeid е полярна звезда.

Списъкът на основните типове (типове) звезди с техните кратка характеристикаРазбира се, не изчерпва целия евентуален колектор на звездите във Вселената.

Светът на Небесния Тел

Хората за дълго време принадлежат на слънцето с любов и специално уважение. В края на краищата, в древността, те осъзнаха, че без слънцето не е човек, нито звяр, нито растение.
Слънцето е най-близката звезда на земята. Като приятел на звездите, това е огромно горещо небесно тяло, което постоянно излъчва светлина и топла. Слънцето е лек източник и топлина за всички живи на земята.

Използвайте информация, напишете цифрови данни в текст.
Диаметърът на слънцето е 109 пъти по-голям от диаметъра на земята. Масата на слънцето е 330 хиляди пъти повече маса на нашата планета. Разстоянието от земята до слънцето е 150 милиона километра. Температурата на повърхността на слънцето достига 6 хиляди градуса, а в центъра на слънцето - 15 - 20 милиона градуса.

Човекът може да види около 6 хиляди звезди в нощното небе. Учените са известни много милиарди звезди.
Звездите се различават по размер, цвят, яркост.
Цветът се отличава с бели, сини, жълти и червени звезди.

Слънцето се отнася до жълти звезди.

Сините звезди са най-горещите, тогава има бяло, тогава - жълто, най-студените - червени звезди.
Най-ярките звезди, празни 100 хиляди пъти повече светлинаот слънцето. Но онези, които блестят милион пъти по-слаб от слънцето, са известни.

Разграничение

Слънцето и преместването около него небесните тела съставляват слънчевата система. Изграждане на модела на слънчевата система. За да направите това, изрежете равнината на моделните планети и ги поставете в правилната последователност на картонния лист. Подпишете името, подписвате планети и ги вземете на модела си.





Продава се надолу по кръстословицата.



открит незапълнен кръст \u003e\u003e

1. Най-голямата планета Слънчева система. Отговор: Юпитер
2. Планетата с добре видими пръстени в телескопа. Отговор: Сатурн
3. най-близо до планетата на слънцето. Отговор: Меркурий
4. Най-далечната планета от слънцето. Отговор: Нептун
5. Планета, на която живеем. Отговор: Земята
6. Планета - съсед на земята, разположен по-близо до слънцето, отколкото на земята. Отговор: Венера
7. Планета - съсед на земята, разположен на слънце, отколкото земята.
Отговор: Марс
8. Планета, разположена между Сатурн и Нептун. Отговор: Уран

Използвайки различни източници на информация, подгответе съобщение за звездата, съзвездието или планетата, за която искате да научите повече. Запишете основната информация за вашето съобщение.

Марс - една от петте планети на слънчевата система, която може да се види от земята с просто око. От земята изглежда като малка червена точка, така че Марс понякога се нарича червена планета. Планетата носи името на древния римски бог на войната, има два сателита Фобос и Димимос. Това са имената на двамата синове на бога на войната, те се прехвърлят като "страх" и "ужас". Марс е четвъртата планета от слънцето. За много характеристики той е много подобен на земята. Има атмосфера, времето на годината е показано на Марс. И на двата полюса на планетата, както на земята, са ледени шапки. Размерът на Марс е почти два пъти по-малък от нашата планета.

Никога не мислим, че е възможно да имаме някакъв живот, освен нашата планета, с изключение на нашата слънчева система. Може би някои от планетите се въртят около синьо или бяло или червено, и може би жълта звезда има живот. Може би има и друга съща планета, на която живеят същите хора, но все още не знаем нищо за това. Нашите спътници, телескопи намериха серия от планети, които може да имат живот, но десетки хиляди хиляди и дори милиони светлинни години.

Сините звезди, задържани - сини звезди

Звезди, които са в звездните колони на топката, температурата, в която над температурите на обикновените звезди, и за спектъра се характеризират със значително преминаване към синята зона, отколкото звездите на натрупването с подобна осветеност, сините звезди са наречени. Тази функция им позволява да се открояват по отношение на други звезди на това натрупване на диаграмата Herzshprung-Russell. Наличието на такива звезди отхвърля всички теории за еволюцията на звездите, чиято същност е тази за звездите, които са възникнали в същия период от време, той се планира да бъде поставен в ясно дефинирана област на Herzshprung-Russell диаграма. В същото време единственият фактор, който засяга точното местоположение на звездата е първоначалната му маса. Честото появяване на сините пенсионирани звезди извън границите на гореспоменатата крива може да бъде потвърждение на съществуването на такава концепция като анормална звезда.

Експерти, които се опитват да обяснят естеството на тяхното събитие, са номинирали няколко теории. Най-вероятно от тях показват, че звездите син цвят В миналото бяха двойно, след което те започнаха да се появяват или процесът на сливане сега започна. Резултатът от сливането на две звезди става появата на нова звезда с много по-голяма маса, яркост и температура от звездите на същата възраст.

Ако лоялността на тази теория е в състояние да докаже, теорията на еволюцията на звездите ще загуби проблемите си под формата на синьо пенсионери. Като част от получената звезда, ще има по-голямо количество водород, което щеше да бъде подобно на младата звезда. Има факти, потвърждаващи такава теория. Наблюденията показват, че най-често звездите са намерени в централни региони сферични клъстери. В резултат на броя на звездите на един обем, преобладаващ там, близките пасажи или сблъсъци стават по-склонни.

За да проверите тази хипотеза, е необходимо да изучавате пулсацията на сините пенсионирани, защото Възможно е да има някои разлики между астрошойшеските свойства на разпръскващите звезди и нормално пулсиращи променливи. Заслужава да се отбележи, че е трудно да се измерват пулсациите. Този процес също отрицателно пренаселява звездното небе, малките трептения на импулса на синьо пенсионери, както и рядкост на техните променливи.

Един от примерите за сливането може да бъде наблюдаван през август 2008 г., тогава такъв инцидент докосна обекта V1309, чиято яркост повишава няколко десетки хиляди пъти и след няколко месеца, върнати в първоначалното значение. В резултат на 6-годишни наблюдения учените стигнаха до заключението, че този обект е две звезди, периодът на циркулация, от който всеки приятел е 1,4 дни. Тези факти избутаха учените към идеята, че през август 2008 г. имаше процес на сливане на тези две звезди.

За синьо изостаналата характеристика е висок момент за въртене. Например, скоростта на въртене на звездата, която се намира в средата на клъстера 47 на Туканан, е 75 пъти по-висока от скоростта на въртене на слънцето. Според хипотезата тяхната маса е 2-3 пъти по-висока от масата на други звезди, които се намират в клъстера. Също така, с помощта на изследвания, беше установено, че ако звездите на синьото са близо до всякакви други звезди, последните ще имат процента на кислород и въглерод по-нисък от този на съседите. Вероятно звездите те държат тези вещества от други, движещи се по орбитата си, което води до тяхната яркост и температура. "Запазените" звезди са намерени места, където се наблюдава процесът на завъртане на първоначалния въглерод в други елементи.

Имената на сините звезди - примери

Ригъл, гама платна, алфа жираф, Zeta Orion, Tau Голям PSA., Jet Stern

Бели звезди - бели звезди

Фридрих Бесел, който ръководи обсерваторията Конегсберг през 1844 г. е направено интересно откритие. Ученият забеляза най-малкото отклонение на най-ярката звезда на небето - Сириус, от травмата си в небето. Астрономът предложи присъствието на сирий в Сириус и също така изчисли приблизителния период на звездите около центъра на масите, който възлиза на около петдесет години. Бесел не намери надлежна подкрепа от други учени, защото Сателит Никой не можеше да открие, макар и от масата си той трябваше да бъде сравним с Сириус.

А след 18 години Алван Греъм Кларк, който се занимаваше с тестването на най-добрия телескоп на онези времена, до Сириус бе открита скучна бяла звезда, която се оказа, че е негов спътник, който нарече Сириус В.

Повърхността на тази звезда е бяла е затоплена до 25 хиляди келвинов и малкия му радиус. Като се има предвид това, учените заключават, че високата плътност на сателита (на ниво от 106 g / cm 3 3, докато плътността на самия сириум е приблизително 0,25 g / cm 3, а слънцето е 1.4 g / cm 3). След 55 години (през 1917 г.) беше открит друг бял джудже, наречен в чест на учения, който го намери - звездата Уанг Мансен, който е в съзвездието на рибата.

Указания на белите звезди - примери

Вега в съзвездието Лира, Altair в съзвездието на орела, (видим през лятото и есента), Сириус, рицина.

Жълти звезди - жълти звезди

Жълтите джуджета са обичайни, за да се обаждат на малки звезди на основната последователност, чиято маса е в рамките на масата на слънцето (0.8-1.4). Ако прецените с името, такива звезди имат жълт блясък, който се разпределя по време на прилагането на темалидния процес на синтез на водороден хелий.

Повърхността на такива звезди се загрява до температура от 5-6 хиляди Келвинов, а техните спектрални класове са в диапазона между G0V и G9V. Жълтата джудже живее около 10 милиарда години. Изгарянето на водород в звездата става причина за нейното множествено увеличение на размера и трансформацията в червения гигант. Един пример за червения гигант е Алдебаран. Такива звезди могат да образуват планетарна мъглявина, да се отърват от външните слоеве на газ. В този случай превръщането на ядрото в бяло джудже, което има голяма плътност.

Ако вземете под внимание диаграмата на Herzshprung-Russell, тогава жълтите звезди са в централната част на основната последователност. Тъй като слънцето може да се нарече типично жълто джудже, моделът му е подходящ за разглеждане от общия модел на жълти джуджета. Но има и други характерни жълти звезди в небето, чиито имена са Алхита, Дабих, Толиман, хара и др. Стар данните нямат висока яркост. Например, същият Толиман, който, ако не и да не се вземе предвид прокси Кентавър, е по-близо до слънцето, има 0-та стойност, но в същото време яркостта му е най-високата сред всички жълти джуджета. Тази звезда се намира в Съзвездието на Кентауро, тя е и връзката на сложна система, която се състои от 6 звезди. Спектралният клас на Толиман - Г., но Дубих, разположен в 350 светлинни години от нас, се отнася до спектралния клас F. Но високата му яркост се дължи на присъствието на няколко звезди, принадлежащи към спектралния клас - A0.

В допълнение към Толиман, спектралният клас G има HD82943, който се намира на главната последователност. Тази звезда, поради химическия състав и температура, подобен на слънцето, също има две големи планети. Въпреки това, формата на данни Orbits на планетите е далеч от кръговата, така че сравнително често се срещат тяхното сближаване с HD82943. В момента астрономите успяха да докажат, че по-рано тази звезда има много | Повече ▼ Планети, но с течение на времето тя ги абсорбира.

Жълти имена на звезди - примери

Толиман, звезда HD 82943, хара, Дхай, Алхита

Червени звезди - червени звезди

Ако поне веднъж в живота си успях да видя в лещата на вашите телескопски червени звезди в небето, което изгори на черен фон, тогава паметта на този момент ще помогне по-ясно да си представим какво ще бъде написано в това Статия. Ако никога не сте имали подобни звезди, следващия път, не забравяйте да ги намерите.

Ако вземете списък с най-ярките червени звезди на небето, които лесно могат да бъдат намерени дори и с помощта на аматьорски телескоп, тогава можете да откриете, че те са въглерод. Първите червени звезди бяха отворени през 1868 година. Температурата на такива червени гиганти е ниска, в допълнение, техните външни слоеве се пълнят с огромно количество въглерод. Ако преди това подобни звезди представляват два спектрални класа - R и N, сега учените ги идентифицираха в един общ клас - C. Всеки спектрален клас съществува подкласове - от 9 до 0. В този случай, C0 клас показва, че звездата има по-голям температура, но по-малко червена от звездите клас C9. Важно е и всички звезди да са в състава на преобладаващите въглеродни въглерода, по същество променливи: дългогодишен, половин път или неправилен.

В допълнение, две звезди, наречени в червени променливи на полу-масло, също бяха включени в такъв списък, най-известният от който е Мрежа. Неговото необичайно червено се интересуваше от Уилям Хершел, който нарече "Гарнет". За такива звезди, неправилна промяна в светлината, която може да продължи от чифт десетки до няколкостотин дни от деня. Такива променливи звезди се отнасят до класа m (звездите са студени, температурата на повърхността е от 2400 до 3800 k).

Като се има предвид факта, че всички звезди от рейтинга са променливи, е необходимо да се направи известна яснота в нотацията. Общоприето е, че червените звезди се наричат, които се състоят от две компонентни части - буквите на латинската азбука и името на съзвездието на променливата (например, t hail). Първата променлива, която е открита в това съзвездие, е зададена на буквата R и така нататък, към буквата Z. Ако има много такива променливи, за тях се осигурява двойна комбинация от латински букви - от RR до ZZ. Този метод ви позволява да "извикате" 334 обекта. В допълнение, можете да определите звездите и с буквата V заедно с номера на последователността (V228 SWAN). Първата рейтингова колона се присвоява на обозначението на променливите.

Двете следстващи колони в таблицата показват местоположението на звездите в периода 2000.0 година. В резултат на повишената популярност на Atlas "Uranometria 2000.0" сред любителите на астрономията, последната рейтингова колона показва номера на картата за търсене за всяка звезда, която е в класацията. В този случай първата цифра е дисплеят на номера на звука, а вторият е номерът на последователността на картата.

Също така в класацията показва максималните и минималните стойности на гласовете на звездните стойности. Струва си да се припомни, че голямата насищане на червения цвят се наблюдава от звездите, чиято яркост е минимална. За звездите, чиято променливостта е известна, тя се показва като брой дни, но обектите, които нямат десния период, се показват като IRR.

За да намерите въглеродна звезда, не се нуждаете от голямо умение, достатъчно, за да имате способностите на вашия телескоп да го видите. Дори ако размерът му е малък, ярко изразено червено трябва да привлече вниманието ви. Ето защо не е необходимо да се разстроите, ако е невъзможно незабавно да ги откриете. Достатъчно е да се възползвате от атласа, за да намерите къса звезда, а след това да се преместите от нея до червено.

Различни наблюдатели виждат по различен начин въглеродните звезди. Някои от тях приличат на рубини или изгаряне в далечината на ъгъла. Други се виждат в такива звезди малина или кръвни червени нюанси. За да започнете в класацията, има списък от шест най-ярки червени звезди, намирането и кои, можете да се насладите на красотата, за да се насладите на тяхната красота.

Имена на червени звезди - примери

Разлики на звездите в цвят

Има огромно разнообразие от звезди със неописуеми цветови нюанси. В резултат на това, дори едно съзвездие получи името "бижута бижута", основата на която е синя и сапфирна звезди, а в центъра му има ярка светлинна оранжева звезда. Ако разгледаме слънцето, той има бледожълт цвят.

Директен фактор, засягащ разликата в цветовите звезди, е температурата на тяхната повърхност. Това е просто обяснено. Светлината по природа е радиация под формата на вълни. Дължината на вълната е разстоянието между нейните гребени, е много малка. За да си представите, трябва да споделите 1cm на 100 хиляди идентични части. Няколко такива частици и ще бъде дължината на вълната на светлината.

Като се има предвид, че този брой е доста малък, всеки, дори най-незначителен, промените му ще бъде причината, поради която картината, наблюдавана от нас, ще се промени. В края на краищата, нашата визия е различна дължина на светлинните вълни, които възприемат като различни цветове. Например, синият цвят има вълни, чиято дължина е 1,5 пъти по-малка от тази на червено.

Също така, почти всеки от нас знае, че температурата може да има най-пряк ефект върху цвета на тел. Например, можете да вземете всеки метален предмет и да го поставите в огън. По време на отопление тя ще стане червена. Ако температурата на пожара се увеличи значително, цветът на субекта ще се промени - с червено до оранжево, с оранжево върху жълто, с жълто върху бяло, и накрая, с бяло на синьо-бяло.

Тъй като слънцето има повърхностна температура в областта от 5.5 хиляди 0 s, тогава той е характерен пример за жълти звезди. Но най-горещите сини звезди могат да се загреят до 33 хиляди градуса.

Цветът и температурите бяха свързани с учените физически закони. Температурата на тялото е пряко пропорционална на нейната радиация и обратно пропорционална на дължината на вълната. Вълни на син цвят Имат по-къси дължини на вълните в сравнение с червените. Горещите газове излъчват фотони, чиято енергия е пряко пропорционална на температурата и обратно пропорционална на дължината на вълната. Ето защо за най-горещите звезди Характеристики са синьо-синя радиационен диапазон.

Тъй като ядреното гориво на звездите не е неограничено, той има имот, който да се консумира, което води до охладителя на звездите. Ето защо звездите на средна възраст имат жълт цвят и старите звезди виждаме червено.

В резултат на факта, че слънцето е много близо до нашата планета, е възможно да се опише цветът му с точност. Но за звезди, които са в милион светли години от нас, задачата е сложна. За това се използва устройството, наречено спектрограф. По време на него учените прескачат светлината, излъчвана от звездите, в резултат на което можете да анализирате почти всяка звезда.

В допълнение, с помощта на звезда цвят, можете да определите нейната възраст, защото Математическите формули ви позволяват да използвате спектрален анализ, за \u200b\u200bда определите температурата на звездата, която е лесна за изчисляване на възрастта му.

Видео тайни звезди гледайте онлайн

Всеки човек знае как звездите гледат в небето. Малка, блестяща със студени снежни светлини. В древността хората не можеха да излязат с обяснения за това явление. Звездите считат очите на боговете, душите на мъртвите предци, пазители и намерения, които пазят мира на човека в нощния мрак. Тогава никой не си помисли, че слънцето също е звезда.

Много векове минават, преди хората да разберат, че са звезди. Видове звезди, техните характеристики, идеи за химически и физически процеси, които се случват там нов регион. знание. Древните астролози дори не могат да приемат, че такъв светлинен всъщност не е малка светлина, но невъобразима размери топка от горещ газ, в който възникват реакции на термоядрен синтез. Има странен парадокс във факта, че липсата на звездна светлина е ослепителен блясък ядрена реакцияи уют слънчева топлина - чудовищната топлина на милиони Келвинов.

Всички звезди, които могат да се видят на небето с просто око, са в галактиката Млечния път. Слънцето също е част от тази звезда и се намира в покрайнините си. Невъзможно е да си представим как ще погледне нощното небе, ако слънцето беше в центъра млечен път. В края на краищата броят на звездите в тази галактика е повече от 200 милиарда.

Малко за историята на астрономията

Най-старите астролози също могат да разкажат необичайното и очарователно за звездите в небето. Вече шумерите разпределяха отделни съзвездия и зодиачен кръг, те също така изчислиха разделението на пълен ъгъл до 3600. Също така създадоха календар на Луната и успяха да го синхронизират със слънчево. Египтяните смятат, че земята е в центъра на Вселената, но в същото време знаеха, че Меркурий и Венера се въртят около слънцето.

В Китай, астрономия, като наука, те вече бяха ангажирани в края на III хилядолетието пр. Хр. и първата обсерватория се появи през XII век. БК д. Те изследват лунните и слънчевите затъмнения, в същото време да разберат причината и дори са изчислили прогнозните дати, бяха наблюдавани метеорологичните потоци и траекториите на кометата.

Най-древната инка знаеше различията между звездите и планетите. Съществуват косвени потвърждения, които са били известни на Галилейските сателити на Юпитер и визуалния размазването на очертанията на Venus Disk, поради присъствието на планетата на атмосферата.

Антични гърци са в състояние да обосноват шлаката на земята, предложиха предположението за центрираността на хелий на системата. Опитаха се да изчислят дима от слънцето, да нека и погрешно. Но гърците бяха първите, които по принцип предполагат, че слънцето е по-голямо от земята, преди всичко, разчитайки на визуални наблюдения, вярваха по различен начин. Гръцкият хипарк за първи път създаде каталог светлинен и разпределен различни видове звезди. Систематизация на звездите в това научна труд Разчитат на интензивността на блясъка. Хипархът подчерта 6 класове за яркост, имаше 850 осветени в каталога.

Какво направиха антични астролози

Първоначалната систематизация на звездите се основаваше на тяхната яркост. В крайна сметка, по-конкретно, този критерий е единственият леснодостъпен за астролога, въоръжен само от телескоп. Най-ярките или притежаващи уникални свойства на звездите, дори получени собствени именаИ всяка нация има своя собствена. Така че, Денб, Ригъл и алгол - арабски имена, Сириус - Латински и Антарес - гръцки. Полярната звезда във всеки народ има свое име. Това е може би един от най-присвоите в "практическия смисъл" на звездите. Координатите му в нощното небе са непроменени, въпреки въртенето на земята. Ако останалите звезди се движат по небето, минавайки по пътя от изгрев до залез, полярната звезда не променя местоположението си. Следователно тя е специално използвана от моряците и пътниците като надеждна отправна точка. Между другото, противно на обичайното погрешно схващане, това не е най-много ярка звезда в небето. Полярната звезда навън не се откроява - нито размер, нито интензивността на блясъка. Можете да го намерите само ако знаете къде да го гледате. Намира се в самия край на "ръката на кофата" на малкия малар.

Каква е основата на звездната систематизация

Съвременните астролози, отговарящи на въпроса кои видове звезди са, ще се спомене яркостта на блясъка или мястото на нощното небе. Това ли е в порядъка на историческа екскурзия или в лекция, изчислена на публиката, напълно отдалечена от астрономията.

Съвременната систематизация на звездите се основава на техния спектрален анализ. В същото време те обикновено показват също масата, осветеността и радиуса на небесното тяло. Всички тези показатели са дадени в съотношението със слънцето, т.е. специфично неговите характеристики се приемат като измервателни единици.

Систематизацията на звездите се основава на такъв критерий като абсолютна стойност на звезда. Това е видимата степен на яркост на небесното тяло без атмосферата, условно разположена на разстояние от 10 парализи от наблюдението.

Освен това той взема предвид променливостта на блясъка и размера на звездата. Видовете звезди понастоящем се определят от техния спектрален клас и вече е по-подробен - подклас. Астролозите Russell и Herzshprung независимо един от друг анализираха зависимостта между осветеността, абсолютната звездна величина, температурната повърхност и спектралния клас на блестяха. Те изграждат диаграма със съответните оси на координати и установили, че резултатът изобщо не е хаотид. Осветителните тела на графиката бяха отчетливо изтъкнати групи. Диаграмата позволява, познаването на спектралния клас на звездата, определя най-малко с приблизителна точност на абсолютната си звездна величина.

Как се раждат звездите

Тази диаграма служи като визуално потвърждение в полза. съвременна теория Еволюция на данните небесния Тел. Графиката ясно показва, че най-многобройният клас е свързан с така наречената основна последователност на звездата. Видовете звезди, принадлежащи към този сегмент, са най-често срещани в този момент в точката за развитие на Вселената. Този етап на развитие на блясъка, в който енергията, изразходвана за радиацията, се компенсира от получения процес на термоядрена реакция. Продължителността на престоя в този етап на развитие се определя от масата на небесното тяло и процента на елементите, по-тежки от хелий.

Теорията на звездите, която обикновено се признава в този момент, казва, че в началния етап на развитие, Luminais е изхвърлен циклопичен газ. Под влиянието на собствената тежест тя е компресирана, постепенно се превръща в топка. Колкото по-силно е компресията, толкова по-добра е гравитационната енергия в термична. Газът е закъснял и когато температурата постигне 15-20 милиона к, реакцията на алемонем е пусната в новородена звезда. След това гравитационният процес на компресия е спрян.

Основният период на живота на звездата

Първоначално реакциите на водородния цикъл преобладават в дълбините на един млад блясък. Това е най-дългата звезда. Видове звезди, разположени на този етап на развитие и са представени в най-масовата основна последователност, описана над диаграмата. С времето е завършено водородът в ядрото на блясъка, превръщайки се в хелий. След това термоядното изгаряне може да бъде само по периферията на ядрото. Звездата става по-ярка, нейните външни слоеве са значително разширени и температурата намалява. Небесното тяло се превръща в червен гигант. Този период на живот е много по-кратък от предишния. Предстоящата съдба е сериозно проучена. Има различни предположения, но все още не са придружени от потвърждение. Най-често срещаната теория казва, че когато хелий става твърде много, звездното ядро, без да държи собствената си маса, се свива. Температурата нараства, докато хелийът навлиза в термоядрената реакция. Чудовищните температури водят до друга експанзия, а звездата се превръща в червен гигант. Предстоящата съдба на блясъка, на предположенията на учените, е в зависимост от нейната маса. Но теориите, свързани с това, само резултат от компютърна симулация, не се потвърждават от наблюдения.

Охладени звезди

Вероятно червените гиганти с малка маса ще се свият, превръщайки се в джуджета и постепенно охлаждане. Средните масови звезди могат да се трансформират в планетарните мъглявини, докато в центъра на такова образование ще продължат съществуването на външен капак на ядрото, постепенно охлаждане и превръщане в снежнобял лилип. Ако централната звезда е излъчвала значителна инфрачервена радиация, се появяват условията за активиране в разширяването на газовата обвивка на планетарната мъглявина на космическия мазе.

Масивните осветителни тела, компресиране, могат да достигнат до това ниво на налягане, което електроните са на практика атомни ядра, превръщайки се в неутрони. Тъй като между тези частици няма електростатични откази, звездата може да бъде оразмерена до размера на няколко километра. В този случай плътността му надвишава плътността на водата 100 милиона пъти. Такава звезда се нарича неутрон и всъщност е огромно атомно ядро.

Супермасивните звезди продължават своето съществуване, последователно синтезиране в процеса на термоядрени реакции от хелий - въглерод, след това кислород, от него - силиций и, накрая, желязо. На този етап на термонуклейската реакция и настъпва експлозия свръхнова. Supernove, от своя страна, може да се превърне в неутрон или ако масата им е доста голяма, продължете да компресията до критична граница и образуват черни дупки.

Размери

Систематизацията на звездите по размер може да бъде реализирана двойна. Физическият размер на звездата може да се определи от неговия радиус. Единицата за измерване в този случай изпъква радиуса на Слънцето. Има лилипуни, звезди среден размер, Гиганти и супергиантен. Между другото, самото слънце е просто лилипут. Радиусът на неутронните звезди може да достигне само на няколко километра. И орбитата на планетата Марс се поставя изцяло в целия нихрит. Под размера на звездата също може да се разбира масата му. Тя е тясно свързана с диаметъра на блясъка. Звездата е повече, толкова по-ниска плътност и обратно, по-малко, плътността е по-висока. Този критерий не е толкова много. Звезди, които могат да бъдат повече или по-малко от слънцето 10 пъти, много малко. Повечето от осветителните тела се поставят в интервал от 60 до 0.03 от слънчевите маси. Плътността на слънцето, получена за началния индикатор, е 1.43 g / cm3. Плътността на снежните джуджета се постига 1012 г / cm3, а плътността на разреждания супергиантен може да бъде в милиони пъти по-малко слънчеви.

В стандартната систематизация на звездите схемата за разпределение на масата е както следва. Малки се насочва към светлината с маса от 0,08 до 0.5 слънчева енергия. До умерено - от 0,5 до 8 слънчеви маси и масивни - от 8 и повече.

Систематизация на звездите . От синьо до сняг

Систематизацията на звездите в цвета действително разчита не на видимото сияние на тялото, но върху спектралните характеристики. Спектърът на радиацията на обекта се определя от химическия състав на звездите, зависи от него.

Най-често срещаната е Harvard Systematization, създадена първо на 20-ти век. Съгласно следните стандарти, систематизирането на звездите в цвят предполага разделяне на 7 вида.

Така че, звездите с най-висока температура, от 30 до 60 хил. К, се отнасят до класа на лумините О. Те са сини, масата на такива небесни тела постига 60 слънчеви маси (и), и радиус - 15 слънчев радиус (s. R.). Линиите на водород и хелий в техния спектър са доста слаби. Светлината на такива небесни обекти може да достигне 1 милион 400 хиляди слънчеви яркост (с. п.).

Звездите от клас В включват блестене с температура от 10 до 30 хиляди K. Това са небесните тела от бяло и синьо, масата им започва от 18 s. м. и радиус - от 7 s. м. Най-ниската осветеност на обектите от този клас е 20 хил. С. P обаче и водородните линии в спектъра се подобряват чрез достигане на средни стойности.

В звездите на класа и температурата варира от 7.5 до 10 хиляди до, те са сняг. Минималната маса на такива небесни тела започва от 3.1 s. м., но радиус - от 2.1 s. R. Светлината на обектите е в границите от 80 до 20 хиляди s. от. Водородните линии в спектъра на тези звезди са силни, появяват се метални линии.

Обектите клас F всъщност са жълто-бели, но изглеждат сняг. Техната температура варира от 6 до 7,5 хил. К, масата варира от 1,7 до 3.1 г., радиус - от 1.3 до 2.1 s. R. Светлината на тези звезди варира от 6 до 80 s. от. Водородните линии в спектъра отслабват, металните линии, напротив, се амплифицират.

По този начин всички видове снежни звезди попадат в класовете от А до Ф. След това, според систематизацията, се следват жълтеникавите и оранжевите лумини.

Жълтеникави, оранжеви и червени звезди

Видове звезди в цвят са разпределени от син до червено, тъй като температурата пада и намалява размера и осветеността на обекта.

Звездите от клас G, към които се прилага слънцето, постигат температури от 5 до 6 хиляди К, те са жълтеникави. Масата на тези обекти е от 1,1 до 1.7 s. м., радиус - от 1,1 до 1.3 s. R. Осветление - от 1,2 до 6 s. от. Спектралните линии на хелий и метали са интензивни, водородните линии са по-слаби.

Осветителните тела, свързани с клас К, имат температура от 3.5 до 5 хиляди. K. Те изглеждат жълто-оранжеви, но истинският цвят на тези звезди е оранжев. Радиусът на тези обекти е между 0.9 до 1.1 s. r., маса - от 0.8 до 1.1 s. м. Яркост варира от 0.4 до 1.2 s. от. Водородните линии са почти невидими, металните линии са много силни.

Най-студените и малки звезди са клас M. Тяхната температура е само 2.5 - 3,5 хиляди, за да изглеждат червени, въпреки че всъщност тези обекти на оранжево-червени. Масата на звездите е между 0.3 до 0.8 s. м. радиус - от 0.4 до 0.9 s. R. Светлината е само 0.04 - 0.4 s. от. Това са умиращи звезди. Техният по-студено е само наскоро отворени кафяви лилипути. За тях разпределя отделен клас г-н

Известни са три съвкупни състояния на веществото - твърди, течни и газообразни. Какво ще се случи с вещество с постоянно нагряване до високи температури в затворен обем? - последователен преход от едно съвкупно състояние към друго: \\ t тяло тяло - течен газ (поради увеличаване на скоростта на молекулите с увеличаване на температурата). С по-нататъшно загряване при температури над 1200 ºС, започва разпадането на газовите молекули към атомите, и при температури над 10,000 ºС - частично или пълно разпадане на газовите атоми към техните компоненти елементарни частици - електрони и ядра от атоми. Плазмата е четвъртото състояние на вещество, в което молекулите или атомите на веществото са частично или напълно унищожени под действието на високи температури или по други причини. 99.9% от същността на Вселената е в състояние на плазмата.

Звездите са клас на космически тела с маса от 10 26 -10 29 кг. Star е разделено плазмено сферично космическо тяло, като правило, в хидродинамично и термодинамично равновесие.

Ако равновесието е счупено, звездата започва да пулсира (размера, светлината и температурната промяна). Звездата става променлива звезда.

Променлива звезда - Това е звезда, която променя блясъка във времето (видима яркост в небето). Причините за променливост могат да бъдат физически процеси в дълбините на звездата. Такива звезди се наричат физически променливи (Например, Δ cepepeva. Подобно на него, променливите звезди започнаха да се обаждат cepheidami.).


Запознайте се с I. очаквани променливи Звезди, причината за вариабилността на които са взаимни затъмнения на техните компоненти(Например, β perea - алгол. Нейната вариабилност първо открил италианския икономист и астроном Geminian Montanari през 1669 г.).


Стреч-променливи звезди са винаги двойно, тези. Се състои от две тясно подредени звезди. Променливите звезди на звездни карти са обозначени с кръг:

Не винаги звезди - топки. Ако звездата се върти много бързо, тогава формата му не е сферична. Звездата е компресирана от поляците и става подобна на мандарина или тиквата (например, вега, регулираща). Ако звездата е двойна, тогава взаимното привличане на тези звезди един към друг също засяга тяхната форма. Те стават яйцеобразни или пъпеши (например двойно-звездни компоненти β lira или шипове):


Звездите са основните жители на нашата галактика (нашата галактика е написана с главна буква). Има около 200 милиарда звезди. С помощта на дори най-големите телескопи е възможно да се обмисли само половин аплер от общия брой галактически звезди. В звездите повече от 95% от общото вещество, наблюдавано в природата, са концентрирани. Останалите 5% са вътрешен газ, прах и всички немулиращи тела.

В допълнение към слънцето, всички звезди са от нас досега, че дори и в най-големите телескопи те се наблюдават под формата на светещи точки на различни цветове и гланц. Най-близкото до слънцето е α централната система, състояща се от три звезди. Един от тях е червен джудже, наречен Proxima - е най-близката звезда. До нея 4.2 светлинни години. До Сириус - 8.6 Св. години, до Altair - 17 SV. години. Преди Веги - 26 ул. години. До полярната звезда - 830 ул. години. До Денеба - 1,500 SV. години. За първи път разстоянието до друга звезда (беше Vega) през 1837 г., което може да определи v.ya. Struve.

Първата звезда, която е успяла да получи изображение на диска (и дори някои петна върху него) - Bethelgeuse (α Orion). Но това е така, защото диаметърът на Bethelgeuse надвишава слънцето 500-800 пъти (звездната пулсира). Получава се и Altair Disk (α α), но това е така, защото Altair е една от най-близките звезди.

Цветът на звездите зависи от температурата на техните външни слоеве. Температурен диапазон - от 2000 до 60 000 ° С. Най-студените звезди са червени и най-горещите са сини. Според цвета на звездата е възможно да се прецени колко силно са неговите външни слоеве.


Примери за червени звезди: Антарес (α на скорпион) и bethelgeuse (α Orion).

Примери за оранжеви звезди: Алдебаран (α Taurus), ARKURTUR (α Volopasa) и Pollux (β близнаци).

Примери за жълти звезди: слънцето, параклисът (α на храненето) и Толиман (α centaion).

Примери за жълтеникаво-бели звезди: сонда (α от малки PS) и canopus (α keel).

Примери за бели звезди: Sirius (α голям PSA), Vega (α Lira), Altair (α Eagle) и Denb (α Swan).

Примери за синкави звезди: регулиране (α лъв) и подправка (α virgin).

Благодарение на факта, че много малко светлина идва от звездите, човешкото око е в състояние да различи между цветните нюанси само в най-ярките от тях. В бинокъла и особено в телескопа (те хващат повече светлина от окото) Цветът на звездите става по-забележим.

С дълбочина температурата расте. Дори най-студените звезди в центъра температурата достига милиони градуси. На слънце в центъра около 15 000 000 ° C (също използвайте везните на Келвин - скалата абсолютни температуриНо когато става въпрос за много високи температури, може да се пренебрегне разликата в 273 ° на Келвин и Целзий).

Какво толкова се затопля със звездата? Оказва се, че се случва термонуклейни процесиВ резултат на което се различава огромно количество енергия. Преведено от гръцкия "термос" означава топло. Основният химичен елемент, от който са звездите водород.Той е гориво за термоядрени процеси. В тези процеси се придружава ядрата на водородните атоми в ядрото на хелий атомите, което е придружено от освобождаването на енергия. Броят на водородните ядра намалява, а броят на хелий ядра се увеличава. Други времена други се синтезират в звездата химически елементи. Всички химични елементи, от които са родени молекули от различни вещества, се раждат веднъж в дълбините на звездите. "Звездите са миналото на човек, а човек е бъдещето на звездите", понякога е образно казано.

Процесът на излъчване на звездата на енергия под формата на електромагнитни вълни и частици се нарича радиация. Звездите излъчват енергия не само под формата на светлина и топлина, но и други видове радиация - гама лъчи, рентгенова, ултравиолетова, радио емисия. В допълнение, звездите излъчват нишки от неутрални и заредени частици. Тези потоци образуват звезден вятър. Звезден вятър - Това е процесът на изтичане на веществото от звездите във външното пространство. В резултат на това масата на звездите постоянно и постепенно намалява. Това е звездата от слънцето ( слънчев вятър) води до появата на полярни линии на земята и други планети. Това беше слънчевият вятър, който отклонява опашките на кометата в противоположната страна на слънцето.

Звездите се появяват, естествено, не от празнота (пространството между звездите не е абсолютен вакуум). Материалът обслужва газ и прах. Те се разпространяват в космоса неравномерно, образувайки безформени облаци с много малка плътност и огромна дължина - от една до две до дузина светлинни години. Такива облаци се наричат дифузен мъглявина за газ. Температурата в тях е много ниска - около -250 ° C. Но звездите се оформят във всеки газов мъглявина. Някои мъглявини могат да съществуват без звезди за дълго време. Какви условия са необходими за започване на процеса на нуклеация на звездите? Първото нещо е масата на облаците. Ако въпросът не е достатъчно, тогава, разбира се, звездата няма да се появи. Второ, компактност. В твърде удължен и хлабав облак, процесите на нейната компресия могат да започнат. Е, и трето, семето е необходимо - т.е. Бучът от прах и газ, който след това ще стане ембрион на звездите - протостар. Протокол - Това е звезда на последния етап на образуването му. Ако се наблюдават тези условия, започва гравитационната компресия и отоплението на облака. Този процес приключва създаване на звезди - появата на нови звезди. Това отнема този процес милиони години. Астрономите са открити в мъглявината, в която процесът на образуване на звезди в пълен ход - някои звезди вече са осветени, някои са под формата на ембриони - протозозази, а мъглявината все още е запазена. Пример за това е голямата мъглявина на Орион.

Основните физически характеристики на звездата са осветеността, масата и радиуса (или диаметър), които се определят от наблюдения. Познаването им химичен състав Звезди (което се определя от неговия спектър), можете да изчислите модела на звездата, т.е. Физическите условия в нейните дълбочини, изследвайте процесите, които се случват в него.Нека да се спрем на основните характеристики на звездите.

Тегло. Можете директно да оцените масата само от гравитационни звезди върху околните тела. Масата на слънцето, например, се определя от известните периоди на обращение около него. Други звезди на планетата не се наблюдават директно. Значително измерване на масата е възможно само в двойни звезди (с генерализиран закон на Нютон III на Кеплер, nо, и след това грешката е 20-60%). Приблизително половината от всички звезди в нашата галактика - двойно. Масовите звезди се колебаят от ≈0.08 до ≈100 маса на слънцето.Звездите с маса по-малко от 0.08 маса на слънцето не се случва, те просто не стават звезди, но остават тъмни тела.Звездите с тегло повече от 100 маси от слънцето са изключително редки. Повечето звезди имат маса по-малко от 5 маса на слънцето. Съдбата на звездата зависи от масата, т.е. Този сценарий, за който се развива звездата, се развива. Малките студени червени джуджета са много икономически консумиран водород и следователно животът им продължава стотици милиарди години. Животът на слънцето - жълт джудже - около 10 милиарда години (слънцето вече е живяло около половината от живота си). Масивните суперковери консумират водород бързо и избледняват вече няколко милиона години след раждането им. Колкото по-масивна звезда, по-къса жизнен път.

Възрастта на Вселената се оценява на 13,7 милиарда години. Следователно, звездите възраст над 13,7 милиарда години все още не съществуват.

  • Звезди с маса 0,08 Слънчевите маси са кафяви джуджета; Тяхната съдба е постоянна компресия и охлаждане с преустановяването на всички термоядрени реакции и трансформацията в тъмни планета-подобни тела.
  • Звезди с маса 0,08-0,5 Слънчевите маси (те винаги са червени джуджета) след консумацията на водород, те започват бавно да се свиват, докато отопляват и стават бяло джудже.
  • Звезди с маса 0,5-8 Масите на слънцето в края на живота се превръщат първо в червените гиганти, а след това в бели джуджета. Външните звезди на звездата се разсейват в космоса във формата планетарен мъглявина. Планетарният мъглявина често има формата на сферата или пръстена.
  • Звезди с маса 8-10 Масите на слънцето могат да бъдат експлодирани в края на живота и могат да станат спокойно, първо се превръщат в червени супердгенежи и след това в червени джуджета.
  • Звезди с маса повече 10 Слънчеви маси в края живот Първо, станете червени супергиканти, след това експлодирайте като Supernova (Supernova Star не е нова, но стара звезда) и след това се превръща в неутронства или стават черни дупки.

Черни дупки - Не е отвори в космоса, но обекти (остатъци от масивни звезди) с много голяма маса и плътност. Черните дупки нямат свръхестествени нито магически сили, не са "чудовища на вселената". Само те притежават такъв силен гравитационно полече няма радиация (нито видима светлина, нито невидима) не може да ги остави. Затова черните дупки не се виждат. Въпреки това, те могат да бъдат открити чрез тяхното въздействие върху околните звезди, мъглявината. Черните дупки са напълно обикновен феномен във вселената и те не трябва да се страхуват. В центъра на нашата галактика е възможно, има супермасивна черна дупка.

Радиус (или диаметър). Размерите на звездите варират в широки граници - от няколко километра (неутронни звезди) до 2000 диаметъра на слънцето (свръхгиън). Като правило, колкото по-малка е звездата, толкова по-висока е средната му плътност. В неутронните звезди плътността достига 10 13 g / cm 3! Винт такова вещество тежи 10 милиона тона на земята. Но ултра-нуклените имат плътност по-малка от въздушната плътност на повърхността на земята.

Диаметри на някои звезди в сравнение със слънцето:

Sirius и Altair 1.7 пъти повече,

Vega 2.5 пъти повече,

Regult е 3,5 пъти повече,

Arcturus е 26 пъти повече

Полярен 30 пъти повече

Ригъл е 70 пъти повече

Дева от 200 пъти повече

Антарес 800 пъти повече

YV Big PSA 2,000 пъти повече (най-голямата звезда от известната).


Светлината е общата енергия, излъчвана от обекта (в този случай от звездите) на единица време. Светлината на звездите обикновено се сравнява с осветеността на слънцето (светлината на звездите, изразена през осветеността на слънцето). Сириус, например, 22 пъти излъчва повече енергия от слънцето (светимостта на Сириус е 22 слънца). Светлината на VIGUT е 50 слънца, а светлината на Денеба е 54 000 слънца (Денб е една от най-мощните звезди).

Видимата яркост (по-правилна, блясък) звезди на земното небе зависи от:

- разстояния до звезда. Ако звездата ще се доближи до нас, тогава нейната видима яркост ще се увеличи постепенно. И обратно, когато изваждате звездата от нас, нейната видима яркост на малкия гроб ще намалее. Ако вземете две идентични звезди, тогава близо до нас ще изглеждат по-ярки.

- от температурата на външните слоеве. Колкото по-силна е звездата, толкова по-голяма е светлата енергия, която изпраща в космоса, и по-яркото ще изглежда. Ако звездата се охлади, тогава видимата яркост в небето ще намалее. Две звезди от еднакви размери и на същите разстояния от нас ще изглеждат еднакви от видимата яркост, при условие че те излъчват същото количество светлина енергия, т.е. Имат еднаква температура на външните слоеве. Ако една от звездите е по-студена от другата, тя ще изглежда по-малко ярка.

- от размери (диаметър). Ако вземете две звезди със същата температура на външните слоеве (един цвят) и ги подредете на същото разстояние от нас, тогава по-голяма звезда ще излъчва по-голяма енергия и затова ще изглежда по-ярка в небето.

- от абсорбцията на светлината от облаците от космическия прах и газ по пътя на лъча. Колкото по-дебел слой от космически прах, толкова по-голяма е светлината от звездата, която абсорбира и тъпа изглежда, че звездата. Ако вземем две еднакви звезди и поставихме пред един от тях безбула с газ, тогава тази звезда и ще изглежда по-малко ярка.

- от височината на звездата над хоризонта. Винаги има гъста мъгла близо до хоризонта, която абсорбира част от светлината от звездите. Близо до хоризонта (малко след изгрев или малко преди случая) звездите винаги изглеждат по-скучни, отколкото когато са над главата.

Много е важно да не бъркате понятията "изглежда" и "да бъде". Звезда бъда много ярко сам по себе си, но изглежда Duffen поради различни причини: поради дълги разстояния до него, поради малки размери, поради абсорбцията на светлината на космическия прах или прах в атмосферата на земята. Следователно, когато говорят за яркостта на звездата на земното небе, те използват фраза "Видима яркост" или "блясък".


Както вече споменахме, има двойни звезди. Но има и тройно (например, α кентавър) и четворна (например, ε lira) и пет и предавка (например, рицина) и т.н. Отделни звезди в звездната система компоненти. Звезди с броя на компонентите повече от две извикани многократни Звезди. Всички компоненти на множествена звезда са свързани чрез взаимно гравитация (образуват звездната система) и се движат през сложните траектории.

Ако има много компоненти, тогава това вече не е няколко звезди, но звездно натрупване. Разграничавам топка и разпръснати звездни клъстери. Клъстерите с топки съдържат много стари звезди и са по-възрастни от разпръснатите с клъстери, съдържащи много млади звезди. Клъстерите на топката са доста стабилни, защото Звездите в тях са на къси разстояния един от друг и силата на взаимната атракция между тях е много повече, отколкото между звездите на разпръснатите клъстери. Разпръснатите клъстери с течение на времето са разпръснати още повече.

Разпръснатите клъстери, както и правилно, са разположени на млечно ниво или наблизо. Напротив, клъстерите на топката са разположени звездно небе освен млечния път.

Някои звездни клъстери могат да се видят в небето дори с просто око. Например, разпръснати натрупвания на GIAD и PLEIADES (m 45) в Телец, разпръснати клъстер от детска стая (m 44) при рак, клъстер за топка M 13 в Херкулес. Много от тях се виждат в бинокли.