Χρησιμοποιώντας το τηλεσκόπιο, μπορείτε να παρατηρήσετε 2 δισεκατομμύρια αστέρια μέχρι το μέγεθος 21. Υπάρχει μια φασματική ταξινόμηση των αστεριών του Χάρβαρντ. Σε αυτό, οι φασματικοί τύποι είναι διατεταγμένοι κατά σειρά φθίνουσας θερμοκρασίας των άστρων. Οι τάξεις ορίζονται με γράμματα του λατινικού αλφαβήτου. Υπάρχουν επτά από αυτά: O - B - A - P - O - K - M.
Ένας καλός δείκτης της θερμοκρασίας των εξωτερικών στρωμάτων ενός αστεριού είναι το χρώμα του. Τα καυτά αστέρια των φασματικών τύπων Ο και Β είναι μπλε. αστέρια παρόμοια με τον Ήλιο μας (φασματική τάξη 02) φαίνονται κίτρινα, ενώ τα αστέρια των φασματικών τύπων Κ και Μ φαίνονται κόκκινα.
Φωτεινότητα και χρώμα των αστεριών
Όλα τα αστέρια έχουν χρώμα. Υπάρχουν μπλε, λευκά, κίτρινα, κιτρινωπά, πορτοκαλί και κόκκινα αστέρια. Για παράδειγμα, ο Betelgeuse είναι ένα κόκκινο αστέρι, ο Castor είναι λευκός, ο Capella είναι κίτρινος. Με βάση τη φωτεινότητα χωρίζονται σε αστέρια 1ο, 2ο, ... nο αστέριτιμές (n max = 25). Ο όρος «αστρικό μέγεθος» δεν έχει καμία σχέση με το πραγματικό μέγεθος. Το αστρικό μέγεθος χαρακτηρίζει τη φωτεινή ροή που έρχεται στη Γη από ένα αστέρι. Τα αστρικά μεγέθη μπορεί να είναι και κλασματικά και αρνητικά. Η κλίμακα μεγέθους βασίζεται στην αντίληψη του φωτός από το μάτι. Η διαίρεση των άστρων σε αστρικά μεγέθη με βάση τη φαινομενική φωτεινότητα πραγματοποιήθηκε από τον αρχαίο Έλληνα αστρονόμο Ίππαρχο (180 - 110 π.Χ.). Πλέον φωτεινά αστέριαΟ Ίππαρχος έδωσε το πρώτο μέγεθος. Θεώρησε ότι τα επόμενα σε διαβάθμιση φωτεινότητας (δηλαδή, περίπου 2,5 φορές πιο αμυδρά) ήταν αστέρια δεύτερου μεγέθους. αστέρια 2,5 φορές πιο αμυδρά από τα αστέρια δεύτερου μεγέθους ονομάζονταν αστέρια τρίτου μεγέθους κ.λπ. στα αστέρια στο όριο της ορατότητας με γυμνό μάτι αποδόθηκε το έκτο μέγεθος.
Με μια τέτοια διαβάθμιση της φωτεινότητας των αστεριών, αποδείχθηκε ότι τα αστέρια έκτου μεγέθους είναι 2,55 φορές πιο αμυδρά από τα αστέρια του πρώτου μεγέθους. Ως εκ τούτου, το 1856, ο Άγγλος αστρονόμος N.K. Pogsoi (1829-1891) πρότεινε να θεωρηθούν εκείνα τα αστέρια έκτου μεγέθους που είναι ακριβώς 100 φορές πιο αδύναμα από τα αστέρια του πρώτου μεγέθους. Όλα τα αστέρια βρίσκονται σε διαφορετικές αποστάσεις από τη Γη. Θα ήταν ευκολότερο να συγκρίνουμε μεγέθη αν οι αποστάσεις ήταν ίσες.
Το μέγεθος που θα είχε ένα αστέρι σε απόσταση 10 parsecs ονομάζεται απόλυτο μέγεθος. Το απόλυτο μέγεθος ορίζεται - Μ, και το φαινομενικό μέγεθος είναι Μ.
Η χημική σύσταση των εξωτερικών στρωμάτων των άστρων, από τα οποία προέρχεται η ακτινοβολία τους, χαρακτηρίζεται από πλήρη επικράτηση του υδρογόνου. Το ήλιο βρίσκεται στη δεύτερη θέση και η περιεκτικότητα σε άλλα στοιχεία είναι αρκετά μικρή.
Θερμοκρασία και μάζα αστεριών
Η γνώση του φασματικού τύπου ή του χρώματος ενός άστρου δίνει αμέσως τη θερμοκρασία της επιφάνειάς του. Δεδομένου ότι τα αστέρια εκπέμπουν περίπου τόσο μαύρα σώματα της αντίστοιχης θερμοκρασίας, η ισχύς που εκπέμπεται από μια μονάδα της επιφάνειάς τους ανά μονάδα χρόνου καθορίζεται από το νόμο Stefan-Boltzmann.
Διαίρεση αστεριών με βάση τη σύγκριση της φωτεινότητας των άστρων με τη θερμοκρασία και το χρώμα και το απόλυτο μέγεθος (διάγραμμα Hertzsprung-Russell):
- κύρια ακολουθία (στο κέντρο της οποίας είναι ο Ήλιος - ένας κίτρινος νάνος)
- υπεργίγαντες (μεγάλοι σε μέγεθος και υψηλή φωτεινότητα: Antares, Betelgeuse)
- ακολουθία κόκκινου γίγαντα
- νάνοι (λευκό - Σείριος)
- υπονάνους
- ασπρο-μπλε ακολουθία
Αυτή η διαίρεση βασίζεται επίσης στην ηλικία του αστεριού.
Διακρίνονται τα ακόλουθα αστέρια:
- συνηθισμένος (Ήλιος)?
- διπλά (Mizar, Albkor) χωρίζονται σε:
- α) οπτικά διπλά, εάν παρατηρείται η δυαδικότητα τους όταν παρατηρείται μέσω τηλεσκοπίου.
- β) πολλαπλάσια - ένα σύστημα αστεριών με αριθμό μεγαλύτερο από 2, αλλά μικρότερο από 10.
- γ) Τα οπτικά δυαδικά είναι αστέρια τέτοια που η εγγύτητά τους είναι το αποτέλεσμα μιας τυχαίας προβολής στον ουρανό και στο διάστημα είναι πολύ μακριά.
- δ) τα φυσικά δυαδικά είναι αστέρια που σχηματίζονται ενιαίο σύστημακαι περιστρέφονται υπό την επίδραση δυνάμεων αμοιβαίας έλξης γύρω από ένα κοινό κέντρο μάζας.
- ε) Τα φασματοσκοπικά δυαδικά είναι αστέρια που, κατά την αμοιβαία περιστροφή, πλησιάζουν το ένα στο άλλο και η δυαδικότητα τους μπορεί να προσδιοριστεί από το φάσμα.
- στ) Τα δυαδικά τεμάχια έκλειψης είναι αστέρια που, κατά τη διάρκεια της αμοιβαίας κυκλοφορίας, μπλοκάρουν το ένα το άλλο.
Νέα αστέρια- αυτά είναι αστέρια που υπήρχαν πριν από πολύ καιρό, αλλά ξαφνικά φούντωσαν. Η φωτεινότητά τους αυξήθηκε σε σύντομο χρονικό διάστημα κατά 10.000 φορές (το πλάτος της αλλαγής φωτεινότητας ήταν από 7 σε 14 μεγέθη).
Υπερκαινοφανείς- αυτά είναι αστέρια που ήταν αόρατα στον ουρανό, αλλά ξαφνικά φούντωσαν και αύξησαν τη φωτεινότητά τους 1000 φορές σε σχέση με τα συνηθισμένα νέα αστέρια.
Πάλσαρ - αστέρι νετρονίων, που συμβαίνει κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης σουπερνόβα.
Τα δεδομένα για τον συνολικό αριθμό των πάλσαρ και τη διάρκεια ζωής τους δείχνουν ότι κατά μέσο όρο γεννιούνται 2-3 πάλσαρ ανά αιώνα, κάτι που συμπίπτει περίπου με τη συχνότητα των εκρήξεων σουπερνόβα στον Γαλαξία.
Εξέλιξη των αστεριών
Όπως όλα τα σώματα στη φύση, τα αστέρια δεν μένουν αναλλοίωτα, γεννιούνται, εξελίσσονται και τελικά πεθαίνουν. Παλαιότερα, οι αστρονόμοι πίστευαν ότι χρειάστηκαν εκατομμύρια χρόνια για να σχηματιστεί ένα αστέρι από διαστρικό αέριο και σκόνη. Αλλά σε τα τελευταία χρόνιαΟι φωτογραφίες τραβήχτηκαν από μια περιοχή του ουρανού που είναι μέρος του Μεγάλου Νεφελώματος του Ωρίωνα, όπου εμφανίστηκε ένα μικρό σμήνος αστεριών κατά τη διάρκεια αρκετών ετών. Σε φωτογραφίες από το 1947, μια ομάδα τριών αντικειμένων που μοιάζουν με αστέρια καταγράφηκε σε αυτό το μέρος. Μέχρι το 1954, μερικά από αυτά είχαν γίνει επιμήκη, και μέχρι το 1959 αυτοί οι επιμήκεις σχηματισμοί είχαν χωριστεί σε μεμονωμένα αστέρια. Για πρώτη φορά στην ανθρώπινη ιστορία, οι άνθρωποι παρατήρησαν τη γέννηση των αστεριών κυριολεκτικά μπροστά στα μάτια μας.
Σε πολλά σημεία του ουρανού υπάρχουν οι απαραίτητες συνθήκες για την εμφάνιση των αστεριών. Κατά τη μελέτη φωτογραφιών από ομιχλώδεις περιοχές του Γαλαξία μας, ανακαλύφθηκαν μικρές μαύρες κηλίδες ακανόνιστο σχήμα, ή σφαιρίδια, τα οποία είναι τεράστιες συσσωρεύσεις σκόνης και αερίου. Αυτά τα νέφη αερίου και σκόνης περιέχουν σωματίδια σκόνης που απορροφούν πολύ έντονα το φως που προέρχεται από τα αστέρια που βρίσκονται πίσω τους. Οι διαστάσεις των σφαιριδίων είναι τεράστιες - έως και αρκετά έτη φωτός σε διάμετρο. Παρά το γεγονός ότι η ύλη σε αυτά τα σμήνη είναι πολύ σπάνια, ο συνολικός όγκος τους είναι τόσο μεγάλος που αρκεί για να σχηματιστούν μικρά σμήνη αστεριών με μάζες κοντά στον Ήλιο.
Στο μαύρο σφαιρίδιο, υπό την επίδραση της πίεσης ακτινοβολίας που εκπέμπεται από τα γύρω αστέρια, η ύλη συμπιέζεται και συμπιέζεται. Αυτή η συμπίεση συμβαίνει σε μια χρονική περίοδο, ανάλογα με τις πηγές ακτινοβολίας που περιβάλλουν το σφαιρίδιο και την ένταση του τελευταίου. Οι βαρυτικές δυνάμεις που προκύπτουν από τη συγκέντρωση της μάζας στο κέντρο του σφαιριδίου τείνουν επίσης να συμπιέσουν το σφαιρίδιο, προκαλώντας την πτώση της ύλης προς το κέντρο του. Καθώς πέφτουν, τα σωματίδια της ύλης αποκτούν κινητική ενέργεια και θερμαίνουν τα αέρια στο αριστερό σύννεφο.
Η πτώση της ύλης μπορεί να διαρκέσει εκατοντάδες χρόνια. Στην αρχή συμβαίνει αργά, εσκεμμένα, γιατί βαρυτικές δυνάμεις, προσελκύοντας σωματίδια στο κέντρο, είναι ακόμα πολύ αδύναμα. Μετά από κάποιο χρονικό διάστημα, όταν το σφαιρίδιο γίνεται μικρότερο και το βαρυτικό πεδίο εντείνεται, η πτώση αρχίζει να συμβαίνει πιο γρήγορα. Αλλά το σφαιρίδιο είναι τεράστιο, όχι λιγότερο έτη φωτόςσε διάμετρο. Αυτό σημαίνει ότι η απόσταση από τα εξωτερικά του σύνορα μέχρι το κέντρο μπορεί να ξεπεράσει τα 10 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα. Εάν ένα σωματίδιο από την άκρη του σφαιριδίου αρχίσει να πέφτει προς το κέντρο με ταχύτητα ελαφρώς μικρότερη από 2 km/s, τότε θα φτάσει στο κέντρο μόνο μετά από 200.000 χρόνια.
Η διάρκεια ζωής ενός αστεριού εξαρτάται από τη μάζα του. Αστέρια με μάζα μικρότερη από αυτή του Ήλιου ξοδεύουν τα αποθέματα πυρηνικών καυσίμων τους πολύ οικονομικά και μπορούν να λάμπουν για δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια. Τα εξωτερικά στρώματα των αστεριών όπως ο Ήλιος μας, με μάζα όχι μεγαλύτερη από 1,2 ηλιακές μάζες, σταδιακά διαστέλλονται και, τελικά, εγκαταλείπουν εντελώς τον πυρήνα του άστρου. Στη θέση του γίγαντα, παραμένει ένας μικρός και καυτός λευκός νάνος.
Σχετικά με τα αστέρια
Ακούω! Μετά από όλα, αν τα αστέρια ανάψουν -
Αυτό σημαίνει ότι κάποιος το χρειάζεται αυτό;
Αυτό σημαίνει ότι είναι απαραίτητο
ώστε κάθε απόγευμα
πάνω από τις στέγες
Άναψε τουλάχιστον ένα αστέρι;!
Τόσο οι φυσικοί όσο και οι στιχουργοί παρασύρονται να μιλήσουν για τα αστέρια και οι καλλιτέχνες προσπαθούν να απαθανατίσουν τον έναστρο ουρανό στους καμβάδες τους.
Αλλά θαυμάζοντας τα αστραφτερά αστέρια στον νυχτερινό ουρανό, μερικές φορές θυμόμαστε ότι τα αστέρια είναι μακρινοί, τεράστιοι και διαφορετικοί κόσμοι.
Τι είδους αστέρια υπάρχουν;
Αστέρι από αστρονομική άποψη- μια τεράστια φωτεινή μπάλα αερίου της ίδιας φύσης με τον Ήλιο.
Τα αστέρια σχηματίζονται από ένα μέσο αερίου-σκόνης (κυρίως από υδρογόνο και ήλιο) ως αποτέλεσμα της βαρυτικής συμπίεσης.
Τα αστέρια διαφέρουν μεταξύ τους ως προς τη μάζα, το φάσμα φωταύγειας και τα στάδια εξέλιξης.
Και έτσι είναι τα αστέρια
Φασματικές τάξεις
Τα αστέρια κυμαίνονται σε φασματικό τύπο από ζεστό μπλε έως ψυχρό κόκκινο και σε μάζα - από 0,0767 έως 300 ηλιακές μάζες. Η φωτεινότητα και το χρώμα ενός αστεριού εξαρτάται από τη θερμοκρασία και τη μάζα της επιφάνειάς του. Φασματικές τάξεις - κατά σειρά από ζεστό στο κρύο: (O, B, A, F, G, K, M).
Αστρικό χάρτη
Στις αρχές του 20ου αιώνα, ο Hertzsprung και ο Russell χαρτογράφησαν " Απόλυτος μέγεθος" - "φασματική τάξη"διάφορα αστέρια, και αποδείχθηκε ότι τα περισσότερα από αυτά είναι ομαδοποιημένα κατά μήκος μιας στενής καμπύλης - κύρια ακολουθίααστέρια
Ο Ήλιος μας βρίσκεται επίσης στην κύρια ακολουθία - ένα τυπικό αστέρι φασματικής κατηγορίας G, ένας κίτρινος νάνος.
Προσδιορισμός κατηγορίας αστεριών: πρώτος έρχεται χαρακτηρισμός γράμματοςφασματική κλάση, μετά η φασματική υποκατηγορία σε αραβικούς αριθμούς και μετά η κλάση φωτεινότητας σε λατινικούς αριθμούς (αριθμός περιοχής στο διάγραμμα). Ο ήλιος ταξινομείται ως G2V. 
Αστέρια της κύριας ακολουθίας
Αυτά τα αστέρια βρίσκονται σε ένα στάδιο της ζωής στο οποίο η ενέργεια της ακτινοβολίας αντισταθμίζεται πλήρως από την ενέργεια των θερμοπυρηνικών αντιδράσεων που συμβαίνουν στο κέντρο της. Η λάμψη τέτοιων αστεριών μπορεί να είναι διαφορετική, ανάλογα με τον τύπο της αντίδρασης.
Σε αυτή την τάξη, οι επιστήμονες εντοπίζουν τους ακόλουθους τύπους αστεριών: O - μπλε, B - λευκό-μπλε, A - λευκό,ΦΑ- λευκό-κίτρινο?ΣΟΛ- κίτρινος; K - πορτοκαλί? Μ - κόκκινο.
Τα μπλε αστέρια έχουν την υψηλότερη θερμοκρασία, τα κόκκινα αστέρια έχουν τη χαμηλότερη θερμοκρασία.. Ο Ηλιος ειναι ΚΙΤΡΙΝΟΣποικιλίες αστεριών, η ηλικία του είναι ελαφρώς μεγαλύτερη 4,5 δισεκατομμύρια χρόνια.
Οι γίγαντες θεωρούνται φωτιστικά με διάμετρο και μάζα δεκάδες χιλιάδες φορές μεγαλύτερη από τον Ήλιο.
Με την ευκαιρία, για να θυμάστετα αστέρια είναι αστεία μνημονική φράση: Ένας ξυρισμένος Άγγλος μασάει χουρμάδες σαν καρότα (O, B, A, F, G, K, M)..
Αποδεικνύεται ότι η ποικιλία των τύπων των αστεριών είναι μια αντανάκλαση ποσοτικόςχαρακτηριστικά των αστεριών (μάζα, χημική σύνθεση) Και εξελικτικό στάδιοστο οποίο σε αυτή τη στιγμήυπάρχει ένα αστέρι.
STAR EVOLUTIONστην αστρονομία, η αλληλουχία των αλλαγών που υφίσταται ένα αστέρι κατά τη διάρκεια της ζωής του.
Αστέρι γιαεκατομμύρια και δισεκατομμύρια χρόνια της ζωής σας περνά από διάφορα στάδια εξέλιξης...
Εξέλιξη του Ήλιου 
Ένα αστέρι μπορεί να μετατραπεί από ένα γιγάντιο αστέρι σε Λευκό Νάνο ή Κόκκινο Γίγαντα και στη συνέχεια να εκραγεί σε Supernova ή να μετατραπεί σε μια τρομερή Μαύρη Τρύπα.
Πώς γίνονται αυτοί οι μετασχηματισμοί;
ΕΞΕΛΙΞΗ ΤΩΝ ΑΣΤΡΩΝ
Η μάνα όλων ουράνιο σώμαμπορεί να ονομαστεί βαρύτητα, και ο πατέρας είναι η αντίσταση της ύλης στη συμπίεση.
Ένα αστέρι αρχίζει τη ζωή τουσαν ένα νέφος διαστρικού αερίου, που συμπιέζεται υπό την επίδραση της δικής του βαρύτητας και παίρνει το σχήμα μπάλας. Κατά τη συμπίεση, η βαρυτική ενέργεια μετατρέπεται σε θερμότητα και η θερμοκρασία αυξάνεται.
Όταν η θερμοκρασία στο κέντρο φτάσει τους 15-20εκατομμύρια, αρχίζουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις και η συμπίεση σταματά. Το αντικείμενο γίνεται ένα πλήρες αστέρι!
Μπλε γίγαντας- αστέρι φασματικής τάξης Οή σι. Αυτά είναι νέα, καυτά, ογκώδη αστέρια. Οι μάζες των μπλε γιγάντων φτάνουν τις 10-20 ηλιακές μάζες και η φωτεινότητά τους είναι χιλιάδες φορές μεγαλύτερη από τον Ήλιο.
Στο πρώτο στάδιοΗ ζωή ενός αστεριού κυριαρχείται από αντιδράσεις του κύκλου του υδρογόνου. Όταν όλο το υδρογόνο στο κέντρο του άστρου μετατρέπεται σε ήλιο, οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σταματούν.
Κόκκινος γίγαντας- ένα από τα στάδια της εξέλιξης των αστεριών.
Η διάμετρος του αστέρα αυξάνεται από τη στιγμή που το υδρογόνο καίγεται στον πυρήνα του. Η λάμψη των καυτών αερίων αποκτά μια κόκκινη απόχρωση και η θερμοκρασία τους είναι σχετικά χαμηλή.
Χωρίς την πίεση που προέκυψε κατά τη διάρκεια των αντιδράσεων και εξισορρόπησε τη βαρυτική έλξη του ίδιου του αστεριού, το αστέρι και πάλι αρχίζει η συμπίεση. Αύξηση θερμοκρασίας και πίεσης.
Κατάρρευσησυνεχίζεται έως ότου αρχίσουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις που περιλαμβάνουν ήλιο σε θερμοκρασία περίπου 100 εκατομμυρίων.
Ανανεωμένη θερμοπυρηνική καύσηουσία, το ήλιο, προκαλεί την τερατώδη διαστολή του άστρου, το μέγεθός του αυξάνεται 100 φορές! Το αστέρι γίνεται κόκκινος γίγαντας και η φάση καύσης ηλίου διαρκεί αρκετά εκατομμύρια χρόνια.
Κόκκινοι γίγαντες και υπεργίγαντες-αστέρια με χαμηλές θερμοκρασίες (3000 - 5000 K), αλλά με τεράστια φωτεινότητα. Το απόλυτο μέγεθος τέτοιων αντικειμένων είναι −3m—0m και η μέγιστη εκπομπή τους είναι υπέρυθρεςεύρος.
Σχεδόν τα πάντα κόκκινοι γίγαντεςείναι μεταβλητά αστέρια.
Συμβαίνει περαιτέρω θερμοπυρηνικός μετασχηματισμός του ηλίου (ήλιο σε άνθρακα, άνθρακας σε οξυγόνο, οξυγόνο σε πυρίτιο και τέλος πυρίτιο σε σίδηρο).
Κόκκινος νάνος
Μικροί, ψυχροί κόκκινοι νάνοι καίνε σιγά-σιγά τα αποθέματα υδρογόνου τους και παραμένουν έτσι για δισεκατομμύρια χρόνια, ενώ τεράστιοι υπεργίγαντες θα αλλάξουν μέσα σε λίγα εκατομμύρια χρόνια από το σχηματισμό τους.
Αστέρια μεσαίου μεγέθους, όπως και ο Ήλιος, παραμένουν στην κύρια ακολουθία για περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια.
Μετά από μια λάμψη ηλίου, ο άνθρακας και το οξυγόνο «αναφλέγονται». αυτό προκαλεί μια ισχυρή αναδιάρθρωση του άστρου. Το μέγεθος της ατμόσφαιρας του αστεριού αυξάνεται και αρχίζει να χάνει αέριο με τη μορφή ρευμάτων αστρικός άνεμος.
Λευκός νάνος ή μαύρη τρύπα;
Η μοίρα ενός αστεριού εξαρτάται από την αρχική του μάζα.
Ο πυρήνας του αστεριού μπορεί να τερματίσει την εξέλιξή του:
Πως άσπρος νάνος(αστέρια χαμηλής μάζας),
Πως αστέρας νετρονίων (πάλσαρ)- εάν η μάζα του υπερβαίνει το όριο Chandrasekhar,
Και πως μαύρη τρύπα- εάν η μάζα υπερβαίνει το όριο Oppenheimer-Volkov.
Στις δύο τελευταίες περιπτώσεις, η ολοκλήρωση της εξέλιξης των άστρων συνοδεύεται από καταστροφικά γεγονότα - εκρήξεις σουπερνόβα.
Λευκοί νάνοι
Η συντριπτική πλειοψηφία των αστεριών, συμπεριλαμβανομένου του Ήλιου, ολοκληρώνουν την εξέλιξή τους συρρικνώνοντας μέχρι η πίεση ενός εκφυλισμένου πυρήνα δεν θα εξισορροπήσει τη βαρύτητα
. 
Σε αυτή την κατάσταση, όταν το μέγεθος ενός αστεριού μειώνεται κατά εκατόφορές, και η πυκνότητα γίνεται ένα εκατομμύριο φορές μεγαλύτερηπυκνότητα νερού, το αστέρι ονομάζεται άσπρος νάνος. Στερείται από πηγές ενέργειας και κρυώνοντας γίνεται σκοτεινό και αόρατο.
Νέο αστέρι— τύπος κατακλυσμικών μεταβλητών. Η φωτεινότητά τους δεν αλλάζει τόσο απότομα όσο αυτή των σουπερνόβα (αν και το πλάτος μπορεί να είναι 9 μέτρα). 
Υπερκαινοφανείς- αστέρια που τελειώνουν την εξέλιξή τους σε μια καταστροφική εκρηκτική διαδικασία. Ο όρος «supernovae» χρησιμοποιήθηκε για να περιγράψει αστέρια που φούντωσαν πιο δυνατά από τα «novae». Στην πραγματικότητα, δεν είναι όλα καινούργια, τα υπάρχοντα αστέρια φουντώνουν. Αλλά μερικές φορές φούντωσαν αστέρια που προηγουμένως ήταν αόρατα στον ουρανό, γεγονός που δημιουργούσε το αποτέλεσμα της εμφάνισης ενός νέου αστεριού. 
Υπερνόβα— κατάρρευση ενός βαριού αστεριούαφού δεν έχουν απομείνει άλλες πηγές για την υποστήριξη των θερμοπυρηνικών αντιδράσεων. πολύ μεγάλο σουπερνόβα. Ο όρος χρησιμοποιείται για να περιγράψει τις εκρήξεις άστρων με μάζες 100 ή περισσότερες ηλιακές μάζες.
Μεταβλητό αστέριείναι ένα αστέρι του οποίου η φωτεινότητα έχει αλλάξει τουλάχιστον μία φορά σε ολόκληρη την ιστορία παρατήρησής του. Υπάρχουν πολλοί λόγοι για τη μεταβλητότητα. Για παράδειγμα, εάν ένα αστέρι είναι διπλό, τότε ένα αστέρι, περνώντας από το δίσκο ενός άλλου αστέρα, θα το επισκιάσει. 
Αλλά στις περισσότερες περιπτώσεις, η μεταβλητότητα συνδέεται με ασταθείς εσωτερικές διεργασίες
Μαύρη τρύπα- μια περιοχή στο χωροχρόνο, της οποίας η βαρυτική έλξη είναι τόσο ισχυρή που ακόμη και τα αντικείμενα που κινούνται με την ταχύτητα του φωτός (συμπεριλαμβανομένων των κβάντων του ίδιου του φωτός) δεν μπορούν να την εγκαταλείψουν. 
Το όριο αυτής της περιοχής ονομάζεται ορίζοντας γεγονότων, και το χαρακτηριστικό του μέγεθος είναι η βαρυτική ακτίνα. Στην απλούστερη περίπτωση ισούται με Ακτίνα Schwarzschild.
R w=2G M/s 2
όπου c είναι η ταχύτητα του φωτός, M είναι η μάζα του σώματος, G είναι η σταθερά της βαρύτητας.
………………………
Αστέρας νετρονίων- ένα αστρονομικό αντικείμενο που αποτελείται από έναν πυρήνα νετρονίων και ένα λεπτό (~1 km) φλοιό εκφυλισμένης ύλης που περιέχει βαριά ατομικούς πυρήνες. Οι μάζες των άστρων νετρονίων είναι συγκρίσιμες με τη μάζα του Ήλιου, αλλά οι ακτίνες είναι μόνο δεκάδες χιλιόμετρα. Πιστεύεται ότι γεννιούνται αστέρια νετρονίων κατά τις εκρήξεις σουπερνόβα.
Καβούρι λοιπόνΤο νεφέλωμα στον αστερισμό του Ταύρου είναι το απομεινάρι ενός σουπερνόβα, η έκρηξη του οποίου παρατηρήθηκε, σύμφωνα με τα αρχεία Αράβων και Κινέζων αστρονόμων, στις 4 Ιουλίου 1054. Η φωτοβολίδα ήταν ορατή για 23 ημέρες με γυμνό μάτι, ακόμη και κατά τη διάρκεια της ημέρας.
Νεφέλωμα καβουριούσε συμβατικά χρώματα (μπλε - ακτινογραφία, κόκκινο - οπτικό εύρος). Στο κέντρο - πάλσαρ.
Πάλσαρ— κοσμική πηγή περιοδικόςραδιόφωνο (ραδιόφωνο πάλσαρ), οπτική, ακτινοβολία ακτίνων Χ ή γάμμα που έρχεται στη Γη με τη μορφή περιοδικούς παλμούς.
Πρώτο πάλσαρ, αστέρι νετρονίων
, ανακαλύφθηκε τον Ιούνιο του 1967 από την Jocelyn Bell, μεταπτυχιακή φοιτήτρια του E. Hewish. Ανακάλυψε αντικείμενα που εκπέμπουν τακτικοί παλμοί ραδιοκυμάτων. Το φαινόμενο εξηγήθηκε αργότερα ως κατευθυνόμενη ακτίνα ραδιοφώνου από ένα περιστρεφόμενο αντικείμενο - ένα είδος «διαστημικού φάρου». Αλλά τα συνηθισμένα αστέρια θα κατέρρεαν από μια τόσο μεγάλη ταχύτητα περιστροφής· μόνο αστέρια νετρονίων.
Για αυτό το αποτέλεσμα, ο Hewish έλαβε το βραβείο Νόμπελ το 1974.
Ενδιαφέρωνότι στο πάλσαρ δόθηκε για πρώτη φορά ένα όνομα LGM-1(από Little Green Men - small green men). Αυτό το όνομα συνδέθηκε με την υπόθεση ότι αυτά περιοδικούς παλμούς ραδιοεκπομπήςέχω τεχνητή προέλευση. Στη συνέχεια, η υπόθεση για τα σήματα από έναν εξωγήινο πολιτισμό εξαφανίστηκε.
Κηφείδες- μια κατηγορία παλλόμενων μεταβλητών αστέρων με ακριβή σχέση περιόδου-φωτεινότητας, που πήρε το όνομά του από το αστέρι δ Cephei. Ένας από τους πιο γνωστούς Κηφείδες είναι ο Polaris.
Καφέ νάνοιΑυτός είναι ένας τύπος αστέρα στο οποίο οι πυρηνικές αντιδράσεις δεν αντιστάθμισαν την ενέργεια που χάθηκε από την ακτινοβολία. Η ύπαρξή τους είχε προβλεφθεί στα μέσα του 20ου αιώνα και το 2004 ανακαλύφθηκε για πρώτη φορά ένας καφέ νάνος. 
Μέχρι σήμερα, αρκετά τέτοια αστέρια έχουν ανακαλυφθεί, η φασματική τους τάξη είναι M - T.
Μαύρος νάνος-το τελικό στάδιο της εξέλιξης ενός αστέρα με μικρή μάζα, ψυχρό και άψυχο.
......................
Άλλα διαστημικά αντικείμενα
Λευκή τρύπα
Είναι ένα υποθετικό φυσικό αντικείμενο στο Σύμπαν στο οποίο τίποτα δεν μπορεί να εισέλθει. Μια λευκή τρύπα είναι το προσωρινό αντίθετο μιας μαύρης τρύπας.
Κβάζαρ
Κβάζαρείναι ένα εξαιρετικά μακρινό, εξωγαλαξιακό αντικείμενο με υψηλή φωτεινότητα και μικρό γωνιακό μέγεθος, ένας μακρινός ενεργός γαλαξιακός πυρήνας. Σύμφωνα με μια θεωρία, τα κβάζαρ βρίσκονται σε γαλαξίες αρχικό στάδιοεξελίξεις στις οποίες μια υπερμεγέθη μαύρη τρύπα καταναλώνει τη γύρω ύλη.
Από λέξεις quas
istellένα
r(«οιονεί αστρικό», «αστεροειδές») και («»), κυριολεκτικά «οιονεί αστρική ραδιοφωνική πηγή».
Γαλαξίας(αρχαία ελληνική γαλακτώδης) - ένα γιγάντιο σύστημα αστεριών, αστρικά σμήνη, διαστρικό αέριο. Περιλαμβάνονται όλα τα αντικείμενα γαλαξίες συμμετέχουν σε κίνηση σε σχέση με το γενικό
Όλοι γνωρίζουν τις τρεις φυσικές καταστάσεις της ύλης - στερεά, υγρή και αέρια.. Τι συμβαίνει σε μια ουσία όταν θερμαίνεται διαδοχικά σε υψηλές θερμοκρασίες σε κλειστό όγκο; - Διαδοχική μετάβαση από ένα κατάσταση συνάθροισηςσε άλλο: στερεός- υγρό - αέριο(λόγω αύξησης της ταχύτητας κίνησης των μορίων με την αύξηση της θερμοκρασίας). Με περαιτέρω θέρμανση του αερίου σε θερμοκρασίες άνω των 1.200 ºС, αρχίζει η αποσύνθεση των μορίων αερίου σε άτομα και σε θερμοκρασίες άνω των 10.000 ºС - μερική ή πλήρης αποσύνθεση των ατόμων αερίου στα συστατικά τους στοιχειώδη σωματίδια- ηλεκτρόνια και ατομικοί πυρήνες. Το πλάσμα είναι η τέταρτη κατάσταση της ύλης κατά την οποία τα μόρια ή τα άτομα μιας ουσίας καταστρέφονται μερικώς ή πλήρως υπό την επίδραση υψηλών θερμοκρασιών ή για άλλους λόγους. Το 99,9% της ύλης στο Σύμπαν βρίσκεται σε κατάσταση πλάσματος.
Τα αστέρια είναι μια κατηγορία κοσμικών σωμάτων με μάζα 10 26 -10 29 kg.
Ένα αστέρι είναι ένα θερμό σφαιρικό κοσμικό σώμα πλάσματος, το οποίο, κατά κανόνα, βρίσκεται σε υδροδυναμική και θερμοδυναμική ισορροπία.
Εάν διαταραχθεί η ισορροπία, το αστέρι αρχίζει να πάλλεται (το μέγεθος, η φωτεινότητα και η θερμοκρασία του αλλάζουν). Το αστέρι γίνεται μεταβλητό αστέρι.
Μεταβλητό αστέριείναι ένα αστέρι του οποίου η φωτεινότητα (ορατή φωτεινότητα στον ουρανό) αλλάζει με την πάροδο του χρόνου. Οι αιτίες της μεταβλητότητας μπορεί να είναι φυσικές διεργασίες στο εσωτερικό του αστεριού. Τέτοια αστέρια λέγονται φυσικές μεταβλητές(για παράδειγμα, δ Cephei. Μεταβλητά αστέρια παρόμοια με αυτό άρχισαν να ονομάζονται Κηφείδες).
Γνωρίστε και έκλειψη μεταβλητώναστέρια των οποίων η μεταβλητότητα προκαλείται από αμοιβαίες εκλείψεις των συστατικών τους(για παράδειγμα, β Persei - Algol. Η μεταβλητότητά του ανακαλύφθηκε για πρώτη φορά το 1669 από τον Ιταλό οικονομολόγο και αστρονόμο Geminiano Montanari).
Τα μεταβλητά αστέρια που επισκιάζουν είναι πάντα διπλό, εκείνοι. αποτελείται από δύο αστέρια σε κοντινή απόσταση. Τα μεταβλητά αστέρια στους χάρτες αστεριών υποδεικνύονται με έναν κύκλο:
Τα αστέρια δεν είναι πάντα μπάλες. Εάν ένα αστέρι περιστρέφεται πολύ γρήγορα, τότε το σχήμα του δεν είναι σφαιρικό. Το αστέρι συσπάται από τους πόλους και γίνεται σαν μανταρίνι ή κολοκύθα (για παράδειγμα, Vega, Regulus). Εάν το αστέρι είναι διπλό, τότε η αμοιβαία έλξη αυτών των αστεριών μεταξύ τους επηρεάζει επίσης το σχήμα τους. Γίνονται ωοειδή ή πεπονόμορφα (για παράδειγμα, συστατικά του διπλού αστέρα β Lyrae ή Spica):
Τα αστέρια είναι οι κύριοι κάτοικοι του Γαλαξία μας (ο Γαλαξίας μας γράφεται με κεφαλαία γράμματα). Υπάρχουν περίπου 200 δισεκατομμύρια αστέρια σε αυτό. Με τη βοήθεια ακόμη και των μεγαλύτερων τηλεσκοπίων, μπορεί να φανεί μόνο το μισό τοις εκατό του συνολικού αριθμού των άστρων στον Γαλαξία. Πάνω από το 95% της ύλης που παρατηρείται στη φύση συγκεντρώνεται στα αστέρια. Το υπόλοιπο 5% αποτελείται από διαστρικό αέριο, σκόνη και όλα τα μη αυτόφωτα σώματα.
Εκτός από τον Ήλιο, όλα τα αστέρια βρίσκονται τόσο μακριά από εμάς που ακόμη και στα μεγαλύτερα τηλεσκόπια παρατηρούνται με τη μορφή φωτεινών σημείων διαφορετικών χρωμάτων και λαμπρότητας. Το πλησιέστερο σύστημα στον Ήλιο είναι το σύστημα α Κενταύρου, που αποτελείται από τρία αστέρια. Ένα από αυτά, ένας κόκκινος νάνος που ονομάζεται Proxima, είναι το πιο κοντινό αστέρι. Είναι 4,2 έτη φωτός μακριά. To Sirius - 8,6 sv. χρόνια, στο Altair - 17 St. χρόνια. To Vega - 26 St. χρόνια. To the North Star - 830 sv. χρόνια. To Deneb - 1.500 sv. χρόνια. Για πρώτη φορά το 1837, ο V.Ya μπόρεσε να προσδιορίσει την απόσταση από ένα άλλο αστέρι (ήταν ο Vega). Struve.
Το πρώτο αστέρι για το οποίο ήταν δυνατό να ληφθεί μια εικόνα του δίσκου (και ακόμη και μερικά σημεία πάνω του) είναι ο Betelgeuse (α Orionis). Αλλά αυτό συμβαίνει επειδή ο Betelgeuse είναι 500-800 φορές μεγαλύτερος σε διάμετρο από τον Ήλιο (το αστέρι πάλλεται). Λήφθηκε επίσης μια εικόνα του δίσκου του Altair (α Aquila), αλλά αυτό συμβαίνει επειδή το Altair είναι ένα από τα πιο κοντινά αστέρια.
Το χρώμα των αστεριών εξαρτάται από τη θερμοκρασία των εξωτερικών στρωμάτων τους.Εύρος θερμοκρασίας - από 2.000 έως 60.000 °C. Τα πιο δροσερά αστέρια είναι κόκκινα και τα πιο καυτά είναι μπλε. Από το χρώμα ενός αστεριού μπορείτε να κρίνετε πόσο ζεστά είναι τα εξωτερικά του στρώματα.
Παραδείγματα κόκκινων αστεριών: Antares (α Scorpii) και Betelgeuse (α Orionis).
Παραδείγματα πορτοκαλί αστεριών: Aldebaran (α Tauri),
Arcturus (α Bootes)
και Pollux (β Gemini).
Παραδείγματα κίτρινων αστεριών: ο Ήλιος, η Capella (α Auriga) και το Toliman (α Centauri).
Παραδείγματα κιτρινωπόλευκων αστεριών: Procyon (α Canis Minor) και Canopus (α Carinae).
Παραδείγματα λευκών αστεριών: Σείριος (α Ταγματάρχης Κάνις), Vega (α Lyra), Altair (α Eagle) και Deneb (α Cygnus).
Παραδείγματα γαλαζωπό αστέρια: Regulus (α Λέων) και Spica (α Παρθένος).
Λόγω του γεγονότος ότι πολύ λίγο φως προέρχεται από τα αστέρια, το ανθρώπινο μάτι μπορεί να διακρίνει τις χρωματικές αποχρώσεις μόνο από τις πιο φωτεινές από αυτές. Με τα κιάλια και ακόμη περισσότερο με ένα τηλεσκόπιο (συλλαμβάνουν περισσότερο φως από το μάτι), το χρώμα των αστεριών γίνεται πιο αισθητό.
Η θερμοκρασία αυξάνεται με το βάθος. Ακόμη και τα πιο κρύα αστέρια έχουν θερμοκρασίες που φτάνουν τους εκατομμύρια βαθμούς στο κέντρο τους. Ο Ήλιος έχει περίπου 15.000.000 °C στο κέντρο του (χρησιμοποιείται επίσης η κλίμακα Kelvin - μια κλίμακα απόλυτων θερμοκρασιών, αλλά όταν μιλάμε για πολύ υψηλές θερμοκρασίες, η διαφορά των 273 º μεταξύ της κλίμακας Kelvin και Κελσίου μπορεί να αγνοηθεί).
Τι θερμαίνει τόσο πολύ το αστρικό εσωτερικό; Αποδεικνύεται ότι συμβαίνουν θερμοπυρηνικές διεργασίες, με αποτέλεσμα να απελευθερώνεται τεράστια ποσότητα ενέργειας. Μετάφραση από τα ελληνικά, «θερμός» σημαίνει ζεστό. Το κύριο χημικό στοιχείο από το οποίο αποτελούνται τα αστέρια είναι υδρογόνο.Αυτό είναι το καύσιμο για τις θερμοπυρηνικές διεργασίες. Σε αυτές τις διεργασίες, οι πυρήνες των ατόμων υδρογόνου μετατρέπονται σε πυρήνες ατόμων ηλίου, κάτι που συνοδεύεται από την απελευθέρωση ενέργειας. Ο αριθμός των πυρήνων υδρογόνου στο αστέρι μειώνεται και ο αριθμός των πυρήνων ηλίου αυξάνεται. Με την πάροδο του χρόνου, άλλα συντίθενται στο αστέρι. χημικά στοιχεία. Όλα τα χημικά στοιχεία που αποτελούν τα μόρια διάφορες ουσίες, κάποτε γεννήθηκαν στα βάθη των αστεριών.«Τα αστέρια είναι το παρελθόν του ανθρώπου και ο άνθρωπος είναι το μέλλον του αστεριού», όπως λένε μερικές φορές μεταφορικά.
Η διαδικασία ενός αστεριού που εκπέμπει ενέργεια με τη μορφή ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων και σωματιδίων ονομάζεται ακτινοβολία. Τα αστέρια εκπέμπουν ενέργεια όχι μόνο με τη μορφή φωτός και θερμότητας, αλλά και άλλους τύπους ακτινοβολίας - ακτίνες γάμμα, ακτίνες Χ, υπεριώδη, ραδιοακτινοβολία. Επιπλέον, τα αστέρια εκπέμπουν ρεύματα ουδέτερων και φορτισμένων σωματιδίων. Αυτά τα ρεύματα σχηματίζουν τον αστρικό άνεμο. Αστρικός άνεμοςείναι η διαδικασία εκροής ύλης από τα αστέρια στο διάστημα. Ως αποτέλεσμα, η μάζα των αστεριών μειώνεται συνεχώς και σταδιακά. Είναι ο αστρικός άνεμος από τον Ήλιο ( ηλιόλουστος άνεμος) οδηγεί στην εμφάνιση σέλας στη Γη και σε άλλους πλανήτες. Είναι ο ηλιακός άνεμος που εκτρέπει τις ουρές των κομητών προς την αντίθετη κατεύθυνση από τον Ήλιο.
Τα αστέρια, φυσικά, δεν εμφανίζονται από το κενό (ο χώρος μεταξύ των αστεριών δεν είναι απόλυτο κενό). Τα υλικά είναι αέριο και σκόνη. Κατανέμονται άνισα στο διάστημα, σχηματίζοντας άμορφα σύννεφα πολύ χαμηλής πυκνότητας και τεράστιας έκτασης - από ένα ή δύο έως δεκάδες έτη φωτός. Τέτοια σύννεφα λέγονται διαχέω νεφελώματα αερίου-σκόνης.Η θερμοκρασία σε αυτά είναι πολύ χαμηλή - περίπου -250 °C. Αλλά δεν παράγει κάθε νεφέλωμα αερίου-σκόνης αστέρια. Μερικά νεφελώματα μπορούν να υπάρχουν για μεγάλο χρονικό διάστημα χωρίς αστέρια. Ποιες προϋποθέσεις είναι απαραίτητες για να ξεκινήσει η διαδικασία της γέννησης των αστεριών; Το πρώτο είναι η μάζα του σύννεφου. Εάν δεν υπάρχει αρκετή ύλη, τότε, φυσικά, το αστέρι δεν θα εμφανιστεί. Δεύτερον, συμπαγής. Εάν το σύννεφο είναι πολύ εκτεταμένο και χαλαρό, οι διαδικασίες συμπίεσής του δεν μπορούν να ξεκινήσουν. Λοιπόν, και τρίτον, χρειάζεται ένας σπόρος - δηλ. ένας θρόμβος σκόνης και αερίου, που αργότερα θα γίνει το έμβρυο ενός αστεριού - ενός πρωτοαστέρα. Protostar- αυτό είναι ένα αστέρι στο τελικό στάδιο του σχηματισμού του. Εάν πληρούνται αυτές οι προϋποθέσεις, τότε αρχίζει η βαρυτική συμπίεση και θέρμανση του νέφους. Αυτή η διαδικασία τελειώνει σχηματισμός αστεριών- η εμφάνιση νέων αστεριών. Αυτή η διαδικασία διαρκεί εκατομμύρια χρόνια. Οι αστρονόμοι βρήκαν νεφελώματα στα οποία η διαδικασία σχηματισμού άστρων βρίσκεται σε πλήρη εξέλιξη - μερικά αστέρια έχουν ήδη φωτιστεί, μερικά έχουν τη μορφή εμβρύων - πρωτοαστέρων και το νεφέλωμα διατηρείται ακόμα. Ένα παράδειγμα είναι το Νεφέλωμα του Μεγάλου Ωρίωνα.
Κύριος φυσικά χαρακτηριστικάτα αστέρια έχουν φωτεινότητα, μάζα και ακτίνα(ή διάμετρος), που προσδιορίζονται από παρατηρήσεις. Γνωρίζοντας τα, καθώς και τη χημική σύσταση του άστρου (η οποία καθορίζεται από το φάσμα του), είναι δυνατόν να υπολογιστεί ένα μοντέλο του άστρου, δηλ. φυσικές συνθήκες στα βάθη του, να εξερευνήσει τις διεργασίες που συμβαίνουν σε αυτό.Ας σταθούμε λεπτομερέστερα στα κύρια χαρακτηριστικά των αστεριών.
Βάρος.Η μάζα μπορεί να εκτιμηθεί άμεσα μόνο από τη βαρυτική επίδραση του αστεριού στα γύρω σώματα. Η μάζα του Ήλιου, για παράδειγμα, προσδιορίστηκε από τις γνωστές περιόδους περιστροφής των πλανητών γύρω του. Οι πλανήτες δεν παρατηρούνται άμεσα σε άλλα αστέρια. Η αξιόπιστη μέτρηση της μάζας είναι δυνατή μόνο για διπλά αστέρια (χρησιμοποιώντας τον νόμο του Κέπλερ που γενικεύεται από τον Νεύτωνα III, nκαι τότε το σφάλμα είναι 20-60%). Περίπου τα μισά από όλα τα αστέρια στον Γαλαξία μας είναι διπλά. Οι αστρικές μάζες κυμαίνονται από ≈0,08 έως ≈100 ηλιακές μάζες.Δεν υπάρχουν αστέρια με μάζα μικρότερη από 0,08 ηλιακές μάζες· απλώς δεν γίνονται αστέρια, αλλά παραμένουν σκοτεινά σώματα.Τα αστέρια με μάζα μεγαλύτερη από 100 ηλιακές μάζες είναι εξαιρετικά σπάνια. Τα περισσότερα αστέρια έχουν μάζες μικρότερες από 5 ηλιακές μάζες. Η μοίρα ενός αστεριού εξαρτάται από τη μάζα του, δηλ. το σενάριο σύμφωνα με το οποίο το αστέρι αναπτύσσεται και εξελίσσεται.Οι μικροί, ψυχροί κόκκινοι νάνοι χρησιμοποιούν το υδρογόνο πολύ με φειδώ και επομένως η ζωή τους διαρκεί εκατοντάδες δισεκατομμύρια χρόνια. Η διάρκεια ζωής του Ήλιου, ενός κίτρινου νάνου, είναι περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια (ο Ήλιος έχει ήδη ζήσει περίπου το ήμισυ της ζωής του). Οι τεράστιοι υπεργίγαντες καταναλώνουν υδρογόνο γρήγορα και εξαφανίζονται μέσα σε λίγα εκατομμύρια χρόνια μετά τη γέννησή τους. Όσο πιο μαζικό είναι το αστέρι, τόσο μικρότερη είναι η διαδρομή της ζωής του.
Η ηλικία του Σύμπαντος υπολογίζεται στα 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια.Επομένως, αστέρια ηλικίας άνω των 13,7 δισεκατομμυρίων ετών δεν υπάρχουν ακόμη.
- Αστέρια με μάζα 0,08 Οι ηλιακές μάζες είναι καφέ νάνοι. η μοίρα τους είναι η συνεχής συμπίεση και ψύξη με τη διακοπή όλων των θερμοπυρηνικών αντιδράσεων και τη μετατροπή τους σε σκοτεινά σώματα που μοιάζουν με πλανήτες.
- Αστέρια με μάζα 0,08-0,5
Οι μάζες του Ήλιου (αυτοί είναι πάντα κόκκινοι νάνοι) μετά τη χρήση του υδρογόνου αρχίζουν να συμπιέζονται αργά, ενώ θερμαίνονται και γίνονται λευκός νάνος.
- Αστέρια με μάζα 0,5-8
μάζες του Ήλιου στο τέλος της ζωής τους μετατρέπονται πρώτα σε κόκκινους γίγαντες και μετά σε λευκούς νάνους. Τα εξωτερικά στρώματα του αστεριού είναι διάσπαρτα μέσα απώτερο διάστημαόπως και πλανητικό νεφέλωμα. Ένα πλανητικό νεφέλωμα είναι συχνά σφαιρικό ή σε σχήμα δακτυλίου.
- Αστέρια με μάζα 8-10 Οι ηλιακές μάζες μπορεί να εκραγούν στο τέλος της ζωής τους ή μπορεί να γεράσουν ήσυχα, μετατρέποντας πρώτα σε κόκκινους υπεργίγαντες και μετά σε κόκκινους νάνους.
- Αστέρια με μάζα μεγαλύτερη από 10
μάζα του Ήλιου στο τέλος μονοπάτι ζωήςπρώτα γίνονται κόκκινοι υπεργίγαντες, μετά εκρήγνυνται ως σουπερνόβα (μια σουπερνόβα δεν είναι ένα νέο αστέρι, αλλά ένα παλιό αστέρι) και στη συνέχεια μετατρέπονται σε αστέρια νετρονίων ή γίνονται μαύρες τρύπες.
Μαύρες τρύπες- δεν πρόκειται για τρύπες στο διάστημα, αλλά για αντικείμενα (απομεινάρια μεγάλων αστεριών) με πολύ μεγάλη μάζα και πυκνότητα. Οι μαύρες τρύπες δεν έχουν ούτε υπερφυσικές ούτε μαγικές δυνάμεις και δεν είναι «τέρατα του Σύμπαντος». Απλώς έχουν τόση δύναμη βαρυτικό πεδίοότι καμία ακτινοβολία (ούτε ορατή - φως, ούτε αόρατη) δεν μπορεί να τα φύγει. Γι' αυτό οι μαύρες τρύπες είναι αόρατες. Ωστόσο, μπορούν να ανιχνευθούν από την επίδρασή τους στα γύρω αστέρια και τα νεφελώματα. Οι μαύρες τρύπες είναι ένα εντελώς κοινό φαινόμενο στο Σύμπαν και δεν υπάρχει λόγος να τις φοβόμαστε. Μπορεί να υπάρχει μια υπερμεγέθη μαύρη τρύπα στο κέντρο του Γαλαξία μας.
Ακτίνα (ή διάμετρος). Τα μεγέθη των άστρων ποικίλλουν πολύ - από πολλά χιλιόμετρα (άστρα νετρονίων) έως 2.000 φορές τη διάμετρο του Ήλιου (υπεργίγαντες). Κατά κανόνα, όσο μικρότερο είναι το αστέρι, τόσο μεγαλύτερη είναι η μέση πυκνότητά του.Στα αστέρια νετρονίων, η πυκνότητα φτάνει τα 10 13 g/cm 3! Μια δακτυλήθρα μιας τέτοιας ουσίας θα ζύγιζε 10 εκατομμύρια τόνους στη Γη. Αλλά οι υπεργίγαντες έχουν πυκνότητα μικρότερη από την πυκνότητα του αέρα στην επιφάνεια της Γης.
Οι διάμετροι ορισμένων άστρων σε σύγκριση με τον Ήλιο:
Το Sirius και το Altair είναι 1,7 φορές μεγαλύτερα,
Το Vega είναι 2,5 φορές μεγαλύτερο,
Το Regulus είναι 3,5 φορές μεγαλύτερο,
Ο Αρκτούρος είναι 26 φορές μεγαλύτερος
Το Polar είναι 30 φορές μεγαλύτερο,
Η εγκάρσια μπάρα είναι 70 φορές μεγαλύτερη,
Το Deneb είναι 200 φορές μεγαλύτερο,
Το Antares είναι 800 φορές μεγαλύτερο,
Το YV Canis Majoris είναι 2.000 φορές μεγαλύτερο (το μεγαλύτερο μεγάλο αστέριαπό τα γνωστά).
Η φωτεινότητα είναι η συνολική ενέργεια που εκπέμπεται από ένα αντικείμενο (σε αυτήν την περίπτωση αστέρια) ανά μονάδα χρόνου.Η φωτεινότητα των αστεριών συγκρίνεται συνήθως με τη φωτεινότητα του Ήλιου (η φωτεινότητα των αστεριών εκφράζεται μέσω της φωτεινότητας του Ήλιου). Ο Σείριος, για παράδειγμα, εκπέμπει 22 φορές περισσότερη ενέργεια από τον Ήλιο (η φωτεινότητα του Σείριου είναι ίση με 22 Ήλιους). Η φωτεινότητα του Βέγκα είναι 50 Ήλιοι και η φωτεινότητα του Ντενέμ είναι 54.000 Ήλιοι (ο Ντένεμπ είναι ένα από τα πιο ισχυρά αστέρια).
Η φαινομενική φωτεινότητα (πιο σωστά, φωτεινότητα) ενός αστεριού στον ουρανό της γης εξαρτάται από:
- απόσταση από το αστέρι.Εάν ένα αστέρι μας πλησιάσει, η φαινομενική φωτεινότητά του θα αυξηθεί σταδιακά. Και αντίστροφα, καθώς ένα αστέρι απομακρύνεται από εμάς, η φαινομενική του φωτεινότητα θα μειώνεται σταδιακά. Εάν πάρετε δύο πανομοιότυπα αστέρια, το πιο κοντά μας θα φαίνεται πιο φωτεινό.
- στη θερμοκρασία των εξωτερικών στρωμάτων.Όσο πιο καυτό είναι ένα αστέρι, τόσο περισσότερη φωτεινή ενέργεια στέλνει στο διάστημα και τόσο πιο φωτεινό θα φαίνεται. Εάν ένα αστέρι κρυώσει, τότε η φαινομενική φωτεινότητά του στον ουρανό θα μειωθεί. Δύο αστέρια του ίδιου μεγέθους και στις ίδιες αποστάσεις από εμάς θα φαίνονται ίδια σε φαινομενική φωτεινότητα, υπό την προϋπόθεση ότι εκπέμπουν την ίδια ποσότητα φωτεινής ενέργειας, δηλ. έχουν την ίδια θερμοκρασία με τα εξωτερικά στρώματα. Εάν ένα από τα αστέρια είναι πιο δροσερό από το άλλο, τότε θα φαίνεται λιγότερο φωτεινό.
- σε μέγεθος (διάμετρος).Εάν πάρετε δύο αστέρια με την ίδια θερμοκρασία των εξωτερικών στρωμάτων (το ίδιο χρώμα) και τα τοποθετήσετε στην ίδια απόσταση από εμάς, το μεγαλύτερο αστέρι θα εκπέμψει περισσότερη φωτεινή ενέργεια και επομένως θα φαίνεται πιο φωτεινό στον ουρανό.
- από την απορρόφηση του φωτός από τα σύννεφα κοσμικής σκόνης και αερίου που βρίσκονται στο μονοπάτι της γραμμής όρασης.Όσο πιο παχύ είναι το στρώμα της κοσμικής σκόνης, τόσο περισσότερο φως από το αστέρι απορροφά και τόσο πιο αμυδρό εμφανίζεται το αστέρι. Εάν πάρουμε δύο πανομοιότυπα αστέρια και τοποθετήσουμε ένα νεφέλωμα αερίου-σκόνης μπροστά σε ένα από αυτά, τότε αυτό το αστέρι θα φαίνεται λιγότερο φωτεινό.
- από το ύψος του αστεριού πάνω από τον ορίζοντα.Υπάρχει πάντα μια πυκνή ομίχλη κοντά στον ορίζοντα, η οποία απορροφά μέρος του φωτός από τα αστέρια. Κοντά στον ορίζοντα (λίγο μετά την ανατολή του ηλίου ή λίγο πριν τη δύση του ηλίου), τα αστέρια φαίνονται πάντα πιο αμυδρά από ό,τι όταν βρίσκονται από πάνω.
Είναι πολύ σημαντικό να μην συγχέουμε τις έννοιες «φαίνομαι» και «είναι».
Ένα αστέρι μπορεί είναιπολύ φωτεινό από μόνο του, αλλά φαίνομαιαμυδρό για διάφορους λόγους: λόγω της μεγάλης απόστασης από αυτό, λόγω του μικρού του μεγέθους, λόγω της απορρόφησης του φωτός του από την κοσμική σκόνη ή τη σκόνη στην ατμόσφαιρα της Γης. Επομένως, όταν μιλούν για τη φωτεινότητα ενός αστεριού στον ουρανό της γης, χρησιμοποιούν τη φράση «φαινομενική φωτεινότητα» ή «λαμπρότητα».
Όπως ήδη αναφέρθηκε, διπλά αστέρια υπάρχουν. Υπάρχουν όμως και τριπλοί (για παράδειγμα, α Κένταυρος), και τετραπλοί (για παράδειγμα, ε Λύρα), και πέντε, και έξι (για παράδειγμα, Κάστορας), κ.λπ. Τα μεμονωμένα αστέρια σε ένα αστρικό σύστημα ονομάζονται συστατικά. Τα αστέρια με περισσότερα από δύο συστατικά ονομάζονται πολλαπλάσιααστέρια. Όλα τα συστατικά ενός πολλαπλού αστέρα συνδέονται με αμοιβαίες βαρυτικές δυνάμεις (αποτελούν ένα σύστημα αστεριών) και κινούνται κατά μήκος σύνθετων τροχιών.
Εάν υπάρχουν πολλά στοιχεία, τότε αυτό δεν είναι πλέον ένα πολλαπλό αστέρι, αλλά αστρικό σμήνος. Διακρίνω μπάλαΚαι διεσπαρμένοςαστρικά σμήνη. Τα σφαιρικά σμήνη περιέχουν πολλά παλιά αστέρια και είναι παλαιότερα από τα ανοιχτά σμήνη, τα οποία περιέχουν πολλά νεαρά αστέρια. Τα σφαιρικά σμήνη είναι αρκετά σταθερά, επειδή... τα αστέρια σε αυτά βρίσκονται σε μικρές αποστάσεις μεταξύ τους και οι δυνάμεις αμοιβαίας έλξης μεταξύ τους είναι πολύ μεγαλύτερες από ό,τι μεταξύ των αστεριών των ανοιχτών σμηνών. Τα ανοιχτά συμπλέγματα διασκορπίζονται περαιτέρω με την πάροδο του χρόνου.
Τα ανοιχτά σμήνη βρίσκονται συνήθως πάνω ή κοντά στη ζώνη του Γαλαξία. Αντίθετα, τα σφαιρικά σμήνη βρίσκονται επάνω έναστρος ουρανόςμακριά από τον Γαλαξία.
Μερικά αστρικά σμήνη φαίνονται στον ουρανό ακόμη και με γυμνό μάτι. Για παράδειγμα, τα ανοιχτά σμήνη Υάδες και Πλειάδες (Μ 45) στον Ταύρο, το ανοιχτό σμήνος Φάτνη (Μ 44) στον Καρκίνο, το σφαιρικό σμήνος Μ 13 στον Ηρακλή. Αρκετά από αυτά είναι ορατά με κιάλια.
Τα αστέρια που παρατηρούμε ποικίλλουν τόσο σε χρώμα όσο και σε φωτεινότητα. Η φωτεινότητα ενός αστεριού εξαρτάται τόσο από τη μάζα του όσο και από την απόστασή του. Και το χρώμα της λάμψης εξαρτάται από τη θερμοκρασία στην επιφάνειά της. Τα πιο cool αστέρια είναι κόκκινα. Και τα πιο καυτά έχουν μια μπλε απόχρωση. Τα λευκά και μπλε αστέρια είναι τα πιο καυτά, η θερμοκρασία τους είναι υψηλότερη από τη θερμοκρασία του Ήλιου. Το αστέρι μας, ο Ήλιος, ανήκει στην κατηγορία των κίτρινων αστεριών.
Πόσα αστέρια υπάρχουν στον ουρανό;
Είναι σχεδόν αδύνατο να υπολογίσουμε έστω και κατά προσέγγιση τον αριθμό των αστεριών στο γνωστό σε εμάς μέρος του Σύμπαντος. Οι επιστήμονες μπορούν μόνο να πουν ότι μπορεί να υπάρχουν περίπου 150 δισεκατομμύρια αστέρια στον Γαλαξία μας, ο οποίος ονομάζεται Γαλαξίας. Υπάρχουν όμως και άλλοι γαλαξίες! Αλλά οι άνθρωποι γνωρίζουν με πολύ μεγαλύτερη ακρίβεια τον αριθμό των αστεριών που μπορούν να φανούν από την επιφάνεια της Γης με γυμνό μάτι. Υπάρχουν περίπου 4,5 χιλιάδες τέτοια αστέρια.
Πώς γεννιούνται τα αστέρια;
Αν τα αστέρια ανάβουν, αυτό σημαίνει ότι κάποιος το χρειάζεται; Στον ατελείωτο χώρο υπάρχουν πάντα μόρια της απλούστερης ουσίας στο Σύμπαν - του υδρογόνου. Κάπου υπάρχει λιγότερο υδρογόνο, κάπου περισσότερο. Υπό την επίδραση αμοιβαίων ελκτικών δυνάμεων, τα μόρια υδρογόνου έλκονται μεταξύ τους. Αυτές οι διαδικασίες έλξης μπορούν να διαρκέσουν για πολύ μεγάλο χρονικό διάστημα - εκατομμύρια ακόμη και δισεκατομμύρια χρόνια. Αλλά αργά ή γρήγορα, τα μόρια του υδρογόνου έλκονται τόσο κοντά το ένα στο άλλο που σχηματίζεται ένα νέφος αερίου. Με περαιτέρω έλξη, η θερμοκρασία στο κέντρο ενός τέτοιου σύννεφου αρχίζει να αυξάνεται. Θα περάσουν άλλα εκατομμύρια χρόνια και η θερμοκρασία στο σύννεφο αερίου μπορεί να αυξηθεί τόσο πολύ που θα ξεκινήσει μια αντίδραση θερμοπυρηνικής σύντηξης - το υδρογόνο θα αρχίσει να μετατρέπεται σε ήλιο και ένα νέο αστέρι θα εμφανιστεί στον ουρανό. Κάθε αστέρι είναι μια καυτή μπάλα αερίου.
Η διάρκεια ζωής των αστεριών ποικίλλει σημαντικά. Οι επιστήμονες ανακάλυψαν ότι τι περισσότερη μάζανεογέννητο αστέρι, τόσο μικρότερη είναι η διάρκεια ζωής του. Η διάρκεια ζωής ενός αστεριού μπορεί να κυμαίνεται από εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια έως δισεκατομμύρια χρόνια.
Ετος φωτός
Ένα έτος φωτός είναι η απόσταση που διανύεται σε ένα χρόνο από μια δέσμη φωτός που ταξιδεύει με ταχύτητα 300 χιλιάδων χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο. Και υπάρχουν 31.536.000 δευτερόλεπτα σε ένα χρόνο! Έτσι, από το πλησιέστερο σε εμάς αστέρι, που ονομάζεται Proxima Centauri, μια δέσμη φωτός ταξιδεύει για περισσότερα από τέσσερα χρόνια (4,22 έτη φωτός)! Αυτό το αστέρι είναι 270 χιλιάδες φορές πιο μακριά από εμάς από τον Ήλιο. Και τα υπόλοιπα αστέρια είναι πολύ πιο μακριά - δεκάδες, εκατοντάδες, χιλιάδες ακόμη και εκατομμύρια έτη φωτός από εμάς. Αυτός είναι ο λόγος που τα αστέρια μας φαίνονται τόσο μικρά. Και ακόμη και στο πιο ισχυρό τηλεσκόπιο, σε αντίθεση με τους πλανήτες, είναι πάντα ορατοί ως κουκκίδες.
Τι είναι ο «αστερισμός»;
Από την αρχαιότητα, οι άνθρωποι κοιτούσαν τα αστέρια και έβλεπαν τις παράξενες φιγούρες που σχηματίζουν ομάδες λαμπερών αστεριών, εικόνες ζώων και μυθικούς ήρωες. Τέτοιες μορφές στον ουρανό άρχισαν να ονομάζονται αστερισμοί. Και, παρόλο που στον ουρανό τα αστέρια που περιλαμβάνονται από ανθρώπους σε αυτόν ή τον αστερισμό είναι οπτικά κοντά το ένα στο άλλο, στο διάστημα αυτά τα αστέρια μπορούν να βρίσκονται σε σημαντική απόσταση το ένα από το άλλο. Οι πιο διάσημοι αστερισμοί είναι η Μεγάλη και η Μικρή Άρκτος. Το γεγονός είναι ότι στον αστερισμό Μικρή Άρκτοςεισέρχεται στο Βόρειο Αστέρι, το οποίο δείχνει ο βόρειος πόλος του πλανήτη μας Γη. Και να ξέρεις πώς να το βρεις στον ουρανό βορειο ΑΣΤΕΡΙ, οποιοσδήποτε ταξιδιώτης και πλοηγός θα μπορεί να προσδιορίσει πού είναι ο βορράς και να πλοηγηθεί στην περιοχή.
Υπερκαινοφανείς
Μερικά αστέρια, στο τέλος της ζωής τους, αρχίζουν ξαφνικά να λάμπουν χιλιάδες και εκατομμύρια φορές πιο φωτεινά από το συνηθισμένο και να εκτοξεύουν τεράστιες μάζες ύλης στον περιβάλλοντα χώρο. Λέγεται συνήθως ότι συμβαίνει μια έκρηξη σουπερνόβα. Η λάμψη του σουπερνόβα σταδιακά εξασθενεί και τελικά μόνο ένα φωτεινό σύννεφο παραμένει στη θέση ενός τέτοιου αστεριού. Μια παρόμοια έκρηξη σουπερνόβα παρατηρήθηκε από αρχαίους αστρονόμους στο Εγγύς και Απω Ανατολή 4 Ιουλίου 1054. Η αποσύνθεση αυτού του σουπερνόβα διήρκεσε 21 μήνες. Τώρα στη θέση αυτού του αστεριού υπάρχει το Νεφέλωμα του Καβουριού, γνωστό σε πολλούς λάτρεις της αστρονομίας.
Για να συνοψίσουμε αυτήν την ενότητα, σημειώνουμε ότι
V. Τύποι αστεριών
Βασική φασματική ταξινόμηση των αστεριών:
Καφέ νάνοι
Οι καφέ νάνοι είναι ένας τύπος αστεριών στον οποίο οι πυρηνικές αντιδράσεις δεν θα μπορούσαν ποτέ να αντισταθμίσουν την ενέργεια που χάνεται από την ακτινοβολία. Για πολύ καιρό, οι καφέ νάνοι ήταν υποθετικά αντικείμενα. Η ύπαρξή τους είχε προβλεφθεί στα μέσα του 20ου αιώνα, με βάση τις ιδέες για τις διεργασίες που συνέβαιναν κατά τον σχηματισμό των άστρων. Ωστόσο, το 2004, ανακαλύφθηκε για πρώτη φορά ένας καφέ νάνος. Μέχρι σήμερα, έχουν ανακαλυφθεί αρκετά αστέρια αυτού του τύπου. Η φασματική τους τάξη είναι M - T. Θεωρητικά, διακρίνεται μια άλλη κατηγορία - που ορίζεται Y.
Λευκοί νάνοι
Αμέσως μετά την έκρηξη ηλίου, ο άνθρακας και το οξυγόνο «αναφλέγονται». καθένα από αυτά τα γεγονότα προκαλεί μια ισχυρή αναδιάρθρωση του άστρου και την ταχεία κίνησή του κατά μήκος του διαγράμματος Hertzsprung-Russell. Το μέγεθος της ατμόσφαιρας του άστρου αυξάνεται ακόμη περισσότερο και αρχίζει να χάνει εντατικά αέριο με τη μορφή διασκορπισμένων ρευμάτων αστρικού ανέμου. Η μοίρα του κεντρικού τμήματος του άστρου εξαρτάται εξ ολοκλήρου από την αρχική του μάζα: ο πυρήνας του άστρου μπορεί να τερματίσει την εξέλιξή του ως λευκός νάνος (άστρα χαμηλής μάζας), εάν η μάζα του στα μεταγενέστερα στάδια της εξέλιξης υπερβαίνει το όριο Chandrasekhar - ως αστέρι νετρονίων (πάλσαρ), εάν η μάζα υπερβαίνει το όριο Oppenheimer-Volkov είναι σαν μια μαύρη τρύπα. Στις δύο τελευταίες περιπτώσεις, η ολοκλήρωση της εξέλιξης των άστρων συνοδεύεται από καταστροφικά γεγονότα - εκρήξεις σουπερνόβα.
Η συντριπτική πλειονότητα των άστρων, συμπεριλαμβανομένου του Ήλιου, τερματίζει την εξέλιξή τους συστέλλοντας έως ότου η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων εξισορροπήσει τη βαρύτητα. Σε αυτή την κατάσταση, όταν το μέγεθος του αστεριού μειώνεται κατά εκατό φορές και η πυκνότητα γίνεται ένα εκατομμύριο φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα του νερού, το αστέρι ονομάζεται λευκός νάνος. Στερείται από πηγές ενέργειας και, σταδιακά κρυώνοντας, γίνεται σκοτεινό και αόρατο.
Κόκκινοι γίγαντες
Οι κόκκινοι γίγαντες και οι υπεργίγαντες είναι αστέρια με αρκετά χαμηλή αποτελεσματική θερμοκρασία (3000 - 5000 K), αλλά με τεράστια φωτεινότητα. Το τυπικό απόλυτο μέγεθος τέτοιων αντικειμένων είναι 3m-0m (κλάση φωτεινότητας I και III). Το φάσμα τους χαρακτηρίζεται από την παρουσία ζωνών μοριακής απορρόφησης και η μέγιστη εκπομπή εμφανίζεται στην υπέρυθρη περιοχή.
Μεταβλητά αστέρια
Ένα μεταβλητό αστέρι είναι ένα αστέρι του οποίου η φωτεινότητα έχει αλλάξει τουλάχιστον μία φορά σε ολόκληρη την ιστορία παρατήρησής του. Υπάρχουν πολλοί λόγοι για τη μεταβλητότητα και μπορούν να συσχετιστούν όχι μόνο με εσωτερικές διεργασίες: εάν το αστέρι είναι διπλό και η οπτική γωνία βρίσκεται ή βρίσκεται σε μικρή γωνία ως προς το οπτικό πεδίο, τότε ένα αστέρι, που διέρχεται από το δίσκο του αστέρι, θα το επισκιάσει και η φωτεινότητα μπορεί επίσης να αλλάξει εάν το φως από τα αστέρια θα περάσουνμέσα από ένα ισχυρό βαρυτικό πεδίο. Ωστόσο, στις περισσότερες περιπτώσεις, η μεταβλητότητα συνδέεται με ασταθείς εσωτερικές διεργασίες. ΣΕ τελευταία έκδοση γενικός κατάλογοςΤα μεταβλητά αστέρια έχουν την ακόλουθη διαίρεση:
Εκρηκτικά μεταβλητά αστέρια- πρόκειται για αστέρια που αλλάζουν τη φωτεινότητά τους λόγω βίαιων διεργασιών και εκλάμψεων στις χρωμόσφαιρες και τις κορώνες τους. Η αλλαγή στη φωτεινότητα συνήθως συμβαίνει λόγω αλλαγών στο περίβλημα ή απώλειας μάζας με τη μορφή αστρικού ανέμου μεταβλητής έντασης ή/και αλληλεπίδρασης με το διαστρικό μέσο.
Παλλόμενα μεταβλητά αστέριαείναι αστέρια που παρουσιάζουν περιοδική διαστολή και συστολή των επιφανειακών τους στιβάδων. Οι παλμοί μπορεί να είναι ακτινωτοί ή μη ακτινωτοί. Οι ακτινικοί παλμοί ενός αστεριού αφήνουν το σχήμα του σφαιρικό, ενώ οι μη ακτινικοί παλμοί προκαλούν το σχήμα του αστεριού να αποκλίνει από το σφαιρικό και οι γειτονικές ζώνες του άστρου μπορεί να βρίσκονται σε αντίθετες φάσεις.
Περιστρεφόμενα μεταβλητά αστέρια- πρόκειται για αστέρια των οποίων η κατανομή φωτεινότητας στην επιφάνεια είναι ανομοιόμορφη ή/και έχουν μη ελλειψοειδές σχήμα, με αποτέλεσμα, όταν τα αστέρια περιστρέφονται, ο παρατηρητής να καταγράφει τη μεταβλητότητά τους. Η ανομοιογένεια στη φωτεινότητα της επιφάνειας μπορεί να προκληθεί από λεκέδες ή θερμικές ή χημικές ανομοιογένειες που προκαλούνται από μαγνητικά πεδία, των οποίων οι άξονες δεν συμπίπτουν με τον άξονα περιστροφής του αστεριού.
Κατακλυσμικά (εκρηκτικά και σαν nova) μεταβλητά αστέρια. Η μεταβλητότητα αυτών των αστεριών προκαλείται από εκρήξεις, οι οποίες προκαλούνται από εκρηκτικές διεργασίες στα επιφανειακά τους στρώματα (novae) ή βαθιά στα βάθη τους (supernovae).
Έκλειψη δυαδικών συστημάτων.
Οπτικά μεταβλητά δυαδικά συστήματα με σκληρή εκπομπή ακτίνων Χ
Νέοι τύποι μεταβλητών- τύποι μεταβλητότητας που ανακαλύφθηκαν κατά τη δημοσίευση του καταλόγου και επομένως δεν περιλαμβάνονται σε ήδη δημοσιευμένες τάξεις.
Νέος
Η nova είναι ένας τύπος κατακλυσμικής μεταβλητής. Η φωτεινότητά τους δεν αλλάζει τόσο απότομα όσο αυτή των σουπερνόβα (αν και το πλάτος μπορεί να είναι 9 μέτρα): λίγες μέρες πριν από το μέγιστο, το αστέρι είναι μόνο 2 μέτρα πιο αχνό. Ο αριθμός τέτοιων ημερών καθορίζει σε ποια κατηγορία novae ανήκει το αστέρι:
Πολύ γρήγορα εάν αυτός ο χρόνος (σημειώνεται ως t2) είναι μικρότερος από 10 ημέρες.
Γρήγορα - 11
Υπάρχει εξάρτηση της μέγιστης φωτεινότητας του nova από το t2. Μερικές φορές αυτή η εξάρτηση χρησιμοποιείται για τον προσδιορισμό της απόστασης από ένα αστέρι. Το μέγιστο έκλαμψης συμπεριφέρεται διαφορετικά σε διαφορετικές περιοχές: όταν στο ορατό εύρος υπάρχει ήδη μείωση της ακτινοβολίας, στην υπεριώδη ακτινοβολία εξακολουθεί να αυξάνεται. Εάν παρατηρηθεί λάμψη και στην υπέρυθρη περιοχή, τότε το μέγιστο θα επιτευχθεί μόνο αφού υποχωρήσει η αντανάκλαση στην υπεριώδη ακτινοβολία. Έτσι, η βολομετρική φωτεινότητα κατά τη διάρκεια μιας έκλαμψης παραμένει αμετάβλητη για αρκετά μεγάλο χρονικό διάστημα.
Στον Γαλαξία μας, μπορούν να διακριθούν δύο ομάδες novae: νέοι δίσκοι (κατά μέσο όρο, είναι πιο φωτεινοί και πιο γρήγοροι) και νέα εξογκώματα, τα οποία είναι λίγο πιο αργά και, κατά συνέπεια, λίγο πιο αμυδρά.
Υπερκαινοφανείς
Οι σουπερνόβα είναι αστέρια που τελειώνουν την εξέλιξή τους σε μια καταστροφική εκρηκτική διαδικασία. Ο όρος "supernovae" χρησιμοποιήθηκε για να περιγράψει αστέρια που φούντωσαν πολύ (κατά τάξεις μεγέθους) πιο ισχυρά από τα λεγόμενα "novae". Στην πραγματικότητα, ούτε το ένα ούτε το άλλο είναι σωματικά νέα· τα υπάρχοντα αστέρια πάντα φουντώνουν. Αλλά σε αρκετές ιστορικές περιπτώσεις, αυτά τα αστέρια φούντωσαν που προηγουμένως ήταν πρακτικά ή εντελώς αόρατα στον ουρανό, γεγονός που δημιούργησε το αποτέλεσμα της εμφάνισης ενός νέου αστεριού. Ο τύπος του σουπερνόβα καθορίζεται από την παρουσία γραμμών υδρογόνου στο φάσμα εκλάμψεων. Αν είναι εκεί, τότε είναι σουπερνόβα τύπου ΙΙ, αν όχι, τότε είναι σουπερνόβα τύπου Ι.
Υπερκαινοφανείς
Υπερνόβα - η κατάρρευση ενός εξαιρετικά βαρύ αστέρι αφού δεν έχουν απομείνει άλλες πηγές σε αυτό για να υποστηρίξουν θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. με άλλα λόγια, είναι ένα πολύ μεγάλο σουπερνόβα. Από τις αρχές της δεκαετίας του 1990, οι αστρικές εκρήξεις έχουν παρατηρηθεί τόσο ισχυρές που η δύναμη της έκρηξης ξεπέρασε τη δύναμη ενός συνηθισμένου σουπερνόβα κατά περίπου 100 φορές και η ενέργεια της έκρηξης ξεπέρασε τα 1046 τζάουλ. Επιπλέον, πολλές από αυτές τις εκρήξεις συνοδεύτηκαν από πολύ ισχυρές εκρήξεις ακτίνων γάμμα. Η εντατική μελέτη του ουρανού έχει βρει αρκετά επιχειρήματα υπέρ της ύπαρξης υπερκαινοφανών, αλλά προς το παρόν οι υπερκαινοφανείς είναι υποθετικά αντικείμενα. Σήμερα ο όρος χρησιμοποιείται για να περιγράψει τις εκρήξεις άστρων με μάζες που κυμαίνονται από 100 έως 150 ή περισσότερες ηλιακές μάζες. Οι υπερκαινοφανείς θα μπορούσαν θεωρητικά να αποτελέσουν σοβαρή απειλή για τη Γη λόγω μιας ισχυρής ραδιενεργής έκλαμψης, αλλά προς το παρόν δεν υπάρχουν αστέρια κοντά στη Γη που θα μπορούσαν να αποτελέσουν τέτοιο κίνδυνο. Σύμφωνα με ορισμένα στοιχεία, πριν από 440 εκατομμύρια χρόνια έγινε μια έκρηξη υπερκαινοφανούς κοντά στη Γη. Είναι πιθανό ότι το βραχύβιο ισότοπο νικελίου 56Ni έπεσε στη Γη ως αποτέλεσμα αυτής της έκρηξης.
Αστέρια νετρονίων
Σε αστέρια με μεγαλύτερη μάζα από τον Ήλιο, η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων δεν μπορεί να συγκρατήσει τη συμπίεση του πυρήνα και συνεχίζεται έως ότου τα περισσότερα σωματίδια μετατραπούν σε νετρόνια, συσκευασμένα τόσο σφιχτά που το μέγεθος του άστρου μετριέται σε χιλιόμετρα και η πυκνότητά του είναι 280 τρισ. φορές την πυκνότητα του νερού. Ένα τέτοιο αντικείμενο ονομάζεται αστέρι νετρονίων. Η ισορροπία του διατηρείται από την πίεση της εκφυλισμένης ύλης νετρονίων.
Η ποικιλομορφία των αμέτρητων άστρων στον ουρανό ανάγκασε τους αστρονόμους να δημιουργήσουν κάποια τάξη μεταξύ τους. Για να γίνει αυτό, οι επιστήμονες αποφάσισαν να χωρίσουν τα αστέρια σε κατάλληλες κατηγορίες της φωτεινότητάς τους. Για παράδειγμα, τα αστέρια που εκπέμπουν φως πολλές χιλιάδες φορές περισσότερο από τον Ήλιο ονομάζονται γίγαντες. Αντίθετα, τα αστέρια με ελάχιστη φωτεινότητα είναι νάνοι. Οι επιστήμονες ανακάλυψαν ότι ο Ήλιος, σύμφωνα με αυτό το χαρακτηριστικό, είναι ένα μέσο αστέρι.
ανάβουν διαφορετικά;
Για ένα διάστημα, οι αστρονόμοι πίστευαν ότι τα αστέρια λάμπουν διαφορετικά λόγω της διαφορετικής θέσης τους από τη Γη. Δεν είναι όμως έτσι. Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ότι ακόμη και αυτά τα αστέρια που βρίσκονται στην ίδια απόσταση από τη Γη μπορεί να έχουν εντελώς διαφορετική φαινομενική φωτεινότητα. Αυτή η φωτεινότητα εξαρτάται όχι μόνο από την απόσταση, αλλά και από τη θερμοκρασία των ίδιων των αστεριών. Για να συγκρίνουν τα αστέρια με τη φαινομενική τους φωτεινότητα, οι επιστήμονες χρησιμοποιούν μια συγκεκριμένη μονάδα μέτρησης - το απόλυτο μέγεθος. Μας επιτρέπει να υπολογίσουμε την πραγματική ακτινοβολία ενός αστεριού. Χρησιμοποιώντας αυτή τη μέθοδο, οι επιστήμονες υπολόγισαν ότι υπάρχουν μόνο 20 από τα φωτεινότερα αστέρια στον ουρανό.
Γιατί τα αστέρια έχουν διαφορετικά χρώματα;
Γράφτηκε παραπάνω ότι οι αστρονόμοι διακρίνουν τα αστέρια από το μέγεθος και τη φωτεινότητά τους. Ωστόσο, αυτή δεν είναι ολόκληρη η κατάταξή τους. Μαζί με το μέγεθος και τη φαινομενική τους φωτεινότητα, όλα τα αστέρια ταξινομούνται επίσης σύμφωνα με το δικό τους χρώμα. Το γεγονός είναι ότι το φως που ορίζει αυτό ή εκείνο το αστέρι έχει κυματική ακτινοβολία. Αυτά είναι αρκετά σύντομα. Παρά το ελάχιστο μήκος κύματος του φωτός, ακόμη και η μικρότερη διαφορά στο μέγεθος των κυμάτων φωτός αλλάζει δραματικά το χρώμα του αστεριού, το οποίο εξαρτάται άμεσα από τη θερμοκρασία της επιφάνειάς του. Για παράδειγμα, αν ζεστάνετε ένα σιδερένιο τηγάνι θα αποκτήσει το αντίστοιχο χρώμα.
Το χρωματικό φάσμα ενός αστεριού είναι ένα είδος διαβατηρίου που καθορίζει τα πιο χαρακτηριστικά του χαρακτηριστικά. Για παράδειγμα, ο Ήλιος και η Καπέλλα (ένα αστέρι παρόμοιο με τον Ήλιο) αναγνωρίστηκαν από τους αστρονόμους ως ένα και το αυτό. Και τα δύο έχουν ανοιχτό κίτρινο χρώμα και θερμοκρασία επιφάνειας 6000°C. Επιπλέον, το φάσμα τους περιέχει τις ίδιες ουσίες: γραμμές, νάτριο και σίδηρο.
Αστέρια όπως ο Betelgeuse ή ο Antares έχουν γενικά ένα χαρακτηριστικό κόκκινο χρώμα. Η θερμοκρασία της επιφάνειάς τους είναι 3000°C και περιέχουν οξείδιο του τιτανίου. Αστέρια όπως ο Σείριος και ο Βέγκα είναι λευκοί. Η θερμοκρασία της επιφάνειάς τους είναι 10000°C. Τα φάσματα τους έχουν γραμμές υδρογόνου. Υπάρχει επίσης ένα αστέρι με θερμοκρασία επιφάνειας 30.000°C - αυτό είναι το γαλαζωπόλευκο Orionis.
