Со исклучок на Месечината и сите планети, секој навидум неподвижен објект на небото е ѕвезда - термонуклеарен извор на енергија, а типовите на ѕвезди се движат од џуџиња до суперџинови.

Нашата е ѕвезда, но изгледа толку светла и голема затоа што е толку блиску до нас. Повеќето ѕвезди изгледаат како светлечки точки дури и во моќните телескопи и, сепак, знаеме нешто за нив. Значи, знаеме дека тие доаѓаат во различни големини и дека барем половина од нив се состојат од две или повеќе ѕвезди врзани со гравитација.

Што е ѕвезда?

Ѕвезди- Станува збор за огромни гасни топчиња од водород и хелиум со траги од други хемиски елементи. Гравитацијата ја повлекува супстанцијата, а притисокот на жешкиот гас ја турка надвор, воспоставувајќи рамнотежа. Изворот на енергијата на ѕвездата лежи во нејзиното јадро, каде што милиони тони водород се спојуваат секоја секунда за да формираат хелиум. И иако овој процес се одвива континуирано во длабочините на Сонцето речиси 5 милијарди години, само многу мал дел од сите резерви на водород е потрошен.

Видови ѕвезди

Ѕвезди од главната низа. На почетокот на 20 век. Холанѓанецот Ејнар Херцспрунг и Хенри Норис Расел од САД направија дијаграм Херцспрунг-Расел (HR), по чии оски се исцртува сјајноста на ѕвездата во зависност од температурата на нејзината површина, што овозможува да се одреди растојанието до ѕвезди.

Повеќето ѕвезди, вклучувајќи го и Сонцето, спаѓаат во лента што дијагонално сече низ дијаграмот HR, наречена главна низа. Овие ѕвезди често се нарекуваат џуџиња, иако некои од нив се 20 пати поголеми од Сонцето и сјаат 20 илјади пати посилно.

Црвени џуџиња


На студениот, слаб крај на главната низа се црвените џуџиња, најчестиот тип на ѕвезди. Бидејќи се помали од Сонцето, тие ретко ги користат своите резерви на гориво за да го продолжат своето постоење за десетици милијарди години. Кога би можеле да се видат сите црвени џуџиња, небото би било буквално преполно со нив. Меѓутоа, црвените џуџиња сјаат толку слабо што можеме да ги набљудуваме само најблиските, како што е Проксима Кентаури.

Бели џуџиња

Дури и помали по големина од црвените џуџиња се белите џуџиња. Вообичаено, нивниот дијаметар е приближно еднаков на оној на Земјата, но нивната маса може да биде еднаква на онаа на Сонцето. Волумен од бело џуџеста материја еднаков на обемот на оваа книга би имал маса од околу 10 илјади тони! Нивната позиција на дијаграмот за човечки ресурси покажува дека тие се многу различни од црвените џуџиња. Нивниот нуклеарен извор е исцрпен.

Црвени џинови

По ѕвездите од главната низа, најчести се црвените џинови. Тие имаат приближно иста температура на површината како црвените џуџиња, но тие се многу посветли и поголеми, така што се наоѓаат над главната низа на дијаграмот HR. Масата на овие џинови обично е приближно еднаква на Сонцето, но доколку една од нив го зазеде местото на нашата ѕвезда, внатрешните планети на Сончевиот систем ќе завршат во неговата атмосфера.

Суперџинови

На врвот на дијаграмот GR се ретки суперџинови. Бетелгез, во рамото на Орион, е широк речиси 1 милијарда километри. Друг светол објект во Орион е Ригел, една од најсветлите ѕвезди видливи со голо око. Тој е речиси десет пати помал од Бетелгез и во исто време речиси 100 пати поголем од големината на Сонцето.

Ако внимателно го погледнете ноќното небо, лесно може да се забележи дека ѕвездите кои гледаат во нас се разликуваат по боја. Сини, бели, црвени, сјаат рамномерно или треперат како венец за новогодишна елка. Преку телескоп, разликите во боите стануваат поочигледни. Причината што доведе до таква разновидност лежи во температурата на фотосферата. И, спротивно на логичната претпоставка, најжешките ѕвезди не се црвени, туку сини, сино-бели и бели ѕвезди. Но, прво прво.

Спектрална класификација

Ѕвездите се огромни, врели топчиња гас. Како ги гледаме од Земјата зависи од многу параметри. На пример, ѕвездите всушност не трепкаат. Многу е лесно да се потврди ова: само запомнете го Сонцето. Ефектот на треперење се јавува затоа што светлината што доаѓа од космичките тела до нас ја совладува меѓуѕвездената средина, полна со прашина и гас. Друга работа е бојата. Тоа е последица на загревање на школките (особено фотосферата) на одредени температури. Вистинската боја може да се разликува од привидната боја, но разликата е обично мала.

Денес, спектралната класификација на ѕвездите од Харвард се користи низ целиот свет. Се базира на температура и се заснова на видот и релативниот интензитет на линиите на спектарот. Секоја класа одговара на ѕвезди со одредена боја. Класификацијата беше развиена во опсерваторијата Харвард во 1890-1924 година.

Еден избричен Англичанец џвакал урми како моркови

Постојат седум главни спектрални класи: O—B—A—F—G—K—M. Оваа низа одразува постепено намалување на температурата (од О до М). За да го запомните, постојат посебни мнемонички формули. На руски, еден од нив звучи вака: „Еден избричен Англичанец џвака урми како моркови“. На овие часови се додаваат уште две паралелки. Буквите C и S означуваат ладни светилки со појаси од метални оксиди во спектарот. Да ги погледнеме подетално класите на ѕвезди:

  • Класата О се карактеризира со највисока површинска температура (од 30 до 60 илјади Келвини). Ѕвездите од овој тип го надминуваат Сонцето за 60 пати по маса и 15 пати по радиус. Нивната видлива боја е сина. Во однос на сјајноста, тие се повеќе од милион пати поголеми од нашата ѕвезда. Сината ѕвезда HD93129A, која припаѓа на оваа класа, се карактеризира со една од највисоките осветлености меѓу познатите космички тела. Според овој индикатор, тој е 5 милиони пати пред Сонцето. Сината ѕвезда се наоѓа на оддалеченост од 7,5 илјади светлосни години од нас.
  • Класата Б има температура од 10-30 илјади Келвини, маса 18 пати поголема од онаа на Сонцето. Станува збор за сино-бели и бели ѕвезди. Нивниот радиус е 7 пати поголем од оној на Сонцето.
  • Класата А се карактеризира со температура од 7,5-10 илјади Келвини, радиус и маса кои се 2,1 и 3,1 пати повисоки, соодветно, од оние на Сонцето. Ова се бели ѕвезди.
  • Класа F: температура 6000-7500 К. Масата е 1,7 пати поголема од сонцето, радиусот е 1,3. Од Земјата, таквите ѕвезди изгледаат бели, нивната вистинска боја е жолтеникаво-бела.
  • Класа Г: температура 5-6 илјади Келвини. Сонцето припаѓа на оваа класа. Видливата и вистинската боја на таквите ѕвезди е жолта.
  • Класа К: температура 3500-5000 К. Радиусот и масата се помали од сончевите, 0,9 и 0,8 од соодветните параметри на светилката. Бојата на овие ѕвезди видливи од Земјата е жолтеникаво-портокалова.
  • Класа М: температура 2-3,5 илјади Келвини. Масата и радиусот се 0,3 и 0,4 од слични параметри на Сонцето. Од површината на нашата планета се појавуваат црвено-портокалова боја. Beta Andromedae и Alpha Chanterelles припаѓаат на класата М. Светло црвена ѕвезда позната на многумина е Бетелгез (алфа Орионис). Најдобро е да го барате на небото во зима. Црвената ѕвезда се наоѓа горе и малку налево

Секоја класа е поделена на подкласи од 0 до 9, односно од најтопли до најстудени. Бројот на ѕвезди укажува на припадност на одреден спектрален тип и степенот на загревање на фотосферата во споредба со другите светилки во групата. На пример, Сонцето припаѓа на класата G2.

Визуелни белци

Така, класите на ѕвезди од B до F може да изгледаат бели од Земјата. И само предметите кои припаѓаат на А-типот всушност ја имаат оваа боја. Така, ѕвездата Саиф (соѕвездието Орион) и Алгол (бета Персеј) ќе изгледаат бели за набљудувач кој не е вооружен со телескоп. Тие припаѓаат на спектралната класа Б. Нивната вистинска боја е сино-бела. Исто така, Митрак и Прокион, најсјајните ѕвезди во небесните обрасци Персеј и Мала Куче, изгледаат бели. Сепак, нивната вистинска боја е поблиску до жолта (одделение F).

Зошто ѕвездите се бели за набљудувачот на земјата? Бојата е искривена поради огромното растојание што ја дели нашата планета од таквите објекти, како и обемните облаци од прашина и гас кои често се наоѓаат во вселената.

Класа А

Белите ѕвезди не се карактеризираат со толку висока температура како претставници на класата О и Б. Нивната фотосфера се загрева до 7,5-10 илјади Келвини. Ѕвездите од спектрална класа А се многу поголеми од Сонцето. Нивната сјајност е исто така поголема - околу 80 пати.

Спектрите на ѕвездите А покажуваат силни водородни линии од серијата Балмер. Линиите на другите елементи се значително послаби, но тие стануваат позначајни како што преминуваме од подкласата A0 во A9. Гигантите и суперџиновите кои припаѓаат на спектралната класа А се карактеризираат со малку помалку изразени водородни линии од ѕвездите од главната низа. Во случајот на овие светилки, линиите на тешки метали стануваат позабележителни.

Многу чудни ѕвезди припаѓаат на спектралната класа А. Овој термин се однесува на светилки кои имаат забележителни карактеристики во нивниот спектар и физички параметри, што ја отежнува нивната класификација. На пример, доста ретки ѕвезди како Ламбда Воловар се карактеризираат со недостаток на тешки метали и многу бавна ротација. Необични светилници, исто така, вклучуваат бели џуџиња.

Класата А вклучува такви светли објекти на ноќното небо како Сириус, Менкалинан, Алиот, Кастор и други. Ајде да ги запознаеме подобро.

Алфа Канис Мајорис

Сириус е најсветлата, иако не и најблиската ѕвезда на небото. Растојанието до него е 8,6 светлосни години. За набљудувач на Земјата, таа изгледа толку светла бидејќи има импресивна големина, а сепак не е толку далеку како многу други големи и светли објекти. Најблиска ѕвезда до Сонцето е Сириус, кој е на петтото место на оваа листа.

Се однесува на и е систем од две компоненти. Сириус А и Сириус Б се разделени со растојание од 20 астрономски единици и ротираат со период од нешто помалку од 50 години. Првата компонента на системот, ѕвезда од главната низа, припаѓа на спектралната класа А1. Неговата маса е двојно поголема од Сонцето, а радиусот му е 1,7 пати. Ова е она што може да се забележи со голо око од Земјата.

Втората компонента на системот е бело џуџе. Ѕвездата Сириус Б е речиси еднаква по маса со нашата ѕвезда, што не е типично за такви објекти. Обично, белите џуџиња се карактеризираат со маса од 0,6-0,7 соларни. Во исто време, димензиите на Сириус Б се блиски до оние на Земјата. Се верува дека фазата на бело џуџе започнала за оваа ѕвезда пред приближно 120 милиони години. Кога Сириус Б се наоѓал на главната низа, веројатно била ѕвезда со маса од 5 соларни маси и припаѓала на спектралната класа Б.

Сириус А, според научниците, ќе се пресели во следната фаза на еволуција за околу 660 милиони години. Потоа ќе се претвори во црвен џин, а малку подоцна - во бело џуџе, како неговиот придружник.

Алфа орел

Како Сириус, многу од белите ѕвезди, чии имиња се дадени подолу, им се добро познати не само на луѓето заинтересирани за астрономија поради нивната сјајност и честото спомнување на страниците на научно-фантастичната литература. Алтаир е еден од овие светилници. Алфа орел се наоѓа, на пример, кај Стивен Кинг. Оваа ѕвезда е јасно видлива на ноќното небо поради нејзината светлина и релативно блиската локација. Растојанието што ги дели Сонцето и Алтаир е 16,8 светлосни години. Од ѕвездите од спектралната класа А, само Сириус е поблиску до нас.

Алтаир е 1,8 пати помасивен од Сонцето. Неговата карактеристика е многу брзо ротирање. Ѕвездата комплетира едно вртење околу својата оска за помалку од девет часа. Брзината на ротација во близина на екваторот е 286 km/s. Како резултат на тоа, „пргавиот“ Алтаир ќе биде срамнет од столбовите. Покрај тоа, поради елипсовидниот облик, температурата и осветленоста на ѕвездата се намалуваат од половите до екваторот. Овој ефект се нарекува „гравитациско затемнување“.

Друга карактеристика на Altair е тоа што неговиот сјај се менува со текот на времето. Припаѓа на променливите од типот Scuti delta.

Алфа лира

Вега е најпроучена ѕвезда после Сонцето. Алфа лира е првата ѕвезда на која и е одреден спектарот. Таа стана втората светилка по Сонцето, фатена на фотографијата. Вега исто така беше една од првите ѕвезди до кои научниците го мереле растојанието користејќи го методот на парлакс. Долг период, осветленоста на ѕвездата се земаше како 0 при одредување на величините на другите објекти.

Алфа лира е добро позната и на аматерите астрономи и на обичните набљудувачи. Таа е петта најсветла меѓу ѕвездите и е вклучена во астеризмот на летниот триаголник заедно со Алтаир и Денеб.

Растојанието од Сонцето до Вега е 25,3 светлосни години. Нејзиниот екваторијален радиус и маса се 2,78 и 2,3 пати поголеми од сличните параметри на нашата ѕвезда, соодветно. Обликот на ѕвездата е далеку од совршена сфера. Дијаметарот на екваторот е значително поголем отколку на половите. Причината е огромната брзина на ротација. На екваторот достигнува 274 km/s (за Сонцето овој параметар е нешто повеќе од два километри во секунда).

Една од карактеристиките на Вега е дискот со прашина што го опкружува. Се верува дека настанал како резултат на голем број судири на комети и метеорити. Дискот од прашина се ротира околу ѕвездата и се загрева со неговото зрачење. Како резултат на тоа, се зголемува интензитетот на инфрацрвеното зрачење на Вега. Не така одамна, беа откриени асиметрии во дискот. Веројатно објаснување е дека ѕвездата има барем една планета.

Алфа Близнаци

Вториот најсветлен објект во соѕвездието Близнаци е Кастор. Тој, како и претходните светилки, припаѓа на спектралната класа А. Кастор е една од најсветлите ѕвезди на ноќното небо. На соодветната листа се наоѓа на 23 место.

Castor е повеќекратен систем кој се состои од шест компоненти. Двата главни елементи (Castor A и Castor B) ротираат околу заеднички центар на маса со период од 350 години. Секоја од двете ѕвезди е спектрален бинарен. Компонентите Castor A и Castor B се помалку светли и веројатно припаѓаат на спектралната класа М.

Castor S не беше веднаш поврзан со системот. Првично беше означена како независна ѕвезда YY Близнаци. Во процесот на проучување на оваа област на небото, стана познато дека оваа светилка е физички поврзана со системот Кастор. Ѕвездата ротира околу центар на маса заеднички за сите компоненти со период од неколку десетици илјади години и исто така е спектрален бинарен.

Beta Aurigae

Небесната шема на Аурига вклучува приближно 150 „точки“, многу од нив бели ѕвезди. Имињата на светилниците ќе му кажат малку на човек далеку од астрономијата, но тоа не ја намалува нивната важност за науката. Најсветлиот објект во небесната шема, кој припаѓа на спектралната класа А, е Mencalinan или бета Aurigae. Името на ѕвездата преведено од арапски значи „рамо на сопственикот на уздите“.

Менкалинан е троен систем. Нејзините две компоненти се подгиганти од спектрална класа А. Светлината на секоја од нив ја надминува онаа на Сонцето за 48 пати. Тие се разделени со растојание од 0,08 астрономски единици. Третата компонента е црвено џуџе, оддалечено 330 AU од парот. д.

Ипсилон Голема Мечка

Најсветлата „точка“ во можеби најпознатото соѕвездие на северното небо (Голема Мечка) е Алиот, исто така класифицирана како класа А. Привидна величина - 1,76. Ѕвездата го зазема 33-то место на листата на најсветли светилници. Алиот е вклучен во астеризмот на Големата Мечка и се наоѓа поблиску од другите светилки до садот.

Спектарот на Алиот се карактеризира со необични линии кои флуктуираат со период од 5,1 дена. Се претпоставува дека карактеристиките се поврзани со влијанието на магнетното поле на ѕвездата. Спектралните флуктуации, според најновите податоци, може да настанат поради непосредна близина на космичко тело со маса од речиси 15 пати поголема од масата на Јупитер. Дали ова е вистина сè уште е мистерија. Астрономите се обидуваат да го разберат, како и другите мистерии на ѕвездите, секој ден.

Бели џуџиња

Приказната за белите ѕвезди ќе биде нецелосна без да се спомене таа фаза од еволуцијата на светилките, која е означена како „бело џуџе“. Ваквите објекти го добија своето име поради фактот што првите откриени припаѓаа на спектралната класа А. Тоа беа Сириус Б и 40 Еридани Б. Денес, белите џуџиња се нарекуваат една од опциите за последната фаза од животот на ѕвездата.

Дозволете ни да се задржиме подетално на животниот циклус на светилките.

Ѕвездена еволуција

Ѕвездите не се раѓаат преку ноќ: секоја од нив поминува низ неколку фази. Прво, облакот од гас и прашина почнува да се собира под влијание на своето полека добива облик на топка, додека гравитационата енергија се претвора во топлина - температурата на објектот се зголемува. Во моментот кога ќе достигне вредност од 20 милиони Келвини, започнува реакцијата на нуклеарна фузија. Оваа фаза се смета за почеток на животот на полноправна ѕвезда.

Светлините го поминуваат поголемиот дел од своето време на главната низа. Во нивните длабочини постојано се случуваат реакции на водородниот циклус. Температурата на ѕвездите може да варира. Кога целиот водород во јадрото ќе истече, започнува нова фаза на еволуција. Сега хелиумот станува гориво. Во исто време, ѕвездата почнува да се шири. Неговата сјајност се зголемува, а температурата на површината, напротив, се намалува. Ѕвездата ја напушта главната низа и станува црвен џин.

Масата на јадрото на хелиумот постепено се зголемува и почнува да се компресира под сопствената тежина. Етапата на црвениот гигант завршува многу побрзо од претходната. Патот по кој ќе оди понатамошната еволуција зависи од почетната маса на објектот. Ѕвездите со мала маса на сцената на црвениот џин почнуваат да се надувуваат. Како резултат на овој процес, предметот ги фрла своите школки. Се формира и голото јадро на ѕвездата. Во таквото јадро беа завршени сите реакции на фузија. Се нарекува хелиумско бело џуџе. Помасивни црвени џинови (до одреден степен) еволуираат во бели џуџиња базирани на јаглерод. Нивните јадра содржат елементи потешки од хелиумот.

Карактеристики

Белите џуџиња се тела кои обично се многу блиску по маса до Сонцето. Покрај тоа, нивната големина одговара на онаа на земјата. Колосалната густина на овие космички тела и процесите што се случуваат во нивните длабочини се необјасниви од гледна точка на класичната физика. Квантната механика помогна да се откријат тајните на ѕвездите.

Материјата на белите џуџиња е електронско-нуклеарна плазма. Речиси е невозможно да се изгради дури и во лабораторија. Затоа, многу карактеристики на таквите објекти остануваат нејасни.

Дури и да ги проучувате ѕвездите цела ноќ, нема да можете да откриете барем едно бело џуџе без специјална опрема. Нивната сјајност е значително помала од онаа на сонцето. Според научниците, белите џуџиња сочинуваат приближно 3 до 10% од сите објекти во Галаксијата. Сепак, до денес се пронајдени само оние од нив кои се наоѓаат на растојание од 200-300 парсеци од Земјата.

Белите џуџиња продолжуваат да се развиваат. Веднаш по формирањето, тие имаат висока површинска температура, но брзо се ладат. Неколку десетици милијарди години по формирањето, според теоријата, белото џуџе се претвора во црно џуџе - тело кое не испушта видлива светлина.

За набљудувач, бела, црвена или сина ѕвезда првенствено се разликува по боја. Астрономот гледа подлабоко. Бојата веднаш кажува многу за температурата, големината и масата на објектот. Сина или светло сина ѕвезда е џиновска топла топка, во сите погледи далеку пред Сонцето. Белите светилки, чии примери се опишани во статијата, се нешто помали. Ѕвездените броеви во различни каталози исто така им кажуваат на професионалците многу, но не сè. Голем број информации за животот на далечните вселенски објекти или сè уште не се објаснети или остануваат неоткриени.

Релативно светлите и масивни светилки се прилично лесно да се видат со голо око, но има многу повеќе џуџести ѕвезди во Галаксијата, кои се видливи само преку моќни телескопи, дури и ако се наоѓаат блиску до Сончевиот систем. Меѓу нив има и скромни долговечни црвени џуџиња, кафеави џуџиња кои не го достигнале целосниот ѕвезден статус и пензионирани бели џуџиња, кои постепено се претвораат во црни. Фотографија над SPL/EAST NEWS

Судбината на ѕвездата целосно зависи од нејзината големина, поточно од нејзината маса. За подобро да ја замислиме масата на ѕвездата, можеме да го дадеме следниот пример. Ако на едната вага ставите 333 илјади земни глобуси, а на другата Сонцето, тие ќе се балансираат меѓу себе. Во светот на ѕвездите, нашето Сонце е просечно. Таа е 100 пати помала маса од најголемите ѕвезди и 20 пати поголема од најлесните. Се чини дека опсегот е мал: приближно ист како од кит (15 тони) до мачка (4 килограми). Но, ѕвездите не се цицачи, нивните физички својства многу посилно зависат од масата. Само споредете ја температурата: за кит и мачка таа е речиси иста, но за ѕвездите се разликува десет пати: од 2000 Келвини за џуџиња до 50.000 за масивни ѕвезди. Уште посилно - моќта на нивното зрачење се разликува милијарди пати. Затоа лесно забележуваме далечни џиновски ѕвезди на небото, но џуџиња не гледаме дури ни во близина на Сонцето.

Но, кога беа извршени внимателни пресметки, се покажа дека распространетоста на џинови и џуџиња во Галаксијата е многу слична на ситуацијата со китовите и мачките на Земјата. Во биосферата постои правило: колку е помал организмот, толку повеќе негови поединци има во природата. Излегува дека тоа важи и за ѕвездите, но аналогијата не е толку лесно да се објасни. Во жива природа функционираат синџирите на исхрана: големите ги јадат малите. Ако има повеќе лисици во шумата од зајаци, што би јаделе овие лисици? Сепак, ѕвездите генерално не се јадат една со друга. Тогаш зошто има помалку џиновски ѕвезди од џуџиња? Астрономите веќе знаат половина одговор на ова прашање.

Факт е дека животот на масивна ѕвезда е илјадници пати пократок од оној на џуџеста ѕвезда. За да го задржат сопственото тело од гравитациски колапс, тешките ѕвезди треба да се загреат до висока температура - стотици милиони степени во центарот. Во нив многу интензивно се случуваат термонуклеарни реакции, што доведува до колосална моќ на зрачење и брзо согорување на „горивото“. Масивна ѕвезда ја троши сета своја енергија за неколку милиони години, додека штедливите џуџиња, кои полека тлеат, ја протегаат својата термонуклеарна старост десетици или повеќе милијарди години. Значи, без разлика кога се родило џуџето, тој сè уште е жив, бидејќи староста на Галаксијата е само околу 13 милијарди години. Но, масивните ѕвезди кои се родени пред повеќе од 10 милиони години одамна умреле.

Сепак, ова е само половина од одговорот на прашањето зошто гигантите се толку ретки во вселената. А другата половина е дека масивните ѕвезди се раѓаат многу поретко од џуџестите. На секои сто новородени ѕвезди како нашето Сонце, се појавува само една ѕвезда со маса 10 пати поголема од онаа на Сонцето. Астрофизичарите сè уште не ја сфатиле причината за оваа „еколошка шема“.

Дегенерирани ѕвезди

Вообичаено, за време на формирањето на ѕвездата, нејзината гравитациска компресија продолжува се додека густината и температурата во центарот не ги достигнат вредностите неопходни за активирање на термонуклеарни реакции, а потоа, поради ослободувањето на нуклеарната енергија, притисокот на гасот ја балансира сопствената гравитациска привлечност. Масивните ѕвезди имаат повисоки температури и реакциите започнуваат со релативно мала густина на материјата, но колку е помала масата, толку е поголема „густината на палење“. На пример, во центарот на Сонцето плазмата е компресирана на 150 грама на кубен сантиметар. Меѓутоа, со стотици пати поголема густина, материјата почнува да се спротивставува на притисокот без оглед на зголемувањето на температурата, и како резултат на тоа, компресирањето на ѕвездата престанува пред излезната енергија во термонуклеарните реакции да стане значајна. Причината за запирање на компресијата е квантен механички ефект, кој физичарите го нарекуваат притисок на дегенериран електронски гас.

Факт е дека електроните се вид на честички што го почитуваат таканаречениот „Паули принцип“, основан од физичарот Волфганг Паули во 1925 година. Овој принцип вели дека идентичните честички, како што се електроните, не можат да бидат во иста состојба во исто време. Ова е причината зошто електроните во атомот се движат во различни орбити. Во внатрешноста на ѕвездата нема атоми: при висока густина тие се дробат и постои едно „електронско море“. За него, принципот на Паули звучи вака: електроните лоцирани во близина не можат да имаат иста брзина. Ако еден електрон мирува, друг мора да се движи, а третиот мора да се движи уште побрзо, итн. Физичарите оваа состојба на електронскиот гас ја нарекуваат дегенерација.

Дури и ако една мала ѕвезда го изгорела целото свое термонуклеарно гориво и го изгубила својот извор на енергија, нејзината контракција може да се запре со притисокот на дегенерираниот електронски гас. Колку и да се лади супстанцијата, при висока густина движењето на електроните нема да запре, што значи дека притисокот на супстанцијата ќе се спротивстави на компресија без оглед на температурата: колку е поголема густината, толку е поголем притисокот. Контракцијата на ѕвезда што умира со маса еднаква на Сонцето ќе престане кога ќе се намали приближно до големината на Земјата, односно 100 пати, а густината на нејзината супстанција ќе стане милион пати поголема од густината на водата. Така се формираат белите џуџиња. Ѕвезда со помала маса престанува да се собира со помала густина бидејќи нејзината гравитациона сила не е толку силна. Многу мала неуспешна ѕвезда може да дегенерира и да престане да се собира дури и пред температурата во нејзините длабочини да се искачи на прагот на „термонуклеарно палење“. Таквото тело никогаш нема да стане вистинска ѕвезда.

Недостасува врска

До неодамна, постоеше голема дупка во класификацијата на астрономските објекти: најмалите познати ѕвезди беа 10 пати полесни од Сонцето, а најмасивната планета, Јупитер, беше 1000 пати полесна. Дали има посредни објекти во природата - не ѕвезди или планети со маса од 1/1000 до 1/10 сончево? Како треба да изгледа оваа „алка што недостасува“? Дали може да се открие? Овие прашања долго ги загрижуваа астрономите, но одговорот почна да се појавува дури во средината на 1990-тите, кога програмите за пребарување на планети надвор од Сончевиот систем ги дадоа првите плодови. Џиновски планети се откриени во орбитата околу неколку ѕвезди слични на Сонцето, сите помасивни од Јупитер. Масовниот јаз меѓу ѕвездите и планетите почна да се намалува. Но, дали е можна врска и каде да се повлече границата помеѓу ѕвезда и планета?

До неодамна се чинеше дека тоа е прилично едноставно: ѕвездата сјае со сопствената светлина, а планетата со рефлектираната светлина. Според тоа, во категоријата планети спаѓаат оние објекти во чии длабочини не се случиле реакции на термонуклеарна фузија во текот на целото нивно постоење. Ако, во некоја фаза од еволуцијата, нивната моќ била споредлива со нивната сјајност (т.е. термонуклеарните реакции служеле како главен извор на енергија), тогаш таков објект е достоен да се нарече ѕвезда. Но, се покажа дека може да има посредни објекти во кои се случуваат термонуклеарни реакции, но никогаш не служат како главен извор на енергија. Откриени се во 1996 година, но долго пред тоа биле наречени кафени џуџиња. На откривањето на овие чудни предмети му претходела триесетгодишна потрага, која започнала со извонредно теоретско предвидување.

Во 1963 година, младиот американски астрофизичар од индиско потекло, Шив Кумар, пресметал модели на ѕвезди со најниска маса и открил дека ако масата на космичкото тело надминува 7,5% од Сонцето, тогаш температурата во неговото јадро достигнува неколку милиони степени и Во него започнуваат термонуклеарни реакции на претворање на водородот во хелиум. Со помала маса, компресијата престанува пред температурата во центарот да ја достигне вредноста неопходна за да се појави реакција на фузија на хелиум. Оттогаш, оваа вредност на критична маса се нарекува „граница за палење на водород“ или граница на Кумара. Колку ѕвездата е поблиску до оваа граница, толку побавни нуклеарни реакции се случуваат во неа. На пример, со маса од 8% од Сонцето, ѕвездата ќе „тлее“ околу 6 трилиони години - 400 пати повеќе од сегашната возраст на Универзумот! Значи, без разлика во која ера се родени ваквите ѕвезди, сите тие се уште се во зародиш.

Меѓутоа, во животот на помалку масивни објекти постои кратка епизода кога тие личат на нормална ѕвезда. Станува збор за тела со маса од 1% до 7% од масата на Сонцето, односно од 13 до 75 маси на Јупитер. За време на периодот на формирање, компресирање под влијание на гравитацијата, тие се загреваат и почнуваат да светат со инфрацрвена, па дури и малку црвена видлива светлина. Нивната површинска температура може да се искачи до 2500 Келвини, а во нивните длабочини да надмине 1 милион Келвини. Ова е доволно за да започне реакцијата на термонуклеарната фузија на хелиум, но не од обичен водород, туку од многу редок тежок изотоп - деутериум, а не обичен хелиум, туку лесен изотоп хелиум-3. Бидејќи има многу малку деутериум во космичката материја, сето тоа брзо согорува, без да обезбеди значителен излез на енергија. Тоа е исто како да фрлите лист хартија во оган за ладење: тој веднаш ќе изгори, но нема да дава никаква топлина. „Мртвородената“ ѕвезда не може повеќе да се загрева - нејзината компресија престанува под влијание на внатрешниот притисок на дегенерираниот гас. Лишено од извори на топлина, последователно само се лади, како обична планета. Затоа, овие неуспешни ѕвезди можат да се забележат само во нивната кратка младост, додека се топли. Тие не се предодредени да постигнат стационарен режим на термонуклеарно согорување.

Најблиските соседи

Од неколкуте илјади ѕвезди видливи на небото со голо око, само неколку стотини се достојни за нивните имиња. Се чини дека нема ништо да се каже за слаби светилки, едвај видливи дури и преку телескоп. Но, не! Во книгите за астрономија често се спомнуваат објекти како Проксима Кентаур, Летечката ѕвезда на Барнард, ѕвездите на Каптејн, Пржибилски, ван Маанен, Лојтен... Тие обично се именувани по астрономите кои ги проучувале. Овие имиња беа воспоставени во науката на ист начин како и Петривата чинија или рендген - спонтано, без никакви формални одлуки, едноставно како форма на препознавање на заслугите на научниците. А она што е љубопитно е дека речиси сите ѕвезди кои носат имиња на научници се покажаа како незабележливи, многу мали и слаби.

Зошто астрономите толку ги привлекуваат овие мали ѕвезди? Пред сè, затоа што нашето Сонце е едно од нив. Врз основа на севкупноста на неговите својства, може да се класифицира како големо џуџе. Затоа, проучувајќи го животот на малите ѕвезди, се обидуваме да го разбереме неговото минато и иднина. Покрај тоа, џуџестите ѕвезди се нашите најблиски соседи. И ова не е изненадувачки, бидејќи во Галаксијата има повеќе бебиња. Проксима во соѕвездието Кентаур се наоѓа четири светлосни години од нас - поблиску од сите други ѕвезди, како што е наведено со неговото име (латински проксима - „најблиску“). Но, и покрај неговата близина, таа е видлива само преку телескоп. И ова не е изненадувачки, бидејќи неговата оптичка осветленост е 18 илјади пати помала од сонцето. По големина е само 1,5 пати поголем од Јупитер, а неговата површинска температура е околу 3000 К - половина од онаа на Сонцето. Проксима е 7 пати полесна од Сонцето и е многу блиску до границата Кумара - долната граница на ѕвездените маси. Едвај е способен да одржува термонуклеарни реакции во своите длабочини.

Малку подалеку од Проксима, но во гравитациска врска со неа е двојната ѕвезда Алфа Кентаур. И двете негови компоненти се речиси точни копии на нашето Сонце. Точно, тие се околу 200 милиони години постари, што значи дека со нивното проучување ја предвидуваме иднината на Сонцето милиони години однапред.

Подалечната иднина на Сонцето е претставена, на пример, со ѕвездата на Ван Маанен - ​​ова е најблиското единечно бело џуџе до нас, остаток од ѕвезда што некогаш била слична на Сонцето. По 6-7 милијарди години, нашата ѕвезда е предодредена за истата судбина: откако ги отфрли своите надворешни слоеви, се намали до големината на земјината топка, претворајќи се во супер-густо ладење „гареж“ на ѕвезда - прво бело од висока температура, потоа постепено црвенило и на крај речиси невидливо ладно црно џуџе. Друга „именувана“ ѕвезда, која во астрономските статии се појавува како „објект Сакураи“, кажува како ќе се случи оваа трансформација. Јапонскиот ентузијаст за астрономија Јукио Сакураи го открил на 20 февруари 1996 година, кога неговата осветленост нагло се зголемила. На почетокот се чинеше дека ова е обично младо бело џуџе, но во текот на шест месеци отече стотици пати, демонстрирајќи ги „смртните конвулзии“ на ѕвезда што ги согорува последните капки од своето нуклеарно гориво. Астрономите ова го нарекуваат експлозија на хелиум. Ако им верувате на калкулациите, тогаш уште неколку вакви испади, а џуџето нека се смири засекогаш.

Откривање на „мртвородените“ ѕвезди

Физичарите се сигурни дека она што не е забрането со законите за заштита е дозволено. Астрономите на ова додаваат: природата е побогата од нашата имагинација. Ако Шив Кумар можеше да излезе со кафени џуџиња, тогаш се чини дека природата нема да има потешкотии да ги создаде. Бесплодната потрага по овие слаби светилници продолжи три децении. Се повеќе и повеќе истражувачи беа вклучени во работата. Дури и теоретичарот Кумар се држел за телескопот со надеж дека ќе ги најде предметите што ги открил на хартија. Неговата идеја беше едноставна: откривањето на едно кафеаво џуџе е многу тешко, бидејќи е неопходно не само да се открие неговото зрачење, туку и да се докаже дека тоа не е далечна џиновска ѕвезда со студена (по ѕвездени стандарди) атмосфера или дури и галаксија. опкружен со прашина на работ на Универзумот. Најтешката работа во астрономијата е да се одреди растојанието до некој објект. Затоа, треба да барате џуџиња во близина на нормални ѕвезди, чии растојанија се веќе познати. Но, светлата ѕвезда ќе го заслепи телескопот и нема да ви дозволи да го видите слабото џуџе. Затоа, треба да ги барате во близина на други џуџиња! На пример, со црвени - ѕвезди со екстремно мала маса, или бели - ладење остатоци од нормални ѕвезди. Во 1980-тите, пребарувањата на Кумар и други астрономи не дадоа резултати. Иако имало извештаи за откривање на кафени џуџиња повеќе од еднаш, деталните истражувања секој пат покажуваат дека станува збор за мали ѕвезди. Сепак, идејата за пребарување беше точна и една деценија подоцна успеа.

Во 1990-тите, астрономите набавија нови чувствителни детектори за радијација - CCD матрици и големи телескопи со дијаметар до 10 метри со адаптивна оптика, кои ги компензираат изобличувањата воведени од атмосферата и им овозможуваат да примаат слики од површината на Земјата речиси исто толку јасни како од вселената. Ова веднаш вродило со плод: откриени се екстремно слаби црвени џуџиња, кои буквално се граничат со кафеави.

И првото кафеаво џуџе беше пронајдено во 1995 година од група астрономи предводени од Рафаел Реболо од Институтот за астрофизика на Канарските Острови. Со помош на телескоп на островот Ла Палма, тие пронајдоа објект во ѕвезденото јато Плејади, кое го нарекоа Teide Pleiades 1, позајмувајќи го името од вулканот Пико де Теиде на островот Тенерифе. Навистина, некои сомнежи за природата на овој објект останаа, и додека шпанските астрономи докажуваа дека тоа навистина е кафеаво џуџе, нивните американски колеги го објавија нивното откритие истата година. Тимот предводен од Тадаши Накаџима од телескопите на опсерваторијата Паломар откри на растојание од 19 светлосни години од Земјата во соѕвездието Харе, веднаш до многу малата и студена ѕвезда Gliese 229, нејзиниот уште помал и постуден придружник Gliese 229B. Неговата површинска температура е само 1000 К, а моќта на зрачење е 160 илјади пати помала од сонцето.

Неѕвездената природа на Gliese 229B конечно беше потврдена во 1997 година со таканаречениот литиумски тест. Во нормалните ѕвезди, мала количина на литиум, зачувана од ерата на раѓањето на Универзумот, брзо согорува во термонуклеарни реакции. Сепак, кафените џуџиња не се доволно жешки за ова. Кога беше откриен литиумот во атмосферата на Глизе 229Б, тој стана првото „дефинитивно“ кафеаво џуџе. Има речиси иста големина како Јупитер, а неговата маса се проценува на 3-6% од масата на Сонцето. Тој орбитира околу својот помасивен придружник Gliese 229A во орбита од околу 40 AU (како Плутон околу Сонцето).

Брзо стана јасно дека ниту најголемите телескопи не се погодни за пребарување на „неуспешни ѕвезди“. Првите единечни кафени џуџиња беа откриени со помош на обичен телескоп за време на систематски прегледи на небото. На пример, објектот Келу-1 во соѕвездието Хидра е откриен како дел од долгорочната програма за пребарување на џуџести ѕвезди во близина на Сонцето, која започна во Европската јужна опсерваторија во Чиле уште во 1987 година. Користејќи го 1-метарскиот телескоп Шмит, астрономот од Универзитетот во Чиле, Марија Тереза ​​Руиз, редовно фотографира одредени области на небото многу години, а потоа споредува слики направени во интервали од години. Меѓу стотиците илјади слаби ѕвезди, таа ги бара оние што се значително поместени во однос на другите - ова е непогрешлив знак на блиските светилки. На овој начин Марија Руиз веќе откри десетици бели џуџиња, а во 1997 година конечно наиде на кафено. Неговиот тип беше одреден од спектарот, кој ги содржеше линиите на литиум и метан. Марија Руиз го нарече Келу-1: на јазикот на народот Мапуче кој некогаш го населувал централниот дел на Чиле, „келу“ значи црвено. Се наоѓа на околу 30 светлосни години од Сонцето и не е поврзан со ниту една ѕвезда.

Сите овие откритија, направени во 1995-1997 година, станаа прототипови на нова класа на астрономски објекти, кои заземаа место меѓу ѕвездите и планетите. Како што обично се случува во астрономијата, првите откритија веднаш беа проследени со нови. Во последниве години, многу џуџиња беа откриени за време на рутински инфрацрвени истражувања на небото 2MASS и DENIS.

Како да те викаме сега?

Кумар ги нарече неуспешните ѕвезди откриени „на врвот на неговото перо“ „црни џуџиња“, но бидејќи тие не можеа да се откријат долго време, новиот термин беше заборавен (сега во популарната научна литература вака се нарекуваат изладените бели џуџиња ). Во средината на 1970-тите, кога астрономите почнаа да бараат невидлива скриена маса (сега наречена темна материја) која се манифестира само преку гравитацијата, сомнежот падна на бледите џуџести објекти предвидени од Кумар. Почнаа да се појавуваат нови идеи за нивно именување. Со оглед на тоа дека тие не се целосно црни, Крис Дејвидсон од Универзитетот во Минесота го измислил терминот „инфрацрвени џуџиња“ Други астрономи се обиделе да ги наречат „црвени џуџиња“, но во 1975 година, дипломиран студент Џил Тартер од Универзитетот во Беркли го измислил терминот кафеави. џуџе, и тој се вкорени. На руски беше преведен како „кафеаво џуџе“, подоцна се појави варијантата „кафеаво џуџе“, иако во реалноста овие објекти имаат инфрацрвена боја и можеби би било попрецизно кафеавото да се преведе како „темно“ или „темно“. Но, доцна е: во нашата научна литература тие се нарекуваат „кафеави џуџиња“, а во популарната наука има и „кафеави“.

Ѕвездена прашина

Набргу по нивното откритие, кафеавите џуџиња ги принудија астрономите да направат прилагодувања на спектралната класификација на ѕвездите што беше воспоставена пред неколку децении. Оптичкиот спектар на ѕвездата е нејзиното лице, поточно нејзиниот пасош. Положбата и интензитетот на линиите во спектарот првенствено укажуваат на температурата на површината, како и други параметри, особено хемискиот состав, густината на гасот во атмосферата, јачината на магнетното поле итн. Пред околу 100 години, астрономите развија класификација на ѕвездените спектри, означувајќи ја секоја класа буква од латиницата. Нивниот редослед беше ревидиран многу пати, преуредувајќи, отстранувајќи и додавајќи букви, сè додека не се појави општо прифатена шема која им служеше на астрономите беспрекорно многу децении. Во традиционалната форма, низата на спектрални класи изгледа вака: O-B-A-F-G-K-M. Температурата на површината на ѕвездите од класа О до класа М се намалува од 100.000 на 2000 К. Студентите по англиска астрономија дури дошле до мнемоничко правило за запомнување на редоследот на буквите: „О! Биди убава девојка, бакни ме! И на крајот на векот, оваа класична серија мораше да се продолжи за две букви одеднаш. Се покажа дека прашината игра многу важна улога во формирањето на спектрите на екстремно студените ѕвезди и подѕвезди.

На површината на повеќето ѕвезди, поради високата температура, не може да постојат молекули. Сепак, најстудените ѕвезди од класата М (со температури под 3000 К) покажуваат силни апсорпциони појаси на титаниум и ванадиум оксиди (TiO, VO) во нивните спектри. Секако, овие молекуларни линии се очекуваше да бидат уште посилни кај уште поладните кафени џуџиња. Во истата 1997 година, кафеав придружник GD 165B беше откриен во близина на белото џуџе GD 165, со температура на површината од 1900 K и сјајност од 0,01% сончева светлина. Ги воодушеви истражувачите со фактот дека, за разлика од другите кул ѕвезди, нема бендови за апсорпција на TiO и VO, поради што го добија прекарот „чудна ѕвезда“. Спектрите на другите кафеави џуџиња со температури под 2000 К се покажаа исти Како што покажаа пресметките, молекулите на TiO и VO во нивните атмосфери се кондензираат во цврсти честички - зрна прашина и повеќе не се манифестираат во спектарот, како што е типично. за молекули на гас.

За да се објасни оваа карактеристика, Дејви Киркпатрик од Калифорнискиот институт за технологија предложи следната година да се прошири традиционалната спектрална класификација со додавање класа L за инфрацрвени ѕвезди со мала маса, со температура на површината од 1500-2000 К. Повеќето објекти од класата L треба да бидат кафени џуџиња, иако многу стари ѕвезди со мала маса можат да се изладат и под 2000 К.

Продолжувајќи ги своите студии за L-џуџињата, астрономите открија уште повеќе егзотични објекти. Нивните спектри покажуваат силни апсорпциони ленти на вода, метан и молекуларен водород, поради што се нарекуваат „метански џуџиња“. Прототипот на оваа класа се смета за првото откриено кафеаво џуџе, Gliese 229B. Во 2000 година, Џејмс Либерт и неговите колеги од Универзитетот во Аризона идентификувале Т-џуџиња со температури од 1500-1000 К, па дури и малку пониски како посебна група. Кафеавите џуџиња поставуваат многу тешки и многу интересни прашања за астрономите. Колку е постудена атмосферата на ѕвездата, толку е потешко да се проучуваат и набљудувачите и теоретичарите. Присуството на прашина ја прави оваа задача уште потешка: кондензацијата на честичките не само што го менува составот на слободните хемиски елементи во атмосферата, туку влијае и на преносот на топлина и на обликот на спектарот. Конкретно, теоретските модели за сметководство на прашина предвиделе ефект на стаклена градина во горниот дел од атмосферата, што е потврдено со набљудувања. Покрај тоа, пресметките покажуваат дека по кондензацијата, зрната прашина почнуваат да тонат. Можно е да се формираат густи облаци од прашина на различни нивоа во атмосферата. Метеорологијата на кафените џуџиња можеби не е помалку разновидна од онаа на џиновските планети. Но, ако атмосферите на Јупитер и Сатурн можат внимателно да се проучат, тогаш циклоните на метан и бурите од прав од кафените џуџиња ќе треба да се дешифрираат само од нивните спектри.

Тајните на „полурасите“

Прашањата за потеклото и изобилството на кафените џуџиња сè уште остануваат отворени. Првите пресметки за нивниот број во млади ѕвездени јата како Плејадите покажуваат дека, во споредба со нормалните ѕвезди, вкупната маса на кафените џуџиња очигледно не е толку голема за да им се „припише“ целата скриена маса на Галаксијата. Но, овој заклучок допрва треба да се потврди.

Општо прифатената теорија за потеклото на ѕвездите не одговара на прашањето како се формираат кафените џуџиња. Објекти со толку мала маса би можеле да се формираат како џиновски планети во кружни ѕвездени дискови. Но, неколку единечни кафени џуџиња се откриени и тешко е да се замисли дека сите биле изгубени од нивните помасивни придружници набргу по раѓањето. Дополнително, неодамна беше откриена планета во орбитата околу едно од кафените џуџиња, што значи дека не била подложна на силно гравитациско влијание од соседите, во спротивно џуџето би ја изгубило.

Многу посебен пат за раѓање на кафеави џуџиња неодамна се појави во проучувањето на два блиски бинарни системи - LL Andromeda и EF Eridani. Во нив, помасивен придружник, бело џуџе, со својата гравитација ја влече материјата од помалку масивен придружник, таканаречената ѕвезда донор. Пресметките покажуваат дека првично во овие системи сателитите-донатори биле обични ѕвезди, но во текот на неколку милијарди години нивната маса паднала под граничната вредност и термонуклеарните реакции во нив изумреле. Сега, по изглед, ова се типични кафени џуџиња. Температурата на ѕвездата донор во системот LL Andromeda е околу 1300 K, а во системот EF Eridani е околу 1650 K. Нивната маса е само неколку десетици пати поголема од Јупитер, а метанските линии се видливи во нивните спектри. Колку нивната внатрешна структура и хемиски состав се слични со оние на „вистинските“ кафени џуџиња сè уште не е познато. Така, нормална ѕвезда со мала маса, која изгубила значителен дел од својата материја, може да стане кафеаво џуџе.

Астрономите беа во право кога тврдеа дека природата е поинвентивна од нашата имагинација. Кафеавите џуџиња, овие „ни ѕвезди, ниту планети“, веќе почнаа да приредуваат изненадувања. Како што се испостави неодамна, и покрај нивната студена природа, некои од нив се извори на радио, па дури и на рентген (!) зрачење. Така, во иднина, овој нов тип на вселенски објект ни ветува многу интересни откритија.

Во универзумот има многу различни ѕвезди. Големи и мали, топли и ладни, наполнети и ненаполнети. Во оваа статија ќе ги именуваме главните типови на ѕвезди, а исто така ќе дадеме детален опис на жолтите и белите џуџиња.

  1. Жолто џуџе. Жолтото џуџе е вид на мала ѕвезда од главната низа со маса од 0,8 до 1,2 соларни маси и температура на површината од 5000–6000 К. Видете подолу за повеќе информации за овој тип на ѕвезди.
  2. Црвениот џин. Црвениот џин е голема ѕвезда со црвеникава или портокалова боја. Формирањето на такви ѕвезди е можно и во фазата на формирање на ѕвезди и во подоцнежните фази од нивното постоење. Најголемиот од џиновите се претвора во црвени суперџинови. Ѕвездата наречена Бетелгез во соѕвездието Орион е највпечатлив пример за црвен суперџин.
  3. Бело џуџе. Бело џуџе е она што останува од обична ѕвезда со маса помала од 1,4 соларни маси откако ќе помине низ фазата на црвениот џин. Погледнете подолу за повеќе информации за овој тип на ѕвезди.
  4. Црвено џуџе. Црвените џуџиња се најчестите објекти од типот на ѕвезди во Универзумот. Проценките за нивниот број варираат од 70 до 90% од бројот на сите ѕвезди во галаксијата. Тие се сосема различни од другите ѕвезди.
  5. Кафеаво џуџе. Кафеаво џуџе - субѕвездени објекти (со маси кои се движат од околу 0,01 до 0,08 соларни маси, или, соодветно, од 12,57 до 80,35 маси на Јупитер и дијаметар приближно еднаков на дијаметарот на Јупитер), во чии длабочини, за разлика од главната низа ѕвезди, нема реакција на термонуклеарна фузија со конверзија на водород во хелиум.
  6. Субкафеави џуџиња. Подкафените џуџиња или кафеавите подџуџиња се ладни формации кои паѓаат под границата на масата на кафените џуџиња. Нивната маса е помала од приближно една стотинка од масата на Сонцето или, соодветно, 12,57 од масата на Јупитер, долната граница не е одредена. Тие генерално се сметаат за планети, иако научната заедница сè уште не дошла до конечен заклучок за тоа што се смета за планета, а што е под-кафеаво џуџе.
  7. Црно џуџе. Црните џуџиња се бели џуџиња кои се оладиле и, како резултат на тоа, не испуштаат во видливиот опсег. Ја претставува последната фаза од еволуцијата на белите џуџиња. Масите на црните џуџиња, како и масите на белите џуџиња, се ограничени над 1,4 соларни маси.
  8. Двојна ѕвезда. Двојна ѕвезда се две гравитациски врзани ѕвезди кои орбитираат околу заеднички центар на маса.
  9. Нова ѕвезда. Ѕвезди чија сјајност наеднаш се зголемува за 10.000 пати. Новата е бинарен систем кој се состои од бело џуџе и придружна ѕвезда сместена на главната низа. Во такви системи, гасот од ѕвездата постепено тече кон белото џуџе и периодично експлодира таму, предизвикувајќи излив на сјајност.
  10. Супернова. Супернова е ѕвезда која ја завршува својата еволуција во катастрофален експлозивен процес. Одблесокот во овој случај може да биде неколку реда на големина поголем отколку во случајот со нова. Таквата моќна експлозија е последица на процесите што се случуваат во ѕвездата во последната фаза од еволуцијата.
  11. Неутронска ѕвезда. Неутронските ѕвезди (НС) се ѕвездени формации со маси од редот на 1,5 соларни и големини значително помали од белите џуџиња, со дијаметар од околу 10-20 km. Тие се состојат главно од неутрални субатомски честички - неутрони, цврсто компресирани од гравитационите сили. Во нашата галаксија, според научниците, може да постојат од 100 милиони до 1 милијарда неутронски ѕвезди, односно некаде околу една на илјада обични ѕвезди.
  12. Пулсари. Пулсарите се космички извори на електромагнетно зрачење што доаѓа на Земјата во форма на периодични изливи (пулсирања). Според доминантниот астрофизички модел, пулсарите се ротирачки неутронски ѕвезди со магнетно поле кое е наклонето кон оската на ротација. Кога Земјата ќе падне во конусот формиран од ова зрачење, можно е да се открие пулсот на зрачење што се повторува во интервали еднакви на периодот на револуција на ѕвездата. Некои неутронски ѕвезди ротираат до 600 пати во секунда.
  13. Цефеиди. Цефеидите се класа на пулсирачки променливи ѕвезди со прилично прецизна врска период-светлина, именувана по ѕвездата Делта Цефеи. Еден од најпознатите Цефеиди е Поларис. Дадениот список на главните типови (типови) ѕвезди со нивните кратки карактеристики, се разбира, не ја исцрпува целата можна разновидност на ѕвезди во Универзумот.

Жолто џуџе

Наоѓајќи се во различни фази од нивниот еволутивен развој, ѕвездите се поделени на нормални ѕвезди, џуџести ѕвезди и џиновски ѕвезди. Нормалните ѕвезди се ѕвезди од главната низа. Овие, на пример, го вклучуваат нашето Сонце. Понекогаш се нарекуваат такви нормални ѕвезди жолти џуџиња.

Карактеристично

Денеска накратко ќе зборуваме за жолтите џуџиња, кои се нарекуваат и жолти ѕвезди. Жолтите џуџиња се типично ѕвезди со просечна маса, сјајност и површинска температура. Тие се ѕвезди од главната низа, кои лежат приближно во средината на дијаграмот Херцспрунг-Расел и следат поладни, помалку масивни црвени џуџиња.

Според спектралната класификација Морган-Кинан, жолтите џуџиња главно одговараат на класата на сјајност G, но во преодните варијации тие понекогаш одговараат на класата К (портокалови џуџиња) или класата F во случај на жолто-бели џуџиња.

Масата на жолтите џуџиња често се движи од 0,8 до 1,2 соларни маси. Покрај тоа, нивната површинска температура е во најголем дел од 5 до 6 илјади степени Келвини.

Најсветлиот и најпознат претставник на жолтите џуџиња е нашето Сонце.

Покрај Сонцето, меѓу жолтите џуџиња најблиску до Земјата вреди да се забележи:

  1. Две компоненти во тројниот систем Алфа Кентаур, меѓу кои Алфа Кентаур А е сличен по спектарот на сјајност со Сонцето, а Алфа Кентаур Б е типично џуџе од портокалова класа К Растојанието до двете компоненти е нешто повеќе од 4 светлосни години.
  2. Портокаловото џуџе е ѕвездата Ран, позната и како Епсилон Еридани, со класа на сјајност К. Астрономите процениле дека растојанието до Ран е околу 10 и пол светлосни години.
  3. Двојната ѕвезда 61 Лебед, која се наоѓа на нешто повеќе од 11 светлосни години од Земјата. Двете компоненти на 61 Cygni се типични портокалови џуџиња со класа на сјајност К.
  4. Ѕвездата слична на Сонцето Тау Цети, оддалечена од Земјата приближно 12 светлосни години, има спектар на сјајност G и интересен планетарен систем кој се состои од најмалку 5 егзопланети.

Образование

Еволуцијата на жолтите џуџиња е многу интересна. Животниот век на жолтото џуџе е приближно 10 милијарди години.

Како и повеќето ѕвезди, во нивните длабочини се случуваат интензивни термонуклеарни реакции, во кои главно водородот согорува во хелиум. По почетокот на реакциите кои вклучуваат хелиум во јадрото на ѕвездата, водородните реакции се повеќе се движат кон површината. Ова станува почетна точка во трансформацијата на жолто џуџе во црвен џин. Резултатот од таквата трансформација може да биде црвениот гигант Алдебаран.

Со текот на времето, површината на ѕвездата постепено ќе се олади, а надворешните слоеви ќе почнат да се шират. Во последните фази на еволуцијата, црвениот џин ја отфрла својата обвивка, која формира планетарна маглина, а неговото јадро ќе се претвори во бело џуџе, кое дополнително ќе се собира и лади.

Слична иднина го чека и нашето Сонце, кое сега е во средната фаза на својот развој. За околу 4 милијарди години, ќе почне да се трансформира во црвен џин, чија фотосфера, кога ќе се прошири, може да ги апсорбира не само Земјата и Марс, туку дури и Јупитер.

Животниот век на жолтото џуџе е во просек 10 милијарди години. Откако ќе изгори целата залиха на водород, ѕвездата се зголемува во големина многу пати и се претвора во црвен џин. повеќето планетарни маглини, а јадрото пропаѓа во мало, густо бело џуџе.

Бели џуџиња

Белите џуџиња се ѕвезди со голема маса (по редот на Сонцето) и мал радиус (радиусот на Земјата), кој е помал од границата Чандрасехар за избраната маса и се производ на еволуцијата на црвените џинови . Процесот на производство на термонуклеарна енергија во нив е запрен, што доведува до посебните својства на овие ѕвезди. Според различни проценки, во нашата Галаксија нивниот број се движи од 3 до 10% од вкупната ѕвездена популација.

Историја на откривање

Во 1844 година, германскиот астроном и математичар Фридрих Бесел, додека го набљудувал Сириус, открил мало отстапување на ѕвездата од праволиниското движење и направил претпоставка дека Сириус има невидлива масивна придружна ѕвезда.

Неговата претпоставка беше потврдена веќе во 1862 година, кога американскиот астроном и градител на телескопи Алван Греам Кларк, при прилагодување на најголемиот рефрактор во тоа време, откри слаба ѕвезда во близина на Сириус, која подоцна беше наречена Сириус Б.

Белото џуџе Сириус Б има мала осветленост, а гравитационото поле влијае на неговиот светлен придружник доста забележливо, што покажува дека оваа ѕвезда има исклучително мал радиус и значителна маса. Вака за прв пат е откриен вид на објект наречен бели џуџиња. Вториот сличен објект беше ѕвездата Маанен, која се наоѓа во соѕвездието Риби.

Како се формираат белите џуџиња?

Откако ќе изгори водородот во ѕвездата што старее, нејзиното јадро се собира и се загрева, што придонесува за проширување на нејзините надворешни слоеви. Ефективната температура на ѕвездата паѓа и таа станува црвен џин. Слабата обвивка на ѕвездата, многу слабо поврзана со јадрото, со текот на времето се распаѓа во вселената, течејќи до соседните планети, а на местото на црвениот џин останува многу компактна ѕвезда, наречена бело џуџе.

Долго време остана мистерија зошто белите џуџиња, кои имаат температура поголема од температурата на Сонцето, се мали во споредба со големината на Сонцето, сè додека не стана јасно дека густината на материјата во нив е исклучително висока (во 10 5 - 10 9 g/cm 3). Не постои стандардна врска маса-светлина за белите џуџиња, што ги разликува од другите ѕвезди. Огромна количина материја е „спакувана“ во исклучително мал волумен, поради што густината на белото џуџе е речиси 100 пати поголема од густината на водата.

Температурата на белите џуџиња останува речиси константна, и покрај отсуството на термонуклеарни реакции во нив. Што го објаснува ова? Поради силната компресија, електронските обвивки на атомите почнуваат да навлегуваат меѓу себе. Ова продолжува додека растојанието помеѓу јадрата не стане минимално, еднакво на радиусот на најмалата електронска обвивка.

Како резултат на јонизацијата, електроните почнуваат слободно да се движат во однос на јадрата, а материјата во внатрешноста на белото џуџе добива физички својства кои се карактеристични за металите. Во таква материја, енергијата се пренесува на површината на ѕвездата со електрони, чија брзина се зголемува како што се компресира: некои од нив се движат со брзина што одговара на температура од милион степени. Температурата на површината и внатре во белото џуџе може нагло да се разликува, што не доведува до промена на дијаметарот на ѕвездата. Овде можеме да направиме споредба со топовско ѓубре - додека се лади, не се намалува во волуменот.

Белото џуџе избледува исклучително бавно: во текот на стотици милиони години, интензитетот на зрачењето опаѓа за само 1%. Но, на крајот ќе мора да исчезне, претворајќи се во црно џуџе, што би можело да потрае трилиони години. Белите џуџиња добро може да се наречат уникатни објекти на универзумот. Никој сè уште не успеал да ги репродуцира условите во кои постојат во земните лаборатории.

Емисија на Х-зраци од белите џуџиња

Температурата на површината на младите бели џуџиња, изотропните јадра на ѕвездите по исфрлањето на нивните обвивки, е многу висока - повеќе од 2·10 5 К, но доста брзо паѓа поради зрачењето од површината. Вакви многу млади бели џуџиња се забележани во опсегот на Х-зраци (на пример, набљудувања на белото џуџе HZ 43 од сателитот РОСАТ). Во опсегот на рендгенските зраци, осветленоста на белите џуџиња ја надминува сјајноста на ѕвездите од главната низа: фотографиите од Сириус направени со рендгенскиот телескоп Чандра можат да послужат како илустрација - во нив белото џуџе Сириус Б изгледа посветло од Сириус А на спектрална класа А1, која е ~ 10.000 пати посветла во оптичкиот опсег посветла од Сириус Б.

Температурата на површината на најжешките бели џуџиња е 7 10 4 К, најстудените се помали од 4 10 3 К.

Особеноста на зрачењето на белите џуџиња во опсегот на Х-зраци е фактот дека главниот извор на зрачење на Х-зраци за нив е фотосферата, што остро ги разликува од „нормалните“ ѕвезди: вторите имаат корона на Х-зраци. се загрева до неколку милиони келвини, а температурата на фотосферата е премногу ниска за емисија на Х-зраци.

Во отсуство на акреција, изворот на сјајност за белите џуџиња е складираната топлинска енергија на јоните во нивното јадро, така што нивната сјајност зависи од возраста. Квантитативна теорија за ладење на белите џуџиња беше развиена во доцните 1940-ти од страна на професорот Семјуел Каплан.