Za pomocą teleskopu można obserwować 2 miliardy gwiazd o wielkości do 21 mag. Istnieje harwardzka klasyfikacja widmowa gwiazd. W nim typy widmowe są ułożone w kolejności malejącej temperatury gwiazd. Klasy są oznaczone literami alfabetu łacińskiego. Jest ich siedem: O - B - A - P - O - K - M.

Dobrym wskaźnikiem temperatury zewnętrznych warstw gwiazdy jest jej kolor. Gorące gwiazdy typów widmowych O i B są niebieskie; gwiazdy podobne do naszego Słońca (klasa widmowa 02) wydają się żółte, podczas gdy gwiazdy typów widmowych K i M wydają się czerwone.

Jasność i kolor gwiazd

Wszystkie gwiazdy mają kolor. Są gwiazdy niebieskie, białe, żółte, żółtawe, pomarańczowe i czerwone. Na przykład Betelgeuse jest czerwoną gwiazdą, Castor jest białą, Capella jest żółtą. Według jasności są one podzielone na gwiazdy 1., 2., ... n-ta gwiazda wartości (n max = 25). Termin „wielkość gwiazdy” nie ma nic wspólnego z prawdziwym rozmiarem. Wielkość gwiazdowa charakteryzuje strumień świetlny docierający do Ziemi od gwiazdy. Jasności gwiazd mogą być zarówno ułamkowe, jak i ujemne. Skala wielkości opiera się na percepcji światła przez oko. Podziału gwiazd na wielkości gwiazdowe na podstawie jasności pozornej dokonał starożytny grecki astronom Hipparch (180 - 110 p.n.e.). Bardzo jasne gwiazdy Hipparch przypisał pierwszą wielkość; uważał te następne w gradacji jasności (tj. około 2,5 razy słabsze) za gwiazdy drugiej wielkości; gwiazdy 2,5 razy słabsze od gwiazd drugiej wielkości nazywano gwiazdami trzeciej wielkości itd.; gwiazdom na granicy widoczności gołym okiem przypisano szóstą wielkość.

Przy takiej gradacji jasności gwiazd okazało się, że gwiazdy szóstej wielkości są 2,55 razy słabsze od gwiazd pierwszej wielkości. Dlatego w 1856 roku angielski astronom N.K. Pogsoi (1829-1891) zaproponował rozważenie gwiazd szóstej wielkości, które są dokładnie 100 razy słabsze od gwiazd pierwszej wielkości. Wszystkie gwiazdy znajdują się w różnych odległościach od Ziemi. Łatwiej byłoby porównać wielkości, gdyby odległości były równe.

Jasność, jaką gwiazda miałaby w odległości 10 parseków, nazywana jest wielkością absolutną. Wyznacza się wielkość bezwzględną - M, a pozorna wielkość wynosi M.

Skład chemiczny zewnętrznych warstw gwiazd, z których pochodzi ich promieniowanie, charakteryzuje się całkowitą przewagą wodoru. Na drugim miejscu znajduje się hel, a zawartość pozostałych pierwiastków jest dość mała.

Temperatura i masa gwiazd

Znając typ widmowy lub kolor gwiazdy, można natychmiast określić temperaturę jej powierzchni. Ponieważ gwiazdy emitują w przybliżeniu tyle samo całkowicie czarnych ciał o odpowiedniej temperaturze, moc emitowaną przez jednostkę ich powierzchni w jednostce czasu określa się na podstawie prawa Stefana-Boltzmanna.

Podział gwiazd na podstawie porównania jasności gwiazd ze względu na temperaturę i barwę oraz wielkość bezwzględną (wykres Hertzsprunga-Russella):

  1. ciąg główny (w centrum którego znajduje się Słońce - żółty karzeł)
  2. nadolbrzymy (duże rozmiary i duża jasność: Antares, Betelgeuse)
  3. sekwencja czerwonego olbrzyma
  4. krasnoludki (białe - Syriusz)
  5. podkarły
  6. sekwencja biało-niebieska

Podział ten opiera się również na wieku gwiazdy.

Wyróżnia się następujące gwiazdy:

  1. zwykły (niedziela);
  2. podwójne (Mizar, Albkor) dzielą się na:
  • a) wizualnie podwójne, jeśli ich dwoistość zostanie zauważona podczas obserwacji przez teleskop;
  • b) wielokrotności – układ gwiazd o liczbie większej niż 2, ale mniejszej niż 10;
  • c) układy podwójne optyczne to gwiazdy takie, że ich bliskość wynika z przypadkowego rzutu na niebo, a w przestrzeni kosmicznej są daleko;
  • d) fizyczne układy podwójne to powstające gwiazdy ujednolicony system i obracają się pod wpływem sił wzajemnego przyciągania wokół wspólnego środka masy;
  • e) spektroskopowe układy podwójne to gwiazdy, które podczas wzajemnego obrotu zbliżają się do siebie, a ich dwoistość można określić na podstawie widma;
  • f) układy podwójne zaćmieniowe to gwiazdy, które podczas wzajemnego obiegu blokują się;
  • zmienne (b Cefeusz). Cefeidy to gwiazdy różniące się jasnością. Amplituda zmiany jasności nie przekracza 1,5 wielkości. Są to gwiazdy pulsujące, co oznacza, że ​​okresowo rozszerzają się i kurczą. Ściskanie warstw zewnętrznych powoduje ich nagrzewanie;
  • niestacjonarne.

    • Nowe gwiazdy- to gwiazdy, które istniały dawno temu, ale nagle rozbłysły. Ich jasność wzrosła w krótkim czasie 10 000 razy (amplituda zmiany jasności wynosiła od 7 do 14 mag).

    Supernowe- są to gwiazdy, które były niewidoczne na niebie, ale nagle rozbłysły i zwiększyły swoją jasność 1000 razy w porównaniu do zwykłych nowych gwiazd.

    Pulsara - gwiazda neutronowa, który ma miejsce podczas wybuchu supernowej.

    Dane dotyczące całkowitej liczby pulsarów i ich czasu życia wskazują, że rodzą się średnio 2-3 pulsary na stulecie, co w przybliżeniu pokrywa się z częstotliwością wybuchów supernowych w Galaktyce.

    Ewolucja gwiazd

    Jak wszystkie ciała w przyrodzie, gwiazdy nie pozostają niezmienione, rodzą się, ewoluują i ostatecznie umierają. Wcześniej astronomowie uważali, że gwiazda powstawała z międzygwiazdowego gazu i pyłu przez miliony lat. Ale w ostatnie lata Wykonano zdjęcia obszaru nieba będącego częścią Wielkiej Mgławicy Oriona, gdzie na przestrzeni kilku lat pojawiła się niewielka gromada gwiazd. Na zdjęciach z 1947 roku zarejestrowano w tym miejscu grupę trzech obiektów przypominających gwiazdy. Do 1954 roku niektóre z nich stały się podłużne, a do 1959 roku te podłużne formacje rozpadły się na pojedyncze gwiazdy. Po raz pierwszy w historii ludzkości ludzie obserwowali narodziny gwiazd dosłownie na naszych oczach.

    W wielu częściach nieba istnieją warunki niezbędne do pojawienia się gwiazd. Badając zdjęcia mglistych obszarów Drogi Mlecznej odkryto małe czarne plamki nieregularny kształt lub kuleczki, które są masywnymi nagromadzeniami pyłu i gazu. Te obłoki gazu i pyłu zawierają cząstki pyłu, które bardzo silnie absorbują światło pochodzące od gwiazd znajdujących się za nimi. Wymiary globul są ogromne – ich średnica sięga kilku lat świetlnych. Pomimo tego, że materia w tych gromadach jest bardzo rzadka, ich całkowita objętość jest na tyle duża, że ​​wystarczy do uformowania małych gromad gwiazd o masach bliskich Słońcu.

    W czarnej globuli pod wpływem ciśnienia promieniowania emitowanego przez otaczające gwiazdy materia ulega kompresji i zagęszczeniu. Taka kompresja zachodzi przez pewien czas, w zależności od źródeł promieniowania otaczających globulę i jego intensywności. Siły grawitacyjne powstające w wyniku koncentracji masy w środku globuli również mają tendencję do ściskania globuli, powodując opadanie materii w kierunku jej środka. Kiedy spadają, cząstki materii uzyskują energię kinetyczną i podgrzewają gazy w lewym obłoku.

    Upadek materii może trwać setki lat. Na początku dzieje się to powoli, celowo, bo siły grawitacyjne, przyciągające cząstki do środka, są nadal bardzo słabe. Po pewnym czasie, gdy globula staje się mniejsza, a pole grawitacyjne nasila się, opadanie zaczyna następować szybciej. Ale kula jest ogromna, nie mniejsza lata świetlne w średnicy. Oznacza to, że odległość od jego zewnętrznej granicy do centrum może przekroczyć 10 bilionów kilometrów. Jeśli cząstka z krawędzi globuli zacznie spadać w kierunku centrum z prędkością nieco mniejszą niż 2 km/s, to dotrze do centrum dopiero po 200 000 latach.

    Żywotność gwiazdy zależy od jej masy. Gwiazdy o masie mniejszej niż Słońce bardzo oszczędnie wykorzystują swoje rezerwy paliwa jądrowego i mogą świecić przez dziesiątki miliardów lat. Zewnętrzne warstwy gwiazd takich jak nasze Słońce, o masach nie większych niż 1,2 masy Słońca, stopniowo rozszerzają się i ostatecznie całkowicie opuszczają jądro gwiazdy. Zamiast olbrzyma pozostaje mały i gorący biały karzeł.

    O gwiazdach

    Słuchać! W końcu, jeśli gwiazdy się zapalą -

    Czy to oznacza, że ​​ktoś tego potrzebuje?

    Oznacza to, że jest to konieczne

    tak każdego wieczoru

    nad dachami

    Czy chociaż jedna gwiazda zaświeciła się?!

    Zarówno fizycy, jak i autorzy tekstów chętnie rozmawiają o gwiazdach, a artyści próbują uchwycić gwiaździste niebo na swoich płótnach.
    Ale podziwiając migoczące gwiazdy na nocnym niebie, czasami przypominamy sobie, że gwiazdy to odległe, ogromne i różnorodne światy.

    Jakiego rodzaju gwiazdy istnieją?
    Gwiazda z astronomicznego punktu widzenia- masywna, świecąca kula gazu o takim samym charakterze jak Słońce.
    Gwiazdy powstają z ośrodka gazowo-pyłowego (głównie z wodoru i helu) w wyniku kompresji grawitacyjnej.
    Gwiazdy różnią się między sobą masą, widmem luminescencji i etapami ewolucji.
    I takie właśnie są gwiazdy

    Klasy widmowe
    Gwiazdy mają typ widmowy od gorącego błękitu do chłodnej czerwieni, a masę - od 0,0767 do 300 mas Słońca. Jasność i kolor gwiazdy zależy od temperatury i masy jej powierzchni. Klasy widmowe - w kolejności od gorącej do zimnej: (O, B, A, F, G, K, M).

    Wykres gwiazdowy
    Na początku XX wieku Hertzsprung i Russell sporządzili mapę „ Absolutny ogrom" - "klasa widmowa„różne gwiazdy i okazało się, że większość z nich jest zgrupowana wzdłuż wąskiej krzywej - ciąg główny gwiazdy


    Nasze Słońce również znajduje się na ciągu głównym - typowa gwiazda klasy widmowej G, żółty karzeł.
    Oznaczenie klasy gwiazdowej: kto pierwszy przychodzi oznaczenie literowe klasa widmowa, następnie podklasa widmowa wyrażona cyframi arabskimi, następnie klasa jasności wyrażona cyframi rzymskimi (numer regionu na diagramie). Słońce jest klasyfikowane jako G2V.

    Gwiazdy ciągu głównego
    Te gwiazdy są na etapie życia, w którym energia promieniowania jest całkowicie kompensowana przez energię reakcji termojądrowych zachodzących w jego centrum. Blask takich gwiazd może być różny, w zależności od rodzaju reakcji.
    W tej klasie naukowcy identyfikują następujące typy gwiazd: O - niebieski, B - biało-niebieski, A - biały, F- Biało żółty; G- żółty; K - pomarańczowy; M - czerwony.
    Niebieskie gwiazdy mają najwyższą temperaturę, czerwone gwiazdy mają najniższą.. Słońce jest żółte odmian gwiazd, jego wiek jest nieco większy 4,5 miliarda lat.
    Olbrzymy są uważane za źródła światła o średnicy i masie dziesiątki tysięcy razy większej niż Słońce.
    Swoją drogą, za pamięć zajęcia z gwiazdami są zabawne fraza mnemoniczna: Jeden ogolony Anglik żuje daktyle jak marchewki (O, B, A, F, G, K, M)..

    Okazuje się, że odzwierciedleniem jest różnorodność typów gwiazd ilościowy charakterystyka gwiazd (masa, skład chemiczny) I etap ewolucyjny na którym w ten moment jest gwiazda.
    EWOLUCJA GWIAZD w astronomii sekwencja zmian, jakim ulega gwiazda w ciągu swojego życia.
    Gwiazdka za miliony i miliardy lat twojego życia przechodzi przez różne etapy ewolucji...

    Ewolucja Słońca

    Gwiazda może przekształcić się z gigantycznej gwiazdy w białego karła lub czerwonego olbrzyma, a następnie wybuchnąć jako supernowa lub zmienić się w straszliwą czarną dziurę.
    Jak zachodzą te przemiany?

    EWOLUCJA GWIAZD
    Matka każdego ciało niebieskie można nazwać grawitacją, a ojcem jest opór materii na ściskanie.
    Gwiazda rozpoczyna swoje życie jak obłok gazu międzygwiazdowego, sprężony pod wpływem własnej grawitacji i przybierający kształt kuli. Podczas ściskania energia grawitacyjna zamienia się w ciepło, a temperatura wzrasta.
    Gdy temperatura w centrum osiągnie 15-20 miliona, rozpoczynają się reakcje termojądrowe i zatrzymuje się kompresja. Obiekt staje się pełnoprawną gwiazdą!
    Niebieski olbrzym- gwiazda klasy widmowej O Lub B. To młode, gorące i masywne gwiazdy. Masy niebieskich olbrzymów osiągają 10-20 mas Słońca, a ich jasność jest tysiące razy większa niż Słońca.
    Na pierwszym etapieŻycie gwiazdy jest zdominowane przez reakcje obiegu wodorowego. Kiedy cały wodór w centrum gwiazdy zostanie przekształcony w hel, reakcje termojądrowe ustają.

    czerwony olbrzym- jeden z etapów ewolucji gwiazd.
    Średnica gwiazdy zwiększa się w miarę wypalania się wodoru w jej jądrze. Żar gorących gazów nabiera czerwonego zabarwienia, a ich temperatura jest stosunkowo niska.

    Bez ciśnienia, które powstało podczas reakcji i zrównoważyło przyciąganie grawitacyjne gwiazdy, gwiazda ponownie rozpoczyna kompresję. Wzrost temperatury i ciśnienia.
    Zawalić się trwa aż do rozpoczęcia reakcji termojądrowych z udziałem helu w temperaturze około 100 milionów.
    Odnowione spalanie termojądrowe substancja, hel, powoduje potworną ekspansję gwiazdy, jej rozmiar wzrasta 100-krotnie! Gwiazda staje się czerwonym olbrzymem, a faza spalania helu trwa kilka milionów lat.

    Czerwone olbrzymy i nadolbrzymy-gwiazdy o niskich temperaturach (3000 - 5000 K), ale o ogromnej jasności. Wielkość bezwzględna takich obiektów wynosi −3m—0m, a ich maksymalna emisja wynosi podczerwień zakres.
    Prawie wszystko czerwone olbrzymy są gwiazdami zmiennymi.
    Następuje dalsza termojądrowa przemiana helu (hel w węgiel, węgiel w tlen, tlen w krzem i ostatecznie krzem w żelazo).
    Czerwony karzeł
    Małe, chłodne czerwone karły powoli spalają swoje rezerwy wodoru i pozostają w tym stanie przez miliardy lat, podczas gdy masywne nadolbrzymy zmienią się w ciągu zaledwie kilku milionów lat od powstania.
    Gwiazdy średniej wielkości, podobnie jak Słońce, pozostają w ciągu głównym przez około 10 miliardów lat.
    Po błysku helu węgiel i tlen „zapalają się”; powoduje to silną restrukturyzację gwiazdy. Rozmiar atmosfery gwiazdy wzrasta i zaczyna ona tracić gaz w postaci strumieni wiatr gwiazdowy.

    Biały karzeł czy czarna dziura?
    Los gwiazdy zależy od jej masy początkowej.
    Jądro gwiazdy może zakończyć swoją ewolucję:
    Jak biały karzeł(gwiazdy o małej masie),
    Jak gwiazda neutronowa (pulsar)- jeżeli jego masa przekracza granicę Chandrasekhara,
    I jak czarna dziura- jeżeli masa przekracza granicę Oppenheimera-Volkowa.
    W dwóch ostatnich przypadkach zakończeniu ewolucji gwiazd towarzyszą wydarzenia katastrofalne - eksplozje supernowych.

    Białe karły
    Zdecydowana większość gwiazd, w tym Słońce, kończy swoją ewolucję poprzez kurczenie się ciśnienie zdegenerowanego rdzenia nie zrównoważy grawitacji .

    W tym stanie, kiedy wielkość gwiazdy zmniejszy się o sto razy i gęstość staje się milion razy większa gęstość wody, nazywana jest gwiazdą biały karzeł. Jest pozbawiony źródeł energii i po ochłodzeniu staje się ciemne i niewidoczne.

    Nowa gwiazda— rodzaj zmiennych kataklizmicznych. Ich jasność nie zmienia się tak gwałtownie jak supernowych (chociaż amplituda może wynosić 9 m).

    Supernowe- gwiazdy, które kończą swoją ewolucję w katastrofalnym procesie wybuchowym. Terminu „supernowe” używano do opisania gwiazd, które wybuchały silniej niż „nowe”. Tak naprawdę nie wszystkie są nowe, istniejące gwiazdy rozbłyskują. Ale czasami rozbłyskiwały gwiazdy, które wcześniej były niewidoczne na niebie, co tworzyło efekt pojawienia się nowej gwiazdy.

    Hypernova— upadek ciężkiej gwiazdy gdy nie ma już źródeł wspierających reakcje termojądrowe; bardzo duża supernowa. Terminem tym określa się eksplozje gwiazd o masach 100 i więcej mas Słońca.

    Gwiazda zmienna to gwiazda, której jasność zmieniła się przynajmniej raz w całej historii obserwacji. Istnieje wiele przyczyn zmienności. Na przykład, jeśli gwiazda jest podwójna, wówczas jedna gwiazda przechodząca przez dysk innej gwiazdy zaćmi ją.


    Ale w większości przypadków zmienność wiąże się z niestabilnymi procesami wewnętrznymi

    Czarna dziura- obszar czasoprzestrzeni, którego przyciąganie grawitacyjne jest tak silne, że nawet obiekty poruszające się z prędkością światła (w tym same kwanty światła) nie są w stanie go opuścić.


    Granicę tego obszaru nazywa się horyzont zdarzeń, a jego charakterystyczną wielkością jest promień grawitacyjny. W najprostszym przypadku jest to równe Promień Schwarzschilda.
    Rw=2G M/s 2
    gdzie c to prędkość światła, M to masa ciała, G to stała grawitacji.
    ………………………
    Gwiazda neutronowa- obiekt astronomiczny składający się z rdzenia neutronowego i cienkiej (∼1 km) skorupy zdegenerowanej materii zawierającej ciężkie jądra atomowe. Masy gwiazd neutronowych są porównywalne z masą Słońca, ale promienie to tylko dziesiątki kilometrów. Uważa się, że rodzą się gwiazdy neutronowe podczas wybuchów supernowych.

    Więc Krab Mgławica w konstelacji Byka jest pozostałością po supernowej, której eksplozję zaobserwowano, według zapisów astronomów arabskich i chińskich, 4 lipca 1054 roku. Rozbłysk był widoczny gołym okiem przez 23 dni, nawet w dzień.
    Mgławica Krab w konwencjonalnych kolorach (niebieski – rentgenowski, czerwony – zakres optyczny). W centrum - pulsar.

    Pulsara- źródło kosmiczne okresowy promieniowanie radiowe (pulsar radiowy), promieniowanie optyczne, rentgenowskie lub gamma docierające do Ziemi w postaci okresowe impulsy.
    Pierwszy pulsar, gwiazda neutronowa , została odkryta w czerwcu 1967 roku przez Jocelyn Bell, absolwentkę E. Hewisha. Odkryła emitujące obiekty regularne impulsy fal radiowych. Zjawisko to zostało później wyjaśnione jako skierowana wiązka radiowa z obracającego się obiektu – rodzaj „latarni kosmicznej”. Ale zwykłe gwiazdy zapadłyby się pod wpływem tak dużej prędkości obrotowej; tylko gwiazdy neutronowe.
    Za ten wynik Hewish otrzymał w 1974 roku Nagrodę Nobla.
    Ciekawyże pulsarowi po raz pierwszy nadano nazwę LGM-1(od Little Green Men - mali zielone ludziki). Nazwa ta wiązała się z założeniem, że te okresowe impulsy emisji radiowej Posiadać sztuczne pochodzenie. Wtedy zniknęła hipoteza o sygnałach pochodzących z cywilizacji pozaziemskiej.

    Cefeidy- klasa pulsujących gwiazd zmiennych o dokładnej zależności okres-jasność, nazwana na cześć gwiazdy δ Cephei. Jedną z najbardziej znanych cefeid jest Polaris.
    Brązowe karły Jest to typ gwiazdy, w którym reakcje jądrowe nie kompensują energii utraconej w wyniku promieniowania. Ich istnienie przewidywano już w połowie XX wieku, a w 2004 roku po raz pierwszy odkryto brązowego karła.


    Do chwili obecnej odkryto wystarczającą liczbę takich gwiazd, ich klasa widmowa to M - T.

    Czarny karzeł-końcowy etap ewolucji gwiazdy o małej masie, wychłodzonej i pozbawionej życia.
    ......................
    Inne obiekty kosmiczne

    Biała dziura
    Jest to hipotetyczny obiekt fizyczny we Wszechświecie, do którego nic nie może wejść. Biała dziura jest tymczasowym przeciwieństwem czarnej dziury.
    Kwazary
    Kwazar to niezwykle odległy, pozagalaktyczny obiekt o dużej jasności i małych rozmiarach kątowych, odległe aktywne jądro galaktyczne. Według jednej z teorii kwazary są galaktykami etap początkowy zjawiska, podczas których supermasywna czarna dziura pochłania otaczającą materię.
    Ze słów qua istelA R(„quasi-gwiazdowe”, „podobne do gwiazdy”) i („”), dosłownie „quasi-gwiazdowe źródło radiowe”.

    Galaktyka(starożytny grecki mleczny) - gigantyczny układ gwiazd, gromad gwiazd, gazu międzygwiazdowego. Wszystkie obiekty uwzględnione galaktyki uczestniczyć w ruchu względem ogółu

    Każdy zna trzy stany fizyczne materii – stały, ciekły i gazowy.. Co dzieje się z substancją, gdy jest ona sukcesywnie podgrzewana do wysokich temperatur w zamkniętej objętości? - Sekwencyjne przejście z jednego stan skupienia do innego: solidny- ciecz - gaz(ze względu na wzrost prędkości ruchu cząsteczek wraz ze wzrostem temperatury). Przy dalszym nagrzewaniu gazu do temperatur powyżej 1200 ºС rozpoczyna się rozpad cząsteczek gazu na atomy, a w temperaturach powyżej 10 000 ºС - częściowy lub całkowity rozpad atomów gazu na ich składniki cząstki elementarne- elektrony i jądra atomowe. Plazma to czwarty stan skupienia, w którym cząsteczki lub atomy substancji ulegają częściowemu lub całkowitemu zniszczeniu pod wpływem wysokich temperatur lub z innych powodów. 99,9% materii we Wszechświecie znajduje się w stanie plazmy.

    Gwiazdy to klasa ciał kosmicznych o masie 10 26 -10 29 kg. Gwiazda to sferyczne ciało kosmiczne z gorącą plazmą, które z reguły znajduje się w równowadze hydrodynamicznej i termodynamicznej.

    Jeśli równowaga zostanie zakłócona, gwiazda zaczyna pulsować (jej wielkość, jasność i zmiana temperatury). Gwiazda staje się gwiazdą zmienną.

    Gwiazda zmienna to gwiazda, której jasność (widoczna jasność na niebie) zmienia się w czasie. Przyczynami zmienności mogą być procesy fizyczne zachodzące we wnętrzu gwiazdy. Takie gwiazdy nazywane są zmienne fizyczne(na przykład δ Cephei. Zaczęto nazywać gwiazdy zmienne podobne do niego Cefeidy).


    Spotkaj się i zaćmienie zmiennych gwiazdy, których zmienność wynika z wzajemnych zaćmień ich składników(na przykład β Persei - Algol. Jego zmienność została po raz pierwszy odkryta w 1669 r. przez włoskiego ekonomistę i astronoma Geminiano Montanari).


    Zaćmienia gwiazd zmiennych są zawsze podwójnie, te. składają się z dwóch blisko siebie położonych gwiazd. Gwiazdy zmienne na mapach gwiazd są oznaczone kółkiem:

    Gwiazdy nie zawsze są piłkami. Jeśli gwiazda obraca się bardzo szybko, to jej kształt nie jest kulisty. Gwiazda kurczy się od biegunów i staje się jak mandarynka lub dynia (na przykład Vega, Regulus). Jeśli gwiazda jest podwójna, wzajemne przyciąganie tych gwiazd wpływa również na ich kształt. Stają się jajowate lub w kształcie melona (na przykład składniki gwiazdy podwójnej β Lyrae lub Spica):


    Gwiazdy są głównymi mieszkańcami naszej Galaktyki (naszą Galaktyką zapisano wielkie litery). Jest w nim około 200 miliardów gwiazd. Za pomocą nawet największych teleskopów można zobaczyć zaledwie pół procent całkowitej liczby gwiazd w Galaktyce. Ponad 95% całej materii obserwowanej w przyrodzie koncentruje się w gwiazdach. Pozostałe 5% to gaz międzygwiazdowy, pył i wszystkie ciała niesamoświetlne.

    Oprócz Słońca wszystkie gwiazdy są od nas tak daleko, że nawet w największych teleskopach można je zaobserwować w postaci świetlistych punktów o różnych barwach i jasności. Układ najbliższy Słońcu to układ α Centauri, składający się z trzech gwiazd. Jeden z nich, czerwony karzeł Proxima, jest najbliższą gwiazdą. Znajduje się w odległości 4,2 lat świetlnych. Do Syriusza - 8,6 sv. lat, do Altaira – ul. Św. 17 lata. Do Vegi – ul. 26 lata. Do Gwiazdy Polarnej - 830 sv. lata. Do Deneba - 1500 sv. lata. Po raz pierwszy w 1837 r. V.Ya był w stanie określić odległość do innej gwiazdy (była to Vega). Struve.

    Pierwszą gwiazdą, dla której udało się uzyskać obraz dysku (a nawet niektórych plam na nim) jest Betelgeza (α Orionis). Dzieje się tak dlatego, że Betelgeza ma 500–800 razy większą średnicę niż Słońce (gwiazda pulsuje). Uzyskano także obraz dysku Altaira (α Aquila), ale dzieje się tak dlatego, że Altair jest jedną z najbliższych gwiazd.

    Kolor gwiazd zależy od temperatury ich zewnętrznych warstw. Zakres temperatur - od 2000 do 60 000°C. Najfajniejsze gwiazdy są czerwone, a najgorętsze niebieskie. Po kolorze gwiazdy można ocenić, jak gorące są jej zewnętrzne warstwy.


    Przykłady czerwonych gwiazd: Antares (α Scorpii) i Betelgeuse (α Orionis).

    Przykłady pomarańczowych gwiazd: Aldebaran (α Tauri), Arcturus (Alfa Bootes) i Polluks (β Bliźnięta).

    Przykłady żółtych gwiazd: Słońce, Capella (α Auriga) i Toliman (α Centauri).

    Przykłady żółtawo-białych gwiazd: Procyon (α Canis Minor) i Canopus (α Carinae).

    Przykłady białych gwiazd: Syriusz (α Canis Major), Vega (α Lyra), Altair (α Eagle) i Deneb (α Cygnus).

    Przykłady niebieskawych gwiazd: Regulus (α Leo) i Spica (α Virgo).

    Ze względu na to, że z gwiazd pochodzi bardzo mało światła, ludzkie oko jest w stanie odróżnić odcienie kolorów tylko od najjaśniejszych z nich. W lornetce, a tym bardziej w teleskopie (wychwytują więcej światła niż oko), kolor gwiazd staje się bardziej zauważalny.

    Temperatura wzrasta wraz z głębokością. Nawet najzimniejsze gwiazdy mają w swoich centrach temperatury sięgające milionów stopni. Słońce ma w swoim centrum około 15 000 000°C (stosuje się także skalę Kelvina – skalę temperatur bezwzględnych, ale gdy mówimy o bardzo wysokich temperaturach, można pominąć różnicę 273° pomiędzy skalą Kelvina i Celsjusza).

    Co tak podgrzewa wnętrze gwiazdy? Okazuje się, że mają miejsce procesy termojądrowe w wyniku czego uwalniana jest ogromna ilość energii. W tłumaczeniu z greckiego „termos” oznacza ciepło. Głównym pierwiastkiem chemicznym, z którego zbudowane są gwiazdy, jest wodór. To właśnie jest paliwem dla procesów termojądrowych. W procesach tych jądra atomów wodoru przekształcają się w jądra atomów helu, czemu towarzyszy wyzwolenie energii. Liczba jąder wodoru w gwieździe maleje, a liczba jąder helu wzrasta. Z biegiem czasu inne są syntetyzowane w gwieździe. pierwiastki chemiczne. Wszystkie pierwiastki chemiczne tworzące cząsteczki różne substancje, narodzili się kiedyś w głębinach gwiazd.„Gwiazdy są przeszłością człowieka, a człowiek przyszłością gwiazdy”, jak czasami mówią w przenośni.

    Nazywa się proces emitowania przez gwiazdę energii w postaci fal elektromagnetycznych i cząstek promieniowanie. Gwiazdy emitują energię nie tylko w postaci światła i ciepła, ale także innych rodzajów promieniowania - promieni gamma, promieni rentgenowskich, ultrafioletu, promieniowania radiowego. Ponadto gwiazdy emitują strumienie cząstek neutralnych i naładowanych. Strumienie te tworzą wiatr gwiazdowy. Wiatr gwiazdowy to proces wypływu materii z gwiazd w przestrzeń kosmiczną. W rezultacie masa gwiazd stale i stopniowo maleje. To wiatr gwiazdowy ze Słońca ( słoneczny wiatr) prowadzi do pojawienia się zorzy na Ziemi i innych planetach. To wiatr słoneczny odchyla ogony komet w kierunku przeciwnym do Słońca.

    Gwiazdy oczywiście nie pojawiają się z próżni (przestrzeń między gwiazdami nie jest absolutną próżnią). Materiały to gaz i pył. Są one rozmieszczone nierównomiernie w przestrzeni, tworząc bezkształtne chmury o bardzo małej gęstości i ogromnym zasięgu - od jednego, dwóch do kilkudziesięciu lat świetlnych. Takie chmury nazywane są rozproszony mgławice gazowo-pyłowe. Temperatura w nich jest bardzo niska – około -250°C. Jednak nie w każdej mgławicy gazowo-pyłowej powstają gwiazdy. Niektóre mgławice mogą przez długi czas istnieć bez gwiazd. Jakie warunki są niezbędne, aby rozpoczął się proces narodzin gwiazd? Pierwszą z nich jest masa chmury. Jeśli nie ma wystarczającej ilości materii, gwiazda oczywiście się nie pojawi. Po drugie, zwartość. Jeśli chmura jest zbyt rozciągnięta i luźna, nie mogą rozpocząć się procesy jej kompresji. No i po trzecie potrzebne jest ziarno – tj. grudka pyłu i gazu, która później stanie się zarodkiem gwiazdy - protogwiazdy. Protogwiazda- to gwiazda w końcowej fazie swojej formacji. Jeśli te warunki zostaną spełnione, rozpoczyna się grawitacyjna kompresja i nagrzewanie chmury. Ten proces się kończy powstawanie gwiazd- pojawienie się nowych gwiazd. Proces ten trwa miliony lat. Astronomowie odkryli mgławice, w których proces powstawania gwiazd przebiega pełną parą - niektóre gwiazdy już się zaświeciły, inne mają postać zarodków - protogwiazd, a mgławica jest nadal zachowana. Przykładem jest Wielka Mgławica Oriona.

    Główny Charakterystyka fizyczna gwiazdy to jasność, masa i promień(lub średnicę), które określa się na podstawie obserwacji. Znając je, a także skład chemiczny gwiazdy (który wyznacza jej widmo), można obliczyć model gwiazdy, tj. warunków fizycznych w jego głębinach, aby zbadać procesy zachodzące w nim.Rozważmy bardziej szczegółowo główne cechy gwiazd.

    Waga. Masę można bezpośrednio oszacować jedynie na podstawie grawitacyjnego wpływu gwiazdy na otaczające ją ciała. Na przykład masę Słońca ustalono na podstawie znanych okresów obrotu otaczających go planet. Planet nie obserwuje się bezpośrednio w innych gwiazdach. Wiarygodny pomiar masy jest możliwy tylko dla gwiazd podwójnych (stosując prawo Keplera uogólnione przez Newtona III, ni wtedy błąd wynosi 20-60%). Około połowa wszystkich gwiazd w naszej Galaktyce jest podwójna. Masy gwiazd wahają się od ≈0,08 do ≈100 mas Słońca.Nie ma gwiazd o masie mniejszej niż 0,08 masy Słońca, po prostu nie stają się gwiazdami, lecz pozostają ciemnymi ciałami.Gwiazdy o masie większej niż 100 mas Słońca są niezwykle rzadkie. Większość gwiazd ma masy mniejsze niż 5 mas Słońca. Los gwiazdy zależy od jej masy, tj. scenariusz, według którego gwiazda rozwija się i ewoluuje. Małe, zimne czerwone karły zużywają wodór bardzo oszczędnie i dlatego ich życie trwa setki miliardów lat. Żywotność Słońca, żółtego karła, wynosi około 10 miliardów lat (Słońce przeżyło już około połowę swojego życia). Masywne nadolbrzymy szybko zużywają wodór i zanikają w ciągu kilku milionów lat po urodzeniu. Im masywniejsza gwiazda, tym krótsza jest jej droga życia.

    Wiek Wszechświata szacuje się na 13,7 miliardów lat. Dlatego gwiazdy starsze niż 13,7 miliarda lat jeszcze nie istnieją.

    • Gwiazdy z masą 0,08 masy Słońca to brązowe karły; ich los to ciągła kompresja i ochłodzenie wraz z ustaniem wszelkich reakcji termojądrowych i przemianą w ciemne ciała przypominające planety.
    • Gwiazdy z masą 0,08-0,5 Masy Słońca (są to zawsze czerwone karły) po zużyciu wodoru zaczynają powoli się kompresować, nagrzewając się i stając się białym karłem.
    • Gwiazdy z masą 0,5-8 masy Słońca pod koniec swojego życia zamieniają się najpierw w czerwone olbrzymy, a następnie w białe karły. Zewnętrzne warstwy gwiazdy są rozproszone przestrzeń kosmiczna Jak mgławica planetarna. Mgławica planetarna ma często kształt kulisty lub pierścieniowy.
    • Gwiazdy z masą 8-10 masy słoneczne mogą eksplodować pod koniec swojego życia lub mogą spokojnie się starzeć, najpierw przekształcając się w czerwone nadolbrzymy, a następnie w czerwone karły.
    • Gwiazdy o masie większej niż 10 masa Słońca na końcu ścieżka życia najpierw stają się czerwonymi nadolbrzymami, następnie eksplodują jako supernowe (supernowa nie jest nową gwiazdą, ale starą), a następnie zamieniają się w gwiazdy neutronowe lub czarne dziury.

    Czarne dziury- to nie są dziury w przestrzeni kosmicznej, ale obiekty (pozostałości po masywnych gwiazdach) o bardzo dużej masie i gęstości. Czarne dziury nie mają ani nadprzyrodzonych, ani magicznych mocy i nie są „potworami Wszechświata”. Mają po prostu mnóstwo siły pole grawitacyjneże żadne promieniowanie (ani widzialne, ani niewidzialne) nie może ich opuścić. Dlatego czarne dziury są niewidoczne. Można je jednak wykryć na podstawie ich wpływu na otaczające gwiazdy i mgławice. Czarne dziury są zjawiskiem całkowicie powszechnym we Wszechświecie i nie trzeba się ich bać. W centrum naszej Galaktyki może znajdować się supermasywna czarna dziura.

    Promień (lub średnica). Rozmiary gwiazd są bardzo zróżnicowane – od kilku kilometrów (gwiazdy neutronowe) do 2000 razy większych od średnicy Słońca (nadolbrzymy). Z reguły im mniejsza gwiazda, tym wyższa jest jej średnia gęstość. W gwiazdach neutronowych gęstość sięga 10 13 g/cm 3! Naparstek takiej substancji ważyłby na Ziemi 10 milionów ton. Ale nadolbrzymy mają gęstość mniejszą niż gęstość powietrza na powierzchni Ziemi.

    Średnice niektórych gwiazd w porównaniu do Słońca:

    Syriusz i Altair są 1,7 razy większe,

    Vega jest 2,5 razy większa,

    Regulus jest 3,5 razy większy,

    Arcturus jest 26 razy większy

    Polar jest 30 razy większy,

    Poprzeczka jest 70 razy większa,

    Deneb jest 200 razy większy,

    Antares jest 800 razy większy,

    YV Canis Majoris jest 2000 razy większy (największy duża gwiazda od znanych).


    Jasność to całkowita energia emitowana przez obiekt (w tym przypadku gwiazdy) w jednostce czasu. Jasność gwiazd porównuje się zwykle z jasnością Słońca (jasność gwiazd wyraża się poprzez jasność Słońca). Na przykład Syriusz emituje 22 razy więcej energii niż Słońce (jasność Syriusza wynosi 22 Słońca). Jasność Wegi wynosi 50 Słońc, a jasność Deneba wynosi 54 000 Słońc (Deneb jest jedną z najpotężniejszych gwiazd).

    Jasność pozorna (a dokładniej jasność) gwiazdy na niebie ziemskim zależy od:

    - odległość do gwiazdy. Jeśli gwiazda zbliży się do nas, jej pozorna jasność będzie stopniowo wzrastać. I odwrotnie, gdy gwiazda oddala się od nas, jej pozorna jasność będzie stopniowo spadać. Jeśli weźmiesz dwie identyczne gwiazdy, ta bliższa nam będzie jaśniejsza.

    - od temperatury warstw zewnętrznych. Im gorętsza jest gwiazda, tym więcej energii świetlnej wysyła w przestrzeń kosmiczną i tym jaśniej będzie się wydawać. Jeśli gwiazda ostygnie, wówczas jej pozorna jasność na niebie zmniejszy się. Dwie gwiazdy tej samej wielkości i znajdujące się w tej samej odległości od nas będą miały tę samą jasność pozorną, pod warunkiem, że emitują tę samą ilość energii świetlnej, tj. mają tę samą temperaturę warstw zewnętrznych. Jeśli jedna z gwiazd jest chłodniejsza od drugiej, będzie wydawała się mniej jasna.

    - od rozmiaru (średnicy). Jeśli weźmiemy dwie gwiazdy o tej samej temperaturze warstw zewnętrznych (tego samego koloru) i umieścimy je w tej samej odległości od nas, większa gwiazda wyemituje więcej energii świetlnej, a zatem będzie jaśniejsza na niebie.

    - z absorpcji światła przez chmury kosmicznego pyłu i gazu znajdujące się na drodze wzroku. Im grubsza warstwa kosmicznego pyłu, tym więcej światła gwiazdy pochłania i tym ciemniejsza jest gwiazda. Jeśli weźmiemy dwie identyczne gwiazdy i umieścimy mgławicę gazowo-pyłową przed jedną z nich, gwiazda ta będzie wydawać się mniej jasna.

    - z wysokości gwiazdy nad horyzontem. W pobliżu horyzontu zawsze występuje gęsta mgła, która pochłania część światła gwiazd. W pobliżu horyzontu (krótko po wschodzie lub tuż przed zachodem słońca) gwiazdy zawsze wydają się ciemniejsze niż wtedy, gdy są nad głową.

    Bardzo ważne jest, aby nie mylić pojęć „wyglądać” i „być”. Gwiazda może Być bardzo jasny sam w sobie, ale wydaje się przyćmiony z różnych powodów: z powodu dużej odległości od niego, z powodu małych rozmiarów, z powodu absorpcji jego światła przez pył kosmiczny lub pył w atmosferze ziemskiej. Dlatego mówiąc o jasności gwiazdy na ziemskim niebie, używają tego wyrażenia „jasność pozorna” lub „jasność”.


    Jak już wspomniano, istnieją gwiazdy podwójne. Ale są też potrójne (na przykład α Centauri) i poczwórne (na przykład ε Lyra) oraz pięć i sześć (na przykład Castor) itp. Nazywa się poszczególne gwiazdy w układzie gwiazdowym składniki. Nazywa się gwiazdy posiadające więcej niż dwa elementy wielokrotności gwiazdy. Wszystkie składniki gwiazdy wielokrotnej są połączone wzajemnymi siłami grawitacyjnymi (tworzą układ gwiazd) i poruszają się po skomplikowanych trajektoriach.

    Jeśli jest wiele komponentów, to nie jest to już gwiazda wielokrotna, ale gwiazdozbiór. Wyróżnić piłka I rozsiany gromady gwiazd. Gromady kuliste zawierają wiele starych gwiazd i są starsze niż gromady otwarte, które zawierają wiele młodych gwiazd. Gromady kuliste są dość stabilne, ponieważ... gwiazdy w nich znajdują się w niewielkich odległościach od siebie, a siły wzajemnego przyciągania między nimi są znacznie większe niż między gwiazdami gromad otwartych. Gromady otwarte z biegiem czasu ulegają dalszemu rozproszeniu.

    Gromady otwarte zwykle znajdują się w paśmie Drogi Mlecznej lub w jego pobliżu. Wręcz przeciwnie, gromady kuliste znajdują się na gwiaździste niebo z dala od Drogi Mlecznej.

    Niektóre gromady gwiazd można dostrzec na niebie nawet gołym okiem. Na przykład gromady otwarte Hiady i Plejady (M 45) w Byku, gromada otwarta Żłób (M 44) w Raku, gromada kulista M 13 w Herkulesie. Sporo z nich widać przez lornetkę.

    Gwiazdy, które obserwujemy, różnią się zarówno kolorem, jak i jasnością. Jasność gwiazdy zależy zarówno od jej masy, jak i odległości. A kolor blasku zależy od temperatury na jego powierzchni. Najfajniejsze gwiazdy są czerwone. A te najgorętsze mają niebieskawy odcień. Gwiazdy białe i niebieskie są najgorętsze, ich temperatura jest wyższa od temperatury Słońca. Nasza gwiazda, Słońce, należy do klasy gwiazd żółtych.

    Ile gwiazd jest na niebie?
    Obliczenie nawet w przybliżeniu liczby gwiazd w znanej nam części Wszechświata jest prawie niemożliwe. Naukowcy mogą jedynie powiedzieć, że w naszej Galaktyce, zwanej Drogą Mleczną, może znajdować się około 150 miliardów gwiazd. Ale są inne galaktyki! Ale ludzie znacznie dokładniej znają liczbę gwiazd, które można zobaczyć z powierzchni Ziemi gołym okiem. Takich gwiazd jest około 4,5 tysiąca.

    Jak rodzą się gwiazdy?
    Jeśli gwiazdy się zaświecą, czy to znaczy, że ktoś tego potrzebuje? W nieskończonej przestrzeni zawsze znajdują się cząsteczki najprostszej substancji we Wszechświecie – wodoru. Gdzieś jest mniej wodoru, gdzieś więcej. Pod wpływem wzajemnych sił przyciągania cząsteczki wodoru przyciągają się do siebie. Te procesy przyciągania mogą trwać bardzo długo – miliony, a nawet miliardy lat. Jednak prędzej czy później cząsteczki wodoru przyciągają się tak blisko siebie, że tworzy się chmura gazu. W miarę dalszego przyciągania temperatura w środku takiej chmury zaczyna rosnąć. Miną kolejne miliony lat, a temperatura w obłoku gazu może wzrosnąć tak bardzo, że rozpocznie się reakcja syntezy termojądrowej - wodór zacznie zamieniać się w hel, a na niebie pojawi się nowa gwiazda. Każda gwiazda jest gorącą kulą gazu.

    Żywotność gwiazd jest bardzo zróżnicowana. Naukowcy odkryli, że co więcej masy nowonarodzona gwiazda, tym krótsza jest jej żywotność. Żywotność gwiazdy może wynosić od setek milionów do miliardów lat.

    Rok świetlny
    Rok świetlny to odległość pokonywana w ciągu roku przez wiązkę światła poruszającą się z prędkością 300 tysięcy kilometrów na sekundę. A rok ma 31 536 000 sekund! Zatem od najbliższej nam gwiazdy, zwanej Proxima Centauri, wiązka światła wędruje przez ponad cztery lata (4,22 lat świetlnych)! Gwiazda ta znajduje się 270 tysięcy razy dalej od nas niż Słońce. A reszta gwiazd jest znacznie dalej – dziesiątki, setki, tysiące, a nawet miliony lat świetlnych od nas. Dlatego gwiazdy wydają nam się takie małe. I nawet w najpotężniejszym teleskopie, w przeciwieństwie do planet, są one zawsze widoczne jako kropki.

    Co to jest „konstelacja”?
    Od czasów starożytnych ludzie patrzyli na gwiazdy i widzieli w nich dziwaczne postacie tworzące grupy jasnych gwiazd, wizerunki zwierząt i mitycznych bohaterów. Takie postacie na niebie zaczęto nazywać konstelacjami. I chociaż na niebie gwiazdy zawarte przez ludzi w tej czy innej konstelacji są wizualnie blisko siebie, w przestrzeni kosmicznej gwiazdy te mogą znajdować się w znacznej odległości od siebie. Najbardziej znane konstelacje to Wielka Niedźwiedzica i Wielka Niedźwiedzica. Faktem jest, że w konstelacji Mała Niedźwiedzica wchodzi w Gwiazdę Północną, na którą wskazuje biegun północny naszej planety Ziemia. I wiedzieć, jak znaleźć to na niebie gwiazda Północna, każdy podróżnik i nawigator będzie w stanie określić, gdzie jest północ i nawigować po tym obszarze.


    Supernowe
    Niektóre gwiazdy pod koniec swojego życia nagle zaczynają świecić tysiące i miliony razy jaśniej niż zwykle i wyrzucają ogromne masy materii w otaczającą przestrzeń. Powszechnie mówi się, że następuje eksplozja supernowej. Blask supernowej stopniowo zanika i ostatecznie w miejscu takiej gwiazdy pozostaje jedynie świecący obłok. Podobną eksplozję supernowej zaobserwowali starożytni astronomowie w pobliżu i Daleki Wschód 4 lipca 1054. Rozpad tej supernowej trwał 21 miesięcy. Teraz w miejscu tej gwiazdy znajduje się Mgławica Krab, znana wielu miłośnikom astronomii.

    Podsumowując tę ​​sekcję, zauważamy, że

    V. Rodzaje gwiazd

    Podstawowa klasyfikacja widmowa gwiazd:

    Brązowe karły

    Brązowe karły to typ gwiazd, w których reakcje jądrowe nigdy nie będą w stanie zrekompensować energii utraconej w wyniku promieniowania. Przez długi czas brązowe karły były obiektami hipotetycznymi. Ich istnienie przewidywano w połowie XX wieku w oparciu o wyobrażenia o procesach zachodzących podczas powstawania gwiazd. Jednak w 2004 roku po raz pierwszy odkryto brązowego karła. Do chwili obecnej odkryto całkiem sporo gwiazd tego typu. Ich klasa widmowa to M – T. Teoretycznie wyróżnia się inną klasę – oznaczoną Y.

    Białe karły

    Wkrótce po błysku helu „zapalają się” węgiel i tlen; każde z tych zdarzeń powoduje silną restrukturyzację gwiazdy i jej szybki ruch wzdłuż diagramu Hertzsprunga-Russella. Rozmiar atmosfery gwiazdy zwiększa się jeszcze bardziej, a gwiazda zaczyna intensywnie tracić gaz w postaci rozpraszających strumieni wiatru gwiazdowego. Los centralnej części gwiazdy zależy całkowicie od jej początkowej masy: rdzeń gwiazdy może zakończyć swoją ewolucję jako biały karzeł (gwiazdy o małej masie), jeśli jego masa w późniejszych stadiach ewolucji przekroczy granicę Chandrasekhara - jako gwiazda neutronowa (pulsar), jeśli masa przekracza granicę Oppenheimera-Volkowa, jest jak czarna dziura. W dwóch ostatnich przypadkach zakończeniu ewolucji gwiazd towarzyszą zdarzenia katastrofalne - wybuchy supernowych.
    Zdecydowana większość gwiazd, w tym Słońce, kończy swoją ewolucję poprzez kurczenie się, aż ciśnienie zdegenerowanych elektronów zrównoważy grawitację. W tym stanie, gdy rozmiar gwiazdy zmniejsza się stukrotnie, a gęstość staje się milion razy większa niż gęstość wody, gwiazdę nazywa się białym karłem. Jest pozbawiony źródeł energii i stopniowo ochładzając się, staje się ciemny i niewidoczny.

    Czerwone giganty

    Czerwone olbrzymy i nadolbrzymy to gwiazdy o dość niskiej temperaturze efektywnej (3000 - 5000 K), ale o ogromnej jasności. Typowa wielkość bezwzględna takich obiektów wynosi 3m-0m (I i III klasa jasności). Ich widmo charakteryzuje się obecnością molekularnych pasm absorpcji, a maksymalna emisja występuje w zakresie podczerwieni.

    Gwiazdy zmienne

    Gwiazda zmienna to gwiazda, której jasność zmieniła się przynajmniej raz w całej historii obserwacji. Przyczyn zmienności jest wiele i można je wiązać nie tylko z procesami wewnętrznymi: jeśli gwiazda jest podwójna, a linia widzenia leży lub jest pod niewielkim kątem do pola widzenia, to jedna gwiazda przechodząca przez dysk gwiazda, zaćmi ją, a jasność może również się zmienić, jeśli światło zniknie gwiazdy przeminą przez silne pole grawitacyjne. Jednak w większości przypadków zmienność wiąże się z niestabilnymi procesami wewnętrznymi. W Ostatnia wersja katalog ogólny Gwiazdy zmienne mają następujący podział:
    Erupcyjne gwiazdy zmienne- są to gwiazdy, które zmieniają swoją jasność na skutek gwałtownych procesów i rozbłysków w swoich chromosferach i koronach. Zmiana jasności zwykle następuje na skutek zmian w otoczce lub utraty masy w postaci wiatru gwiazdowego o zmiennym natężeniu i/lub interakcji z ośrodkiem międzygwiazdowym.
    Pulsujące gwiazdy zmienne to gwiazdy wykazujące okresową ekspansję i kurczenie się warstw powierzchniowych. Pulsacje mogą być promieniowe lub niepromieniowe. Pulsacje promieniowe gwiazdy powodują, że jej kształt staje się kulisty, podczas gdy pulsacje niepromieniowe powodują odchylenie kształtu gwiazdy od sferycznego, a sąsiednie strefy gwiazdy mogą znajdować się w przeciwnych fazach.
    Obracające się gwiazdy zmienne- są to gwiazdy, których rozkład jasności na powierzchni jest nierównomierny i/lub mają kształt nieelipsoidalny, przez co podczas obrotu gwiazd obserwator rejestruje ich zmienność. Niejednorodność jasności powierzchni może być spowodowana plamami lub niejednorodnością termiczną lub chemiczną spowodowaną przez pola magnetyczne, którego osie nie pokrywają się z osią obrotu gwiazdy.
    Gwiazdy zmienne kataklizmiczne (wybuchowe i podobne do nowych).. Zmienność tych gwiazd jest spowodowana eksplozjami, które są spowodowane procesami wybuchowymi w ich warstwach powierzchniowych (nowe) lub głęboko w ich głębinach (supernowe).
    Zaćmienia układów podwójnych.
    Optyczne zmienne układy podwójne z emisją twardego promieniowania rentgenowskiego
    Nowe typy zmiennych- rodzaje zmienności odkryte podczas publikacji katalogu i dlatego nieujęte w już opublikowanych klasach.

    Nowy

    Nowa jest rodzajem zmiennej kataklizmicznej. Ich jasność nie zmienia się tak gwałtownie jak supernowych (choć amplituda może wynosić 9 m): na kilka dni przed maksimum gwiazda jest tylko 2 m słabsza. Liczba takich dni określa, do której klasy nowych należy dana gwiazda:
    Bardzo szybko, jeśli ten czas (oznaczony jako t2) jest krótszy niż 10 dni.
    Szybko - 11 Bardzo wolno: 151 Niezwykle powolny, utrzymujący się blisko maksimum przez lata.

    Istnieje zależność maksymalnej jasności nowej od t2. Czasami ta zależność jest wykorzystywana do określenia odległości do gwiazdy. Maksimum rozbłysku zachowuje się różnie w różnych zakresach: gdy w zakresie widzialnym następuje już spadek promieniowania, w ultrafiolecie nadal rośnie. Jeśli błysk zostanie zaobserwowany również w zakresie podczerwieni, wówczas maksimum zostanie osiągnięte dopiero po ustąpieniu blasku w ultrafiolecie. Zatem jasność bolometryczna podczas rozbłysku pozostaje niezmieniona przez dość długi czas.

    W naszej Galaktyce można wyróżnić dwie grupy nowych: nowe dyski (średnio są jaśniejsze i szybsze) oraz nowe wybrzuszenia, które są nieco wolniejsze i odpowiednio nieco słabsze.

    Supernowe

    Supernowe to gwiazdy, które kończą swoją ewolucję w katastrofalnym procesie wybuchowym. Terminu „supernowe” używano do opisania gwiazd, które wybuchały znacznie (o rzędy wielkości) silniej niż tzw. „nowe”. W rzeczywistości ani jedno, ani drugie nie jest fizycznie nowe; istniejące gwiazdy zawsze wybuchają. Ale w kilku historycznych przypadkach rozbłysły te gwiazdy, które wcześniej były praktycznie lub całkowicie niewidoczne na niebie, co stworzyło efekt pojawienia się nowej gwiazdy. Rodzaj supernowej zależy od obecności linii wodoru w widmie rozbłysku. Jeśli tam jest, to jest to supernowa typu II, jeśli nie, to jest to supernowa typu I.

    Hypernowe

    Hypernova - zapadnięcie się wyjątkowo ciężkiej gwiazdy, gdy nie ma już w niej źródeł wspierających reakcje termojądrowe; innymi słowy, jest to bardzo duża supernowa. Od początku lat 90. XX w. obserwowano eksplozje gwiazdowe tak potężne, że siła eksplozji przekroczyła moc zwykłej supernowej około 100 razy, a energia eksplozji przekroczyła 1046 dżuli. Ponadto wielu z tych eksplozji towarzyszyły bardzo silne rozbłyski promieniowania gamma. Intensywne badania nieba znalazły kilka argumentów przemawiających za istnieniem hipernowych, ale na razie hipernowe są obiektami hipotetycznymi. Dziś terminem tym określa się eksplozje gwiazd o masach od 100 do 150 lub więcej mas Słońca. Hypernovae teoretycznie mogłyby stanowić poważne zagrożenie dla Ziemi ze względu na silny rozbłysk radioaktywny, jednak obecnie w pobliżu Ziemi nie ma gwiazd, które mogłyby stwarzać takie zagrożenie. Według niektórych danych 440 milionów lat temu w pobliżu Ziemi miała miejsce eksplozja hipernowej. Jest prawdopodobne, że w wyniku tej eksplozji krótkotrwały izotop niklu 56Ni spadł na Ziemię.

    Gwiazdy neutronowe

    W gwiazdach masywniejszych od Słońca ciśnienie zdegenerowanych elektronów nie jest w stanie powstrzymać kompresji jądra i trwa do momentu, gdy większość cząstek zamieni się w neutrony upakowane tak ciasno, że wielkość gwiazdy mierzy się w kilometrach, a jej gęstość wynosi 280 bilionów. razy gęstość wody. Taki obiekt nazywany jest gwiazdą neutronową; jego równowaga jest utrzymywana przez ciśnienie zdegenerowanej materii neutronów.

    Różnorodność niezliczonych gwiazd na niebie zmusiła astronomów do ustanowienia między nimi pewnego porządku. W tym celu naukowcy postanowili podzielić gwiazdy na odpowiednie klasy ich jasności. Na przykład gwiazdy, które emitują światło kilka tysięcy razy więcej niż Słońce, nazywane są gigantami. Natomiast gwiazdy o minimalnej jasności są karłami. Naukowcy odkryli, że Słońce według tej cechy jest przeciętną gwiazdą.


    czy świecą inaczej?

    Przez pewien czas astronomowie uważali, że gwiazdy świecą inaczej ze względu na ich odmienne położenie względem Ziemi. Ale tak nie jest. Astronomowie odkryli, że nawet te gwiazdy, które znajdują się w tej samej odległości od Ziemi, mogą mieć zupełnie inną jasność pozorną. Jasność ta zależy nie tylko od odległości, ale także od temperatury samych gwiazd. Aby porównać gwiazdy pod względem ich pozornej jasności, naukowcy używają określonej jednostki miary – wielkości bezwzględnej. Pozwala nam obliczyć rzeczywiste promieniowanie gwiazdy. Korzystając z tej metody, naukowcy obliczyli, że na niebie jest tylko 20 najjaśniejszych gwiazd.

    Dlaczego gwiazdy mają różne kolory?

    Napisano powyżej, że astronomowie rozróżniają gwiazdy na podstawie ich wielkości i jasności. Nie jest to jednak cała ich klasyfikacja. Oprócz rozmiaru i pozornej jasności wszystkie gwiazdy są również klasyfikowane według koloru. Faktem jest, że światło definiujące tę lub inną gwiazdę ma promieniowanie falowe. Te są dość krótkie. Pomimo minimalnej długości fali światła, nawet najmniejsza różnica w wielkości fal świetlnych radykalnie zmienia kolor gwiazdy, który bezpośrednio zależy od temperatury jej powierzchni. Na przykład, jeśli podgrzejesz żelazną patelnię, nabierze ona odpowiedniego koloru.

    Spektrum barw gwiazdy jest swego rodzaju paszportem, który określa jej najbardziej charakterystyczne cechy. Na przykład Słońce i Capella (gwiazda podobna do Słońca) zostały zidentyfikowane przez astronomów jako jedno i to samo. Obydwa mają bladożółty kolor i temperaturę powierzchni 6000°C. Co więcej, ich widmo zawiera te same substancje: linie, sód i żelazo.

    Gwiazdy takie jak Betelgeuse czy Antares mają zazwyczaj charakterystyczny czerwony kolor. Ich temperatura powierzchni wynosi 3000°C i zawierają tlenek tytanu. Gwiazdy takie jak Syriusz i Wega są białe. Temperatura ich powierzchni wynosi 10000°C. Ich widma mają linie wodoru. Istnieje również gwiazda o temperaturze powierzchni 30 000°C – jest to niebiesko-biały Orionis.