100kitov.ru

Интересные факты — события, биографии людей, психология
0 просмотров
Рейтинг статьи
1 звезда2 звезды3 звезды4 звезды5 звезд
Загрузка...

Звезды — Что такое, описание, виды, характеристика, фото и видео

Звезды 🌟 Что такое, описание, виды, характеристика, фото и видео

Внутри звезд температура гораздо выше, чем на поверхности. В звездном ядре она может достигать 10 миллионов градусов и выше. При таких температурах идут термоядерные реакции превращения одних химических элементов в другие. Например, водород, из которого в основном состоят почти все звезды, в их недрах превращается в гелий.

Созвездия

Созвездие – условная группа звезд на видимой части неба. Небосвод разделили на участки для удобства нахождения объектов и классификации. На практике космические тела из одного созвездия находятся на огромном расстоянии друг от друга.

Двойные звезды

Около половины всех звезд входит в состав двойных и более сложных систем. Центр масс такой системы движется по орбите вокруг центра Галактики, а отдельные звезды обращаются вокруг центра масс системы. В двойной звезде один компонент обращается вокруг другого в соответствии с гармоническим (третьим) законом Кеплера:

где m1 и m2 – массы звезд в единицах массы Солнца, P – период обращения в годах и D – расстояние между звездами в астрономических единицах. Обе звезды при этом обращаются вокруг общего центра масс, причем их расстояния от этого центра обратно пропорциональны их массам. Определив относительно окружающих звезд орбиту каждого из компонентов двойной системы, легко найти отношение их масс. См. также КЕПЛЕРА ЗАКОНЫ.

Многие двойные звезды движутся так близко одна к другой, что заметить их по отдельности в телескоп невозможно; их двойственность можно обнаружить только по спектрам. В результате орбитального движения каждая из звезд периодически то приближается к нам, то удаляется. Это вызывает доплеровское смещение линий в ее спектре. Если светимости обеих звезд близки, то наблюдается периодическое раздвоение каждой спектральной линии. Если же одна из звезд гораздо ярче, то наблюдается только спектр более яркой звезды, в котором все линии периодически колеблются.

Звездные каталоги

Самый обширный звездный каталог Боннское обозрение (Bonner Durchmusterung, BD) составил немецкий астроном Ф.Аргеландер (1799–1875). В нем указаны положения 324 198 звезд от северного полюса до склонения -2°. Звезда, обозначенная, например, как BD +7°1226, является 1226-й в порядке прямого восхождения звездой в восьмом поясе северных склонений. Продолжение этого каталога (SBD) к югу до склонения -23°, содержащее 133 659 звезд, составил немецкий астроном Э.Шенфельд (1828–1891). Оставшуюся часть южного неба покрыли каталоги Кордовское обозрение (Cordoba Durchmusterung, CD) и Капское фотографическое обозрение (Cape Photographic Durchmusterung,CPD). Всего в этих каталогах более 1 млн. звезд приблизительно до 10 звездной величины.

Значительно больше звезд в каталоге Карта неба (Carte du ciel, или Astrographic Catalogue), содержащем положения нескольких миллионов звезд на 44 000 фотопластинок, полученных в обсерваториях всего мира. Современный большой каталог точных положений 258 997 звезд создан в Смитсоновской астрофизической обсерватории (SAO). Обширный каталог звездных спектров создан американским астрономом Э.Кэннон (1863–1941) и назван Каталогом Генри Дрэпера (Henry Draper Catalogue of Stellar Spectra, HD).

Существует множество специальных каталогов. Например, звезды с измеренными собственными движениями собраны в Общем каталоге (General Catalogue, GC) и в Йельских зонных каталогах (Yale Zone Catalogues). Есть каталоги звезд с измеренными лучевыми скоростями, звезд с переменным блеском, каталоги двойных звезд. Самые слабые звезды не занесены в каталоги, но их можно найти на фотографических картах неба и определить их координаты и блеск относительно более ярких звезд. Самый полный фотографический атлас, покрывающий все небо, – это Паломарский обзор (Palomar Survey), на картах которого видны звезды до 21-й звездной величины.

Масса

Если масса звезды меньше 0,08 MQ (MQ — масса Солнца), температура в ее недрах не достигает уровня, необходимого для сгорания водорода. Так, например, небесный объект с массой 0,06 MQ нагревается при помощи сил гравитации до температуры всего лишь до 2,5 миллионов градусов, что недостаточно для превращения водорода в гелий. Такой газовый шар способен жить лишь за счет сил гравитации. Спектр его излучения — преимущественно инфракрасный. Когда сила гравитации перестанет сжимать звезду (становится полностью ), она теряет источник энергии. Вследствие этого шар остывает и превращается в черного карлика.

Виды звезд

Классифицируют звезды в зависимости от температуры их поверхности. Они бывают:

  1. Красными. Температура поверхности у таких звезд находится в пределах 5-7 тысяч кельвинов.
  2. Желтыми. Их поверхность нагрета в пределах 5 000-7 500 К.
  3. Белыми. Температура поверхности — 7 500-30 000 К.
  4. Голубыми. Поверхность таких звезд раскалена до температуры 80 000 Кельвинов.

Такая классификация достаточно примитивна, ведь ученые астрономы говорят еще и о бело-голубых и оранжевых звездах.

Любопытно, что цвет звезды определяется температур

Любопытно, что цвет звезды определяется температурой ее поверхности. Однако температура внутри звезды гораздо выше.

Масса звезд бывает разной — от 0,07 массы Солнца (красные), до 50 масс Солнца (голубые гиганты).

Звездная величина

Звездная величина или блеск определяют яркость объекта, его светимость, с точки зрения земного наблюдателя. Это понятие характеризует поток энергии на единицу площади.

Чем меньше значение звездной величины — тем большая яркость у светила. У самых ярких звезд — первая звездная величина.

Ранее считалось, что самые «тусклые» звезды имеют 6-ую звездную величину. Однако это лишь предел зрения невооруженного глаза. С помощью телескопов видны звезды 19-ой величины.

Звездные величины могут иметь также и отрицательные значения. Например, у Солнца — -26,7, Луны в полнолуние — -12,74. Звезды Большой медведицы имеют 2-ую звездную величину.

Что такое звезда?

ЗвездаЗвезда

Говоря о звезде как о небесном теле, наука подразумевает под этим словом светящийся раскаленный сгусток материи огромной массы, в котором протекают активные термоядерные процессы. Кстати, за счет этих процессов поддерживается тепловое и световое излучение звезд, благодаря чему мы можем видеть их в ночное время.

Звезды находятся от нас на очень больших расстояниях, поэтому кажутся нам такими маленькими. Но в реальности большинство видимых на небе звезд по массе и объему намного больше, чем наше Солнце (которое тоже является звездой класса «желтый карлик»).

Между прочим, человек с хорошим зрением может рассмотреть на небе около 3 000 звезд, общее же их количество во Вселенной, скорее всего, бесконечно. Звезды в космосе сгруппированы в огромные скопления – галактики, имеющие форму спирали с двумя или несколькими рукавами.

Наименование звезд

Карта звездного неба с наименованиями звезд (нажать для увеличения)

Имена отдельным космическим телам и созвездиям люди стали давать еще в глубокой древности. В то время человеку небо представлялось обиталищем различных мифических существ, в честь которых им и давали названия. Большинство из них используются до сих пор.

Разительно отличаются названия созвездий в Северном и Южном полушариях. Здесь преобладают не мифические существа, а различные части кораблей и морских обитателей. Дело в том, что Южное полушарие в древнем мире было слабо известно учеными. Его активное освоение началось с эпохой великих географических открытий. Логично, что многие созвездия южного полушария были впервые обнаружены моряками, которые и давали им название, исходя из собственных предпочтений. Так на небосводе появились Киль, Корма и пр.

Сейчас ученые выделяют 88 созвездий. Из них 12 относятся к зодиакальным. Самое яркое небесное тело в них обозначают греческой буквой «альфа», следующая – «бета» и т.д.

Читайте так же:
Ремонт квартиры своими руками

Отдельные звезды обозначают буквенно-цифровой аббревиатурой. Кроме того, небесные тела классифицируют по цвету и размерам. К примеру, голубые гиганты или коричневые карлики.

Формирование звезды

Давайте внимательнее изучим процесс рождения звезды. Сначала мы видим гигантское медленно вращающееся облако, наполненное водородом и гелием. Внутренняя гравитация заставляет его сворачиваться внутрь, из-за чего вращение ускоряется. Внешние части трансформируются в диск, а внутренние в сферическое скопление. Материал разрушается, становясь горячее и плотнее. Вскоре появляется шарообразная протозведа. Когда тепло и давление вырастают до 1 миллиона °C, атомные ядра сливаются и зажигается новая звезда. Ядерный синтез превращает небольшое количество атомной массы в энергию (1 грамм массы, перешедший в энергию, приравнивается к взрыву 22000 тонн тротила). Посмотрите также объяснение на видео, чтобы лучше разобраться в вопросе звездного зарождения и развития.

Самая маленькая звезда во Вселенной

Сравнительные размеры Солнца и Проксима Центавра

Ближайшая самая маленькая звезда – это красный карлик Проксима Центавра. Ее размеры скромны – 12,3 от массы Солнца и 200000 км шириной. Это примерно половина Юпитера. Однако строение у этих объектов разное. Звезда тяжелее планеты. Проксима Центавра очень тусклая. Разглядеть ее на небе можно только с использованием специальной техники.

Интересный факт: самая маленькая из видимых для невооруженного глаза звезд – 61 Лебедя. Ее масса составляет 66% от солнечной.

Ближайшая к Солнцу звезда

Самая близкая к Солнцу звезда находится в созвездии Центавр. Это созвездие южного полушария. Самая яркая звезда созвездия обозначается как α — «альфа».

Альфа созвездия Центавр — и есть ближайшая к нам звезда. Ее называют Проксима Центавра или Альфа Центавра. Она расположена на расстоянии 4,22 световых года.

Из чего состоят звёзды?

Любая звезда, которую мы видим на ночном небе, представляет собой раскаленный газовый шар. Невероятно большая масса приводит к тому, что на газ действуют чудовищной силы гравитационные поля. Под их действием он сжимается.

В центре звезды, который называется ядром, сила сжатия запускает термоядерный процесс. В результате выделеляется огромное количество энергии. Но при этом на поверхности температура составляет несколько тысяч или десятков тысяч градусов Кельвина. А внутри она исчисляется миллионами градусов.

Кстати, газ, из которого состоят звезды – это водород. В ходе термоядерной реакции он преобразуется в гелий и другие химические элементы. Молодые звезды, жизненный цикл которых начался относительно недавно, содержат совсем немного гелия.

Кроме того, в составе газа и плазмы может присутствовать небольшое количество металлов. В результате они оказывают существенное влияние на скорость протекающих в ядре процессов синтеза. Чем старше звезда, тем больше в ее составе химических элементов.

Размеры, масса и светимость звезд

Размеры и масса даже небольших звезд огромны. Например, Солнце в 109 раз больше Земли по диаметру и в 330000 раз массивнее нашей планеты! Чтобы заполнить объем, который занимает в пространстве Солнце, нам потребовалось бы больше миллиона планет размером с Землю!

Сравнительные размеры Солнца и планет Солнечной си

Сравнительные размеры Солнца и планет Солнечной системы. Земля на этой картинке — крайняя левая планета в первом, ближайшем ряду.

Но мы уже знаем, что Солнце обычная, средняя звезда. Есть звезды гораздо крупнее Солнца, как, например, звезда Сириус, самая яркая звезда ночного неба. Сириус в 2 раза массивнее Солнца и в 1,7 раза больше его по диаметру. Он также излучает в 25 раз больше света, чем наша дневная звезда!

Другой пример — звезда Спика, возглавляющая созвездие Девы. Ее масса в 11 раз больше Солнца, а светимость в 13000 раз выше! Вряд ли возможно даже представить себе испепеляюще мощное излучение этой звезды!

Но большинство звезд во Вселенной все-таки меньше Солнца. Они легче и светят гораздо слабее, чем наша звезда. Самые распространенные звезды называются красными карликами, так как излучают в основном красный свет. Типичный красный карлик примерно в 2-3 раза легче Солнца, в 4 или даже 5 раз меньше его по диаметру и в 100 раз тусклее, чем наша звезда.

В нашей галактике порядка 700 миллиардов звезд. Из них не меньше 500 миллиардов окажется красными карликами. Но, к несчастью, все красные карлики настолько тусклые, что ни один из них не виден на небе невооруженным глазом! Чтобы наблюдать их, нужен телескоп или хотя бы бинокль.

Классификация звезд

В типах звезд главную роль играет спектр в системе Моргана-Кинана, выделяющей 8 спектральных классов. Каждый из них соответствует диапазону поверхностных температур: O, B, A, F, G, K, M и L (от наиболее горячего к холодному). Каждый из них делится еще на 10 типов (от 0 до 9).

Эта система учитывает и светимость. Наиболее крупн

Эта система учитывает и светимость. Наиболее крупные и ярчайшие обладают наименьшими римскими цифрами: Ia – яркий сверхгигант, Ib – сверхгигант, II – яркий гигант, III – гигант; IV – субгигант и V – главная последовательность или карлик.

Виды звёзд

виды звёзд

Каждая звезда, в процессе своей эволюции, переходит из одного вида в другой. Этот факт обусловливается ядерными реакциями, проходящими в её ядре, а если точнее, то какой элемент синтезирует в другой. Это конечно не ключевой фактор, а один из основных, можно сказать главный. В этой статье мы немного поговорим про виды звёзд, населяющие наш космос.

Итак, этот переход, из одного вида в другой, хочу немного описать на примере нашего Солнца.

На данной стадии солнечной эволюции, оно имеет спектральный класс G, то есть оно жёлтый карлик (оно таким и образовалось), и находиться на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Сейчас в нём происходит горение водорода, и выделяется гелий. Когда водород закончиться, начнёт гореть гелий, превращаясь в углерод, и наше Солнце переместиться на ветвь субгигантов. Дальше оно станет расширяющимся красным гигантом (спектральный класс М). А когда выгорит весь гелий, то это расширение приведёт к тому, что верхние слоя нашего Солнца сорвутся, и останется его ядро – белый карлик. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела, это в самом нижнем, левом углу. Оно там и останется пока не погаснет вовсе. Это стандартная схема эволюции для звёзд, с массами схожими с солнечными.

А вот если изначальная масса звезды была больше солнечной, то её «жизнь» закончиться взрывом новой или сверхновой, после неё останется нейтронная звезда, и впоследствии, возможно, чёрная дыра.

Но не все звёзды сначала жёлтые, потом красные и т.д. Существует много спектральных классов звёзд, и их размеров (помимо гигантов есть ещё и сверхгиганты, и гипергиганты). Всё это зависит от многих факторов, в первую очередь от первоначальной массы звезды и т.д.

Ниже чуть подробнее разберём виды звёзд. Существуют такие виды как:

  • звёзды главной последовательности;
  • красные гиганты и сверхгиганты;
  • белые карлики;
  • коричневые карлики;
  • переменные звёзды;
  • звёзды типа Т Тельца;
  • типа Вольфа-Райе;
  • сверхновые;
  • новые;
  • гиперновые;
  • ультраяркие рентгеновские источники;
  • яркие голубые переменные;
  • уникальные звёзды;
  • нейтронные звёзды;
  • звёздные системы.

Звёзды главной последовательности

Главная последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рассела, это то место, где звёзды проводят большую часть своей эволюции. Причём продолжительность их «жизни» зависит от доли содержащихся в составе звёзд элементов тяжелее гелия. Включает в себя такие спектральные классы звёзд как:

  • голубые (О);
  • бело-голубые (В);
  • белые (А);
  • жёлто-белые (F);
  • жёлтые (G);
  • оранжевые (К);
  • красные (М).
Читайте так же:
Растут ли кактусы на деревьях?

Все звёзды главной последовательности объединяться одинаковыми ядерными реакциями в их ядре, это синтез (превращение) водорода в гелий, так называемый CNO-цикл (см. терминологию сайта). Вследствие этого их температура (ну и спектральный класс конечно) и светимость всецело зависят от массы звезды.

Массы звёзд на главной последовательности варьируют от, приблизительно, 0,07 масс Солнца, у красных карликов, до 50 – в голубых звёздах.

Красные гиганты и сверхгиганты

виды звёзд

Это два вида звёзд, характеризуются небольшими поверхностными температурами, от 3000 К до 5000 К, но большими светимостями. В их недрах происходит горение гелия, который превращается в углерод, так называемая тройная гелиевая реакция или же тройной альфа процесс (см. терминологию сайта).

Эти виды звёзд включают в себя звёзды двух спектральных классов М и К, то есть красные и оранжевые. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела находятся выше главной последовательности.

Имеют диаметры от 100 до 800 солнечных. Но есть и исключения, например, YV Большого Пса имеет диаметр в 1024 диаметров Солнца.

Белые карлики

виды звёзд

Белые карлики – это полностью проэволюционировавшие звезды, представляют собой ядра звёзд, потерявших свою внешнюю оболочку, из-за своего же расширения.

Эти звёзды обладают малыми размерами (где-то в 100 раз меньше чем Солнце) и светимостью (в 10 000 раз меньше Солнца). При таких малых размерах они обладают массой примерно равной массе нашего светила. Объясняется это большой плотностью их вещества (10 5 -10 9 г/см 3 ).

Такая плотность приводит к тому, что белые карлики – это «сгустки» электронно-ядерной плазмы, и напрочь лишены своего источника энергии. Они светят за счет исчерпания своего же запаса тепла.

Коричневые карлики

виды звёзд

Коричневые карлики, это вид звёзд, в которых потери энергии на излучение не компенсируются их ядерными реакциями.

Ранее считалось, что это гипотетические объекты, так как такие объекты, по всей видимости, должны существовать. И в 2004 году был открыт 2М1207 – коричневый карлик, в созвездии Гидры.

Коричневые карлики имеют очень и очень малые размеры, где-то в 12,5-80,3 раз больше Юпитера. В их ядрах протекают ядерные реакции с участием ядер легких элементов – дейтерия, бора, бериллия и лития. После их исчерпания термоядерная реакция прекращается, и звезда полностью потухнет, превратившись в некий планетоподобный объект.

Коричневые карлики имеют свои спектральные классы, различающиеся поверхностной температурой: L – температура от 1500 K до 2000 К; Т – 700 К-1500 К; Y – очень холодные, с температурой до 700 К.

Переменные звёзды

виды звёзд

Переменные звёзды – виды звёзд, в которых наблюдается (хотя бы один раз) перемена значения их блеска. Причины этому разные, как внутренние процессы, так и то, что звезда состоит в двойной системе.

Существуют разные виды переменных звёзд, различающиеся механизмами изменения их блеска.

Пульсирующие переменные

Изменение блеска в таких звёздах происходят из-за периодического расширения (сжатия) их поверхностных слоёв. Причём эти пульсации бывают двух видов: радиальные и не радиальные. В первых, при пульсации сферическая форма звезды сохраняется, а у вторых – нет.

Эруптивные переменные

Такие звёзды изменяют свой блеск за счет происходящих, в их коронах и фотосферах, бурных процессов, а также вспышек. Такие процессы возникают вследствие каких-то изменений или же сильного звёздного ветра, идущего от таких звёзд с разной интенсивностью.

Вращающиеся переменные

В этих звёздах поверхностная яркость неоднородная или же они имеют неправильную (не элипсообразную форму). Неоднородность поверхностной яркости можно объяснить как наличием пятен на поверхности звезды, так и наличием химических или температурных поверхностных неоднородностей.

Катаклизмические переменные (новоподобные и взрывные)

Изменение яркости в таких звёздах вызваны взрывными процессами, происходящими в разных слоях звезды. Глубоко в недрах – сверхновые звёзды, в поверхностных слоях – новые.

Такие виды звёзд переменной яркости занимают очень малый количественный процент, среди остальных.

Затменно-двойные системы

Этот подкласс переменных звёзд представляют собой двойные системы, вращающиеся за счёт общего центра масс, и расположены близко друг к другу. Наблюдатель фиксирует перемену яркости, из-за затмения одной из звёзд другой.

Оптические переменные двойные системы, имеющие жесткое рентгеновское излучение

Эти источники имеют сильное излучение в рентгеновском диапазоне длин волн, носящее переменный характер.

Звёзды типа Т Тельца

виды звёзд

Этот вид звёзд названный в честь своего явного представителя, в созвездии Тельца. Представители этого вида – переменные звёзды, спектрального класса от F до М, которые можно обнаружить около молекулярных облаков. Имеют весьма нерегулярную переменность яркости, вследствие активности их хромосферы.

Имеют период вращения от одного до двенадцати дней. Их поверхностные температуры и массы схожи со звёздами главной последовательности, а вот радиусы (соответственно и светимости) больше.

Ещё одно отличие звёзд типа Т Тельца от звёзд главной последовательности, это то, что у них основным источником энергии служит гравитационное сжатие самой звезды.

Звёзды типа Вольфа-Райе

виды звёзд

Такие звёзды характеризуются высокими светимостями, превышающими солнечную в, примерно, 4000 раз, и температурами, большими, чем 50000 К. Размеры таких звёзд сравнительно небольшие, порядком в 10-15 раз больше нашего Солнца, и массы, примерно, 10 солнечных.

Звёзды Вольфа-Райе отличаются от других звёзд, с такими же температурами, своими особыми спектрами.

Этот класс ночных светил имеет свои спектральные виды звёзд:

  • WN – в их спектрах обнаружены линии азота и гелия;
  • WO – в спектрах таких звёзд сильные линии кислорода;
  • WC – богатые углеродом.

Окончательную точку, в вопросе о происхождении звёзд Вольфа-Райе, ещё не поставили. Однако популярной является гипотеза, по которой эти звёзды представляют собой гелиевые остатки больших и массивных звёзд.

В нашей галактике, на сегодняшний день, открыто 230 звёзд этого вида.

Сверхновые

виды звёзд

Сверхновая – это звезда, которая вследствие своего сжатия, на определённом этапе своей эволюции, взрывается. Такой взрыв, для постороннего наблюдателя, будет выглядеть как спонтанное, очень сильное увеличение яркости такого светила. И наблюдать такой эффект можно на очень больших расстояниях.

Увеличение светимости в сверхновых может продлиться до десятка суток. Зарегистрированы такие случаи, когда сверхновую звезду можно было видеть днём, невооружённым взглядом.

Отличаются сверхновые звёзды от новых силой происходящего взрыва.

Сверхновые звёзды могут отличаться друг от друга, наличием линий водорода, в спектре такой вспышки. Если водород отсутствует, то звезда I типа, а если есть, то сверхновая II типа.

Новые

Новые звёзды, как и сверхновые это переменные катаклизмического типа. В первых, перемена в блеске наблюдается не так спонтанно, как у вторых, и может продлиться не один год.

Поэтому новые звёзды распределили по группам, отличающимся друг от друга по времени пребывания блеска звезды в своём максимуме:

  • очень быстрые – максимум длиться до 10 дней;
  • быстрые – от 11 до 25 дней;
  • очень медленные – до 250 дней;
  • предельно медленные – максимум блеска может длиться годами.

Гиперновые

Гиперновые представляют собой гипотетические виды звёзд, описывающие взрывы звёзд, с массами, превышающими солнечную больше чем в 100 раз. Фактически, гиперновые это очень большие сверхновые звёзды.

Предполагается, что 440 млн. лет назад мог быть взрыв гиперновой звезды, вследствие чего на Землю мог попасть изотоп никеля 56Ni, от взорвавшегося источника.

Читайте так же:
Как устроена железнодорожная сортировочная станция в США

Ультраяркие рентгеновские источники

Или ULX – это источники сильного рентгеновского излучения. Предположительно обладают массами в 10000 масс Солнца. Эти излучения носят периодическую природу, изменяющуюся от нескольких секунд до нескольких лет.

Что собой представляют ULX до сих пор неясно, и по этому поводу ведутся много споров. Самое популярное мнение, что это чёрная дыра.

Яркие голубые переменные

Или же звёзды типа S Золотой Рыбы – голубые гипергиганты, с пульсирующими оболочками. Имеют неправильные изменения своего блеска с большой амплитудой, до 7 звёздных величин.

Предполагают, что представители такого вида обладают большими массами (порядка 150 солнечных), поэтому сроки их «жизни» малы, пару миллионов лет.

По всей видимости, такие светила являются прародителями для звёзд типа Вольфа-Райе, и, в конце концов, они могут взорваться в качестве гиперновой.

Уникальные звёзды (SS 433)

SS 433 – затменно рентгеновская двойная система. Один из компонентов этой системы массивная звезда с высокой температурой, где-то в 30000 К. Второй – какой-то компактный источник (чёрная дыра или нейтронная звезда), обладающий огромной массой.

Со звезды на этот источник постоянно перетекает струя газа, и формирует аккреционный диск, затмевающий главную звезду, с периодом в 13 суток.

Этот компактный спутник окружен плазмой, имеющую очень высокую температуру и светимость, а также являющуюся источником сильного рентгеновского излучения.

Представителем объектов SS 433 является звезда V 1343, в созвездии Орла.

Нейтронные звёзды

виды звёзд

Это ядра взорвавшихся звёзд, в которых дальнейшее сжатие приводит к тому, что это ядро полностью будет состоять из нейтронов. Массы таких звёзд составляют, приблизительно от 1,44 масс Солнца (предел Чандрасекара), до предела Оппенгеймера-Волкова (см. терминологию сайта), который будет разный для каждой звезды. Радиусы таких звёзд ничтожно малы, около 10-20 км.

Нейтронные звёзды обладают сильным магнитным полем и неимоверно быстрым вращением, около тысячи оборотов за секунду! Вследствие этого существуют такие виды звёзд нейтронного типа, как: рентгеновские пульсары и радиопульсары. Излучают они соответственно в рентгеновском и радио- диапазонах длин волн.

Считается, что нейтронные звёзды рождаются вследствие взрыва сверхновой звезды.

Звёздные системы

Звёздные системы это совокупность звёзд, от двух до миллиардов.

Если в системе состоят две звезды, то это двойная звезда, объединённая общим центром масс, или этим центром выступает какая-то звезда.

А если в системе состоят больше десяти звёзд – это звёздное скопление. Распределяют такие скопления на шаровые, рассеянные и звёздные ассоциации.

Галактики, по своей сути тоже являются звёздными системами очень больших размеров, включающие в себя разные виды звёзд.

Звезды

На протяжении веков каждую ночь мы видим в небе загадочные огоньки – звезды нашей Вселенной. В древности люди видели фигуры животных в скоплениях звезд, и позже они начали называться созвездиями. На текущий момент ученые выделяют 88 созвездий, которые разделяют ночное небо на участки. Звезды – это источники энергии и света для Солнечной системы. Они способны создавать тяжелые элементы, которые необходимы для начала жизни. Таким образом, Солнце дарит свое тепло всему живому на планете. Степень яркости звезд определяется их размерами.

Звезда Canis Majoris из созвездия Большого Пса является самой крупной во Вселенной. Она находится в 5 тыс. световых лет от Солнечной системы. Ее диаметр – 2,9 миллиарда километров.

Конечно же, не все звезды в Космосе такие огромные. Есть и звезды-карлики. Величину звезд ученые оценивают по шкале – чем звезда ярче, тем ее номер меньше. Самая яркая звезда в ночном небе Сириус. По цветам звезды делятся на классы, которые указывают на их температуру. К классу О относятся самые горячие, они голубого цвета. Звезды красного цвета являются самыми холодными.

Следует заметить, что звезды не мерцают. Этот эффект похож на то, что мы наблюдаем в жаркие дни лета, посмотрев на раскаленный бетон или асфальт. Кажется, что мы смотрим через дрожащее стекло. Этот же процесс вызывает иллюзию мерцания звезды. Чем ближе она к нашей планете, тем больше она «мерцает».

Виды звезд

Главная последовательность – время существования звезды, которое зависит от ее размера. Маленькие звезды сияют дольше, крупные, наоборот, меньше. Массивным звездам топлива хватит на пару сотен тысяч лет, а малые будут гореть на протяжении миллиардов лет.

Красный гигант – большая звезда оранжевого или красноватого оттенка. Звезды этого типа очень крупных размеров, которые превышают обычные в сотни раз. Самые массивные из них становятся сверхгигантами. Бетельгейзе, из созвездия Орион, является самой яркой среди красных супергигантов.

Белый карлик – это остатки обычной звезды, после красного гиганта. Эти звезды довольно плотные. Их размер не больше нашей планеты, но их массу можно сравнить с Солнцем. Температура белых карликов достигает 100 тыс. градусов и больше.

Коричневые карлики еще называют субзвездами. Это газовые массивные шары, которые больше Юпитера и меньше Солнца. Эти звезды не излучают тепла и света. Они являют собой темный сгусток материи.

Цефеида. Цикл ее пульсации колеблется между несколькими секундами и несколькими годами. Все зависит от разновидности переменной звезды. Цефеиды изменяют свою светимость в конце жизни и в начале. Они могут быть внешними и внутренними.

Большинство звезд – это часть звездных систем. Двойные звезды – две гравитационно связанные звезды. Ученые доказали, что у половины звезд галактики есть пара. Они могут затмевать друг друга, потому что их орбиты находятся под малым углом к лучу зрения.

Новые звезды. Это тип катаклизмических переменных звезд. Их блеск меняется не так резко, по сравнению со сверхновыми. В нашей галактике выделяют две группы новых звезд: новые балджа (медленные и слабее) и новые диска (быстрее и ярче).

Сверхновые. Звезды, которые заканчивают эволюцию во взрывном процессе. Этим термином были названы звезды, которые вспыхнули сильнее новых. Но ни одни, ни другие не являются новыми. Всегда вспыхивают звезды, которые уже существуют.

Гиперновые. Это очень крупная сверхновая звезда. Теоретически они могли бы создать Земле серьезную угрозу сильной вспышкой, но на данный момент подобных звезд поблизости нашей планеты нет.

Цикл жизни звезд

Звезда берет свое начало в виде облака газа и пыли, которое называют туманностью. Взрывная волна сверхновой или гравитация соседней звезды способна заставить ее сжиматься. Элементы облака собираются в плотную область, которая называется протозвездой. При следующем сжатии она нагревается и достигает критической массы. После происходит ядерный процесс, и звезда проходит все фазы существования. Первый является самым стабильным и долгим. Но со временем топливо заканчивается, и мелкая звезда становится красным гигантом, а большая – красным супергигантом. Эта фаза будет длиться, пока топливо полностью не закончится. Туманность, которая останется после звезды, может расширяться на протяжении миллионов лет. После чего на нее подействует взрывная волна или гравитация, и все повторится сначала.

Основные процессы и характеристики

Звезда имеет два параметра, которые определяют все внутренние процессы, – химический состав и масса. Задав их одиночной звезде, можно предсказать спектр, блеск и внутреннюю структуру звезды.

Расстояние

Есть много способов для определения расстояний до звезды. Самый точный – измерение параллаксов. До звезды Веги расстояние измерил астроном Василий Струве в 1873. Если звезда находится в звездном скоплении, расстояние до звезды можно принять равным расстоянию до скопления. Если звезда из класса цефеид, расстояние можно вычислить из зависимости абсолютная звездная величина – период пульсации. Чтобы определить расстояние к далеким звездам, астрономы используют фотометрию.

Читайте так же:
Шесть самых шокирующих теорий об устройстве нашего мира — рассказываем по пунктам

Масса

Точная масса звезды определяется, если это компонент двойной звезды. Для этого используется третий закон Кеплера. Также можно косвенно определить массу, к примеру, из зависимости светимость – масса. В 2010 году ученые предложили еще один способ вычисления массы. Он основывается на наблюдениях за прохождением планеты со спутником по диску звезды. Применив законы Кеплера и изучив все данные, определяют плотность и массу звезды, период вращения спутника и планеты и другие характеристики. На данный момент этот способ использовался на практике.

Химический состав

Химический состав зависит от вида звезды и ее массы. Крупные звезды не обладают элементами тяжелее гелия, а красные и желтые карлики относительно на них богаты. Это помогает звезде зажечься.

Структура

Выделяют три внутренние зоны: конвективную, ядро и зону лучистого переноса.

Конвективная зона. Здесь за счет конвенции происходит перенос энергии.

Ядро – центральная часть звезды, где проходят ядерные реакции.

Лучистая зона. Здесь перенос энергии происходит благодаря излучению фотонов. У малых звезд эта зона отсутствует, у крупных находится между конвективной зоной и ядром.

Атмосфера находится над поверхностью звезды. Она состоит из трех частей – хромосферы, фотосферы и короны. Фотосфера является самой глубокой ее частью.

Звездный ветер

Это процесс, при котором вещество из звезды стекает в межзвездное пространство. Он играет немаловажную роль в эволюции. В результате звездного ветра масса звезды уменьшается, значит, ее жизнь полностью зависит от интенсивности этого процесса.

Принципы обозначения звезд и каталоги

В галактике находится больше 200 миллиардов звезд. На фотоснимках крупных телескопов их настолько много, что не имеет смысла давать им всем имена и даже считать. Примерно 0,01 процента звезд нашей галактики занесено в каталоги. У каждого народа самые яркие звезды получили имена. К примеру, Алголь, Ригель, Альдебаран, Денеб и другие происходят с арабского.

В Уранометрии Байера звезды обозначаются буквами греч. алфавита в порядке убывания блеска (α – самая яркая, β – вторая по блеску). Если греческого алфавита не хватало, использовался латинский. Некоторые звезды называют именами ученых, которые описывали их уникальные свойства.

Большая Медведица

Созвездие Большая Медведица являет собой 7 эффектных звезд, которые отыскать на небе довольно просто. Помимо этих, в созвездии насчитывается еще 125 звезд. Это созвездие одно из самых крупных и захватывает на небе 1280 кв. градусов. Ученые выяснили, что звезды ковша находятся от нас на неравном расстоянии.

Ближе всех расположена звезда Алиот, самая дальняя – Бенетнаш. Для любителей астрономии это созвездие способно служить «тренировочным полигоном»:

· Благодаря Большой Медведице можно с легкостью найти и другие созвездия.

· В течение года оно четко показывает обращение неба за сутки и перестроение его вида.

· Если запомнить угловые расстояния между звездами, можно проводить угловые приближенные измерения.

· Имея едва ощутимый телескоп, можно рассмотреть переменные и двойные звезды в Большой Медведице.

Легенды и мифы созвездия

«Ковш» известен нам с давних времен. Древние греки утверждали, что это нимфа Калисто, которая была спутницей Артемиды и возлюбленной Зевса. Она проигнорировала правила и навлекла немилость богини. Та обратила ее в медведицу и натравила собак. Чтобы возлюбленная Зевса была в безопасности, он поднял ее на небо. Событие это темное, и каждый раз в эту историю пытаются добавить что-то новое, как, например, подругу нимфы Каллисто, которую превратили в Малую Медведицу.

Звезды в космосе — определение, строение, форма, интересные факты

Процесс рождения и угасания звезд в космосе

Самое распространенное определение звезды в астрономии — образование из раскаленного газа в форме шара. По мере развития жизненного цикла изменяется структура и состав светил. Поскольку невозможно увидеть их строение воочию, создаются модели, основанные на сложных вычислениях. В структуре звезд обычно выделяют:

Основные параметры, характеризующие светила

  • Ядро, в котором проходят реакции термоядерного синтеза (РТС). Здесь находятся только свободные ядра атомов и электроны, поэтому они упакованы гораздо плотнее, чем если бы это были целые атомы.
  • Зона переноса лучистой энергии. Во время её прохождения лучи сохраняют количество энергии, но меняются качественно, увеличивая длину волны. Например, из недр Солнца выходят рентгеновские и гамма-лучи, а с поверхности — световые и инфракрасные.
  • Зона конвекции, где происходит перемешивание газовых слоев. У более старых светил эта область меньше, а внешние со временем разрастаются.
  • Фотосфера и хромосфера. На внешней поверхности звёзд часто наблюдаются выбросы газа — протуберанцы.

В космосе распространены самые разные звездные системы, состоящие из двух, трех и более звезд. Главное условие того, что объекты составляют систему — они должны вращаться вокруг общего центра тяжести. Самые горячие светила — белые и голубые гиганты. Холодные звезды бывают красными гигантами или почти остывшими коричневыми карликами.

Звездные параметры

Молодые звезды имеют практически одинаковый состав веществ. Это 73% водорода, 25% гелия и 2% металлических веществ (в астрономии к ним относят все, что не является водородом и гелием). Именно эти два процента и масса объекта имеют огромное значение и делают звезды такими разными. Они влияют на протекание РТС в ядре и металличность звезд. От этого зависят и все другие параметры. К ним относятся:

 Самые известные созвездия и названия ярких звезд

  • Масса и радиус — вычисляются астрономическими методами, как и расстояние до звезды.
  • Светимость — обозначается в цифрах по отношению к солнечной.
  • Цвет зависит от типа и диапазона испускаемых волн.
  • Спектральные классы, по которым можно узнать о химическом составе и температуре поверхности.

На возможность появления планет у светила или в звездной системе влияет металличность звезды. В науке используется также понятие абсолютной звездной величины, которая характеризует интенсивность потока звездного излучения. Поскольку расстояния до светил отличаются миллионами световых лет, то очень далекая звезда высокого класса может быть почти невидимая с Земли, а близкая, но слабая ярко сиять на небе. Поэтому при наблюдениях используется и такое понятие, как видимая звездная величина.

Процесс рождения

Звезды, как и все во Вселенной, проходят этапы зарождения, жизни и умирания. На это уходят миллиарды лет, но в космосе находятся объекты на разных этапах развития. Поэтому астрономы смогли составить некоторое представление о том, как развиваются звезды.

Теория появления протозвезд

На сегодня наиболее вероятной считается теория появления звезд из облака, образованного космической пылью и газом (водородом по большей части), которое имеет огромную массу из-за своих размеров. В поперечнике она может достигать 300 световых лет. В результате гравитационного сжатия газопылевого облака сначала образуется так называемая протозвезда. Причины, по которым может начаться процесс:

  • столкновение двух подобных облаков;
  • прохождение облака вблизи рукава спиральной галактики, где находятся плотные скопления светил;
  • ударная волна, вызванная появлением сверхновой звезды в близлежащем пространстве;
  • при столкновении галактик возможно множественное звездообразование.

Интересные факты о звездах

Температура в центре протозвезды неуклонно возрастает и в какой-то момент достигает порога, после которого протоны молекул водорода могут преодолеть силы отталкивания и вступить в РТС и превратиться в гелий. Итог — образование гелиевого ядра и потока элементарных частиц.

Читайте так же:
Самые большие животные – список, размеры, названия, описание, где обитают, фото и видео

При этом выделяется значительное количество тепловой энергии, разогревающее ядро протозвезды до сверхвысоких температур. Избыточная энергия устремляется к ее поверхности и вовне. Так в космосе рождается новое светило. В этот момент начинает возрастать внутри звездное давление, что не дает силам гравитации сжать светило до сверхплотного состояния. Ее внутреннее давление непрерывно возобновляется, что обеспечивает энергетическое равновесие и устойчивое состояние звезды.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Она графически изображает состояние звездных объектов на разных стадиях жизненного цикла. На диаграмме четко видны группы, сформированные согласно физическим характеристикам звезд, соответствующих разным этапам их эволюции. Стадия активного сжигания водорода, согласно этой диаграмме, относится к основной фазе жизненного цикла. В ней находится и Солнце. С его зарождения прошло около 5 млрд лет. Примерно столько же светилу осталось жить.

Распределение звезд на диаграмме Герцшпрунга-Рассела идет неравномерно: около 90% светил сконцентрировано на одной из диагоналей, которая называется главной последовательностью. Здесь находятся светила в стадии горения водорода.

Завершение жизненного цикла

Рано или поздно жизнь любого звездного объекта подходит к концу. Как это происходит, тоже зависит от массы светила. Меньше всего живут массивные светила: в них хоть и содержатся огромные запасы водородного топлива, но, чтобы не впасть в гравитационный коллапс, им приходится очень интенсивно их расходовать. Срок жизни таких светил составляет «всего лишь» десятки миллионов лет.

Завершение жизненного цикла звезды

Небольшие звездочки могут существовать и сотни миллиардов лет. Солнце в этой градации находится примерно посередине. Светила, масса которых не более чем в восемь раз превышает солнечную, сначала превращаются в красные гиганты. Когда запасы водорода истощаются, силы гравитационного сжатия становятся больше внутри звездного давления, и звезда начинает сжиматься и уплотняться. У этого процесса два следствия:

  • в РТС вступает водород из самых нижних слоев ядра;
  • увеличение ядерной температуры приводит к началу вторичной РТС, в которую вступает гелий, преобразовываясь в углерод.

При этом энергия выделяется настолько интенсивно, что звезду как бы раздувает изнутри. Солнце, когда достигнет этой стадии, в диаметре превысит орбиту Венеры. Тем не менее, количество совокупной энергии не увеличивается. Поскольку поверхность излучения становится намного больше, происходит остывание светила до красной части видимого спектра. Таким образом, оно становится красным гигантом.

Последняя стадия развития объектов, подобных Солнцу — белые карлики. Она наступает, когда ядро остывает до температуры, при которой невозможна дальнейшая РТС, а силам сжатия начинают сопротивляться свободные электроны, не участвующие в реакции (вырожденный электронный газ). Это приводит к стабилизации звезды в виде белого карлика, излучающего в пространство остаточное тепло до полного остывания.

Сверхновые и пульсары

Звезды в космосе: строение, характеристики и названия

После выгорания гелия в ядре звезды остается достаточно энергии для запуска новых РТС. В результате образуются углерод, кремний, магний и другие материалы, вплоть до железа. При этом, когда начинается новая реакция в ядре, предыдущая продолжается в оболочке. Считается, что все химические элементы во Вселенной так и появились — из недр умирающих массивных светил.

Железо не может быть топливом для РТС без притока энергии извне и накапливается в ядре. Его протоны вступают в реакции с электронами вырожденного газа, образуя нейтроны. Этот процесс происходит практически мгновенно. Все свободные электроны исчезают и, поскольку силам гравитационного сжатия больше нечему противодействовать, со звездой случается гравитационный коллапс.

Энергия столкновения внешней оболочки и нейтронного ядра так высока, что она с огромной силой отскакивает назад и разлетается во все стороны с высочайшей скоростью. Происходит буквально взрыв звезды и превращение ее в сверхновую. С Земли это выглядит как ослепительная вспышка.

Самые большие звезды

Если звезда весила около 10—30 солнечных масс, то после разлета оболочки ее стабилизируют вырожденные нейтроны. В результате образуются быстро вращающиеся объекты диаметром около 15 км, излучающие электромагнитные импульсы с частотой собственного вращения. Они называются пульсарами. Но если масса светила превышала 30 солнечных, ничто не способно остановить ее коллапс. Она сжимается до чёрной дыры — области с настолько большой массой и гравитацией, что её не могут покинуть даже частицы света.

Созвездия и интересные факты

За звездами люди вели наблюдение с давних времен и для удобства разделили звездное небо на области или созвездия, в которых видели существующих или мифологических животных, птиц, героев легенд или какие-то предметы. Самые красивые и яркие получили собственные названия, происхождение которых связано с мифами и историями разных народов. Собственные имена есть и у многих светил. Чаще всего это арабские, греческие или латинские слова. Список названий звезд, заметных в Северном полушарии:

Небесные светила

  1. Арктур — α Волопаса. Светит ярче всех на небе северных широт. Это оранжевый гигант спектрального класса К. Поскольку таких светил не встречается в галактике Млечный путь, можно предположить, что это старое светило образовалось в более древней галактике.
  2. Вега — α Лиры, третья из самых заметных светил Северного полушария и первая, которую сфотографировали (не считая Солнца) и установили спектр излучения. Вокруг этого молодого светила вращается диск из космической пыли, поэтому он испускает сильное инфракрасное излучение. Похожие космические объекты называют Вега-подобными.
  3. Полярная звезда — α Малой Медведицы, всегда находится на севере, поэтому ее издавна использовали в морской навигации и называли путеводной звездой. Это звездная система с больши́м главным светилом, двумя спутниками и еще одной более далекой парой. Основная звезда относится к классу цефеид — равномерно пульсирующих звезд.
  4. Фомальгаут — α Южной рыбы, звезда осеннего неба и единственная хорошо видимая в северных широтах в это время года.

После изобретения телескопа были открыты множество новых звездных объектов, которым присваиваются буквенно-числовые индексы. Из них можно узнать информацию о свойствах светила и его небесных координатах.

Другие светила

На небе практически всегда можно наблюдать множество звезд. Самые красивые небесные светила:

Как появились звезды

  • Альтаир — α Орла, одна из ближайших к Земле звезд. Белый и раскаленный, он относится к классу А. Очень быстро вращается вокруг своей оси, поэтому ему присуще гравитационное затемнение.
  • Альнилам — ε Ориона, горячий голубой гигант, постепенно расширяющийся до сверхгиганта.
  • Капелла — α Возничего. Ее название означает «козочка». Это двойной объект, состоящий из гигантов. Одна из звезд чуть горячее и желтого цвета, вторая — оранжевого.
  • Спика — α Девы, система из двух подобных бело-голубых гигантов. Это переменная звезда, поэтому ее звездная величина постоянно меняется.
  • Денеб — α Лебедя, один из самых больших объектов по абсолютной величине, известных астрономам. О его настоящей величине можно получить представление по следующему факту: это двадцатая по яркости звезда на небе. Светила, на столько же удаленные от Земли, как Денеб, вообще не видны невооруженным глазом.
  • Ригель — β Ориона, громаднейший бело-голубой сверхгигант. Соперничает по абсолютной величине с Денебом. Это яркое светило красиво освещает расположенную рядом туманность под названием Голова Ведьмы.

Наблюдение за космическими телами и явлениями — очень увлекательное занятие. Не менее интересно изучать то, как они возникли.

голоса
Рейтинг статьи
Ссылка на основную публикацию