Какие бывают звезды?

Посмотрите в телескоп на богатое рассеянное скопление, например, на h и х Персея. Вы увидите груду сияющих бриллиантов, в которой кое-где затесались светло-розо­вые рубины той же яркости; их гораздо меньше. И это зрелище еще прекраснее оттого, что мы осознаем в этой красоте могущество человеческого разума. Теория звездной эволюции объясняет, почему в молодых рассеянных скоплениях на десяток ярких голубых звезд приходится одна красная. Несколько иначе по этому по­воду сказал М. Волошин: «Но ужас звезд от знанья не погас…»

Характеристики звезды, определяемые непосредствен­но из наблюдений,— это прежде всего ее светимость и температура. Диаграмма, на которой сопоставлены эти две величины, является главным средством изучения мира звезд, ибо оказывается, что звезды на этой диа­грамме расположены в строго определенных местах в за­висимости от их массы, химического состава и возраста.

Светимость легко определить, если знать расстояние. Самый простой способ — измерить направление на звез­ду с двух концов одного диаметра земной орбиты, т. е. сейчас и через полгода. Звезда сместится на фоне более далеких звезд на угол, под которым с нее виден диа­метр земной орбиты. Но это измерение годичных па­раллаксов возможно лишь для очень близких звезд. Для самой близкой — а Кентавра, параллакс состав­ляет 0,75″; обычная точность его определения — 0,01″ Сейчас известны параллаксы около 6000 звезд. Из па­раллакса я легко найти расстояние r, зная расстояние а Земли от Солнца: r = a

/sinπ. Поскольку синус малого угла можно заменить углом в радианной мере, sinπ ~ π«/206265, то r=206265 а/π» км. Звездные расстояния выражаются, конечно, не в километрах, а в парсеках (пс): г — 1/я пс. На расстоянии в 1 пс находилась бы звезда с параллаксом в 1″ Иногда, особенно в популяр­ной литературе, употребляют как единицу расстояния световой год (1 пс = 3,259 световых лет = 3,08•10¹⁸ см).

Параллакс можно определить у звезд, расположен­ных не далее 100 пс от Солнца. Зная собственные дви­жения (т. е. угловое перемещение по небесной сфере за год) и лучевые скорости (т. е. составляющую простран­ственной скорости, направленную по лучу зрения и изме­ряемую в километрах на секунду по доплеровскому сме­щению линий в спектре), можно оценить расстояние и для более далеких звезд, но только статистически, для однородных групп звезд. Из расстояния и видимого блеска нетрудно определить светимость, которая выра­жается или в единицах светимости Солнца, или в абсо­лютных величинах (т. е. звездной величине, которую звезда имела бы на расстоянии 10 пс). Видимая

т и абсолютная величина М связаны друг с другом формулой I/I₀ = 2,512^M—m = 10^й2/r², где I — блеск звезды на данном расстоянии и I₀ — на расстоянии в 10 пс. Про­логарифмировав эту формулу, получим: 0,4 (М—т) = = 2—2 lgr, откуда lgr = 0,2 (т — М) + 1. Итак, рас­стояние определяется величиной т — М, называемой модулем расстояния. К несчастью, видимая величина обычно бывает существенно ослаблена поглощением све­та в межзвездной пылевой среде, учитывать которое необычайно трудно. Поглощение света ведет также и к покраснению звезд, ибо синие лучи поглощаются меж­звездной средой сильнее, чем красные.

Светимость некоторых звезд можно определить и не зная расстояний, например, по особенностям спектра, по периоду изменения блеска. Наконец, светимость членов скоплений можно определить, зная расстояния скопле­ний, о методах определения которых речь будет ниже.

О температуре говорит прежде всего спектр звезды: распределение энергии в нем, расположение и интенсив­ность темных линий. Спектры звезд, согласно класси­фикации, разработанной в Гарвардской обсерватории (США) в начале нашего века, делятся на семь основных классов: О, В, A, F, G, К, М, причем звезды О — самые горячие (температура поверхности около 30 000°), а М— самые холодные (3000°).

Множество сведений о звездах может извлечь астроном из узкой полоски спектра, не­даром для спектральных работ и выделяется львиная доля дорогого наблюдательного времени больших реф­лекторов. Это не только значения температуры и светимости, но и химический состав, движения газов в атмосфере, магнитное поле, вращение, скорость движе­ния по лучу зрения. О распределении энергии в спектре и тем самым о температуре звезды может рассказать и показатель цвета — разность звездных величин в двух участках спектра, чаще всего в желтой и синей (B—V). Определение звездных величин гораздо менее трудо­емко, чем получение спектра; за время, нужное для по­лучения спектрограмм, можно получить показатели цве­та на 5—6 величин более слабых звезд. Широкое вне­дрение, начиная с 50-х годов, фотоэлектрической фото­метрии и стандартных светофильтров привело к тому, что точность звездной фотометрии достигает сейчас 0,01—0

m,001, и результаты разных исследователей строго сопоставимы друг с другом. Однако на показате­ли цвета влияет межзвездное поглощение света, от чего свободны спектры звезд. Его можно учесть фотометриче­ским путем, применяя многоцветную фотометрию, напри­мер, систему UBV, в которой измеряется блеск в ультра­фиолетовой, синей и желтой частях спектра — сопостав­ляя показатели цвета U — В и В— V, на которые погло­щение влияет по-разному.

Итак, зная светимость и температуру поверхности звезды, можно сопоставить их на диаграмме. Такого рода диаграммы были впервые независимо построены в 1908—1910 гг. Э. Герцшпруигом и Г. Ресселом. На рис. 1 представлена диаграмма Герцшпрунга — Рессела (Г — Р) для звезд из окрестностей Солнца, имеющих разные происхождение и возраст. На диаграмме прежде всего бросается в глаза наклонная полоса, называемая главной последовательностью, которая тянется от голу­бых ярких звезд к слабым красным карликам. В пра­вом верхнем углу диаграммы — группа красных гиган­тов, над которыми тянется к главной последователь­ности редкая полоска очень ярких звезд-сверхгигантов; в левом нижнем углу — немногочисленные белые кар­лики.

Схема диаграммы Герцшпрунга-Рассела

Первая эволюционная интерпретация диаграммы све­тимость — спектр была дана самим Ресселом. Он пред­положил, что, зарождаясь как холодные огромные сверх­гиганты, звезды, постепенно сжимаясь и разогреваясь, попадают на главную последовательность, после чего снова остывают и продвигаются по ней вниз. Уже в двадцатые годы стало ясно, что эта гипотеза не верна, но диаграмма Герцшпрунга — Рессела остается важ­нейшим средством проверки выводов теории эволюции. Далеко не все последовательности на ней совпадают с «эволюционными треками», т. е. с эволюционными пе­ремещениями звезд. Густо населенные области диаграм­мы — это те, в которых звезды живут долго. Особое значение имеют диаграммы звездных скоплений, по­скольку звезды в них образовались примерно одновре­менно и имели первоначально один и тот же химический состав; диаграмма Г — Р для звезд поля показывает смесь объектов разного происхождения, а сравнение диа­грамм скоплений дает надежду уловить возрастные от­личия между ними.

Звездные скопления бывают двух родов — рассеян­ные и шаровые. В рассеянных скоплениях обычно сотни, иногда тысячи членов; они концентрируются к плос­кости Млечного Пути; в шаровых скоплениях сотни ты­сяч членов, они входят в сфероидальную корону Галак­тики и концентрируются к ее центру. Относительно Солнца шаровые скопления движутся очень быстро, но это потому, что Солнце, как и другие объекты, концент­рирующиеся к плоскости Галактики, вращается вокруг ее центра, а шаровые скопления и другие объекты коро­ны почти не принимают участия в галактическом враще­нии.

Диаграммы Г — Р резко отличаются для этих двух родов скоплений. Главная последовательность рассеян­ных скоплений обрывается при самых различных светимостях, от —7^тдо +2^т, но верхний конец ее неиз­менно загибается вправо вверх; на его уровне находятся несколько гигантов или сверхгигантов, отсутствующие, впрочем, в бедных скоплениях. Звезды шаровых скоплений располагаются вдоль главной последовательности лишь до светимости около +3

^m, а затем они уходят вправо и вверх в область красных гигантов; пробел, разделяющий красные гиганты и главную последователь­ность у рассеянных скоплений, отсутствует у скоплений шаровых (рис. 2).

Сводная диаграмма «цвет — светимость»

Еще одно отличие — химический состав. У рассеян­ных скоплений содержание тяжелых элементов (под ними подразумевается все, кроме водорода и гелия) близко к солнечному, отличаясь от него не более чем в несколько раз; шаровые же скопления беднее ими в 10— 100 раз.

Эти различия распространяются и на весь мир звезд, делящийся на два главных населения. Рассеянные скоп­ления являются типичными представителями населения I (или плоской составляющей Галактики), шаровые — населения II (или сферической составляющей). Каждую звезду, каждое скопление можно отнести к одному из этих двух типов, хотя, конечно, деление на два типа слишком грубое, в каждом можно выделить подтипы. Эта классификация мира звезд стала общепринятой в сороковых годах, в основном благодаря работам В. Бааде и Б. В. Кукаркина, хотя начало ее было заложено еще в двадцатых годах Б. Линдбладом, Я. Оортом и другими. Деление звездного населения на два типа особенно за­метно у спиральных галактик; эллиптические галактики состоят только из звезд населения II, а в неправильных преобладает население I.

Основные особенности звезд разных населений — отличия их диаграмм Г — Р, содержания тяжелых эле­ментов, пространственно-кинематических характери­стик — получили блестящее объяснение в современной теории звездной эволюции, основы которой были зало­жены в пятидесятых годах. Точнее говоря, именно в это время получили объяснение особенности диаграмм Г — Р для двух звездных населений.

В конце тридцатых годов стало ясно, что источником энергии звезд являются ядерные реакции, превращение водорода в гелий, как это и предвидел А. Эддингтон, заложивший основы современной теории внутреннего строения звезд. Горячие звезды высокой светимости должны израсходовать запасы ядерного горючего за немногие миллионы лет. Вывод о продолжающемся в наши дни звездообразовании стал в сороковых годах неизбежен. Отмечая, что молодые звезды находятся обычно рядом с поглощающими свет газопылевыми об­лаками, Г. Рессел на склоне дней одним из первых при­шел к выводу о недавней конденсации звезд из такого рода облаков. Сильно способствовали победе представ­лений о продолжающемся в современную эпоху группо­вом звездообразовании работы В. А. Амбарцумяна.

В первое время после образования источником энер­гии будущей звезды — «протозвезды» — служит только гравитационное сжатие. Она постепенно разогревается и откуда-то справа на диаграмме Г—Р, из далекой инфра­красной области подходит к главной последователь­ности. На нижней ее границе — начальной главной по­следовательности — находятся звезды, ядра которых достаточно нагреты для того, чтобы в них началась пе­реработка водорода в гелий. По мере выгорания водоро­да в ядре светимость звезды растет, а температура не­сколько падает — звезда медленно уходит вправо вверх с начальной главной, последовательности. У массивных звезд скорость этого ухода постепенно возрастает, и когда масса гелиевого ядра достигает примерно 10% массы звезды, оно сжимается, а оболочка звезды быстро расширяется и охлаждается. На диаграмме Г—Р звез­да при этом быстро переходит с верхнего конца главной последовательности рассеянного скопления в область красных сверхгигантов. Длительность жизни звезды на стадии главной последовательности прямо пропорцио­нальна запасам горючего — массе — и обратно пропор­циональна темпу, с которым оно расходуется — свети­мости. Светимость же пропорциональна массе в кубе, и поэтому чем ярче звезда, тем меньше времени она про­водит на главной последовательности. Понятно, что скопления, у которых главная последовательность обры­вается близ M_v= —7^т, наиболее молоды, их возраст порядка 10⁷ лет, а скопления, у которых главная после­довательность обрывается у +2^т, имеют возраст поряд­ка 5•10⁸— 10⁹ лет. Понятно также, почему загибаются вправо концы главных последовательностей рассеянных скоплений (рис. 2) — чем больше светимость звезды, тем дальше успела она отойти от начальной главной после­довательности.

В скоплении данного возраста звезды с массой боль­ше некоторого значения уже ушли с главной последова­тельности и находятся на стадии красного сверхгиганта, в который превращаются массивные звезды после того, как их ядро нагреется в результате сжатия до темпера­туры, необходимой для превращения гелия в углерод. После этого эволюционные треки начинают описывать на диаграмме Г—Р широкие петли (рис. 3), последова­тельно включаются новые реакции синтеза — превраще­ние углерода в кислород и т. д. вплоть до истощения источников ядерной энергии: синтез элементов тяжелее железа идет уже с затратой энергии.

Эволюционные треки с массами от 1,0 до 15 масс Солнца

Что происходит с массивной звездой дальше не вполне ясно, но по современной теории она должна либо взорваться как Сверхновая, либо погибнуть под соб­ственной тяжестью, не сдерживаемой более газовым давлением после иссякания энергетических ресурсов, если только не потеряет так или иначе избыток массы. В результате гравитационного сжатия (коллапса) звезды внутрь самой себя, она превращается в «черную дыру» и пропадает для внешнего наблюдателя — гравитацион­ное поле не выпускает наружу ни одного фотона. Звез­ды более массивные, чем сейчас наблюдающиеся в скоп­лении красные гиганты, должны быть уже или «черны­ми дырами» или остатками Сверхновых — нейтронными звездами. По-видимому, пульсарная активность их зату­хает довольно быстро, иначе пульсары встречались бы преимущественно в скоплениях.

Возраст рассеянных скоплений самый разнообразный, а у шаровых скоплений, как можно судить по светимости, при которой их звезды уходят с главной последователь­ности, примерно одинаков, около (10—15)•10⁹ лет. Массы наблюдаемых ныне звезд шаровых скоплений не превосходят 1,5 солнечных. Ядро сжимается и нагре­вается у таких звезд медленно, и температура, достаточ­ная для начала горения гелия, достигается только у правого конца ветви гигантов. Включение реакции горения гелия приводит звезду на горизонтальную ветвь (рис. 2). Дальнейшая судьба звезд шаровых скоплений не вполне ясна, то, видимо, они должны превратиться в белых карликов. Если звездам рассеянных скоплений удается так или иначе сбросить излишки массы, они также могут стать белыми карликами. По-видимому, и в рассеянных и в шаровых скоплениях должны присут­ствовать в большом количестве эти звездные «огарки» с ничтожно малой светимостью или же вообще черные, несветящиеся. Выявить их чрезвычайно трудно, и эта задача до сих пор остается нерешенной, хотя (по край­ней мере для белых карликов в близких скоплениях) она в пределах возможностей наших телескопов и очень важна для теории звездной эволюции.

Итак, шаровые скопления стары, возраст их почти одинаков, тяжелых элементов в них мало, и они насе­ляют сферическую невращающуюся корону Галактики. Возраст рассеянных скоплений разнообразен (есть даже несколько скоплений почти столь же старых, как и ша­ровые скопления), они продолжают образовываться и в наше время, тяжелых элементов в них немного больше, чем в шаровых скоплениях, они концентрируются к плос­кости Галактики и вращаются вокруг ее центра. Таковы же соответственно свойства объектов населения II и I.

Неизбежен вывод, что объекты населения II образо­вались на раннем этапе эволюции сфероидальной газо­вой протогалактики из вещества, состоящего почти ис­ключительно из гелия и водорода. За короткое время, порядка 1,0•10⁹ лет или меньше, звездообразование в короне завершилось, газ осел к экваториальной плос­кости системы, но вращение препятствовало сжатию его к центру. В промежутке совершилось очень быстрое обогащение среды тяжелыми элементами, выбрасывае­мыми в пространство при взрыве Сверхновых звезд. Дальнейшее звездообразование могло идти только близ галактической плоскости, где сохранился еще газ; те­перь оно продолжается лишь в спиральных рукавах, в которых плотность газа больше, чем в среднем в галак­тическом диске. Любопытно, что хотя содержание тяже­лых элементов варьируется среди рассеянных скоплений, зависимость его от возраста не наблюдается — имеются лишь локальные флуктуации. Это, по-видимому, озна­чает, что близ конца эпохи образования шаровых скоп­лений необыкновенно большое количество массивных звезд заканчивало эволюцию, взрываясь как Сверхно­вые и обогащая межзвездную среду; в дальнейшем же Сверхновых было не так уж много.

Конечно, хотелось бы теперь узнать, а как образова­лась газовая протогалактика? На эту тему продолжают­ся ожесточенные споры. Вряд ли проблему образования галактик удастся решить, пока нет окончательного ре­шения космологической проблемы — проблемы строения и развития Вселенной в целом. Химический состав звезд населения II (70% водорода и 30% гелия) находится в хорошем согласии с предсказываемым «горячей» тео­рией ранних стадий расширения Вселенной. Правда, проблем еще много и здесь. Например, небольшая при­месь тяжелых элементов имеется и в самых старых звездах, но ее происхождение пока неясно. Детство звезд и их старость еще не вполне ясны нам, но их зрелый возраст изучен достаточно хорошо. Об этом говорит хотя бы то, что каждый год приносит новые подтверж­дения теории, заложенной более тридцати лет назад, а в двадцатых годах астрономы жаловались, что теории строения звезд устаревают быстрее, чем модные платья. И это несмотря на небывалый прогресс астрономии за последние пятнадцать лет! Мы, несомненно, ухватились за краешек истины…

Какого цвета бывают звезды? — Любительская астрономия для начинающих

Рубрика: Астрономия для чайников Опубликовано 07.12.2018   ·   Комментарии: 0   ·   На чтение: 4 мин   ·   Просмотры:

Post Views: 31 391

Многие люди думают, что все звезды на небе белого цвета. (Кроме Солнца, которое, конечно, желтое.) Как это ни удивительно, но на самом деле все как раз наоборот: наше Солнце практически белое, а звезды бывают разных цветов — голубоватые, белые, желтоватые, оранжевые и даже красные!

Другой вопрос, можно ли увидеть цвет звезд невооруженным глазом? Тусклые звезды кажутся белыми просто потому, что они слишком слабы для возбуждения в сетчатке наших глаз колбочек — специальных клеток-рецепторов, отвечающих за цветное зрение. Чувствительные к слабому свету палочки не различают цветов. Именно поэтому в темноте все кошки серые, а все звезды белые.

Цвета ярких звезд

А как насчет ярких звезд?

Давайте посмотрим на созвездие Ориона, а вернее, на две его ярчайшие звезды, Ригель и Бетельгейзе. (Орион — центральное созвездие зимнего неба. Наблюдается по вечерам на юге с конца ноября по март.)

Звезда Бетельгейзе выделяется среди других в созвездии Ориона своим красноватым оттенком. Фото: Bill Dickinson/APOD

Даже беглого взгляда хватит, чтобы заметить красный цвет Бетельгейзе и голубовато-белый цвет Ригеля. Это не кажущееся явление — звезды действительно имеют разные цвета. Разница в цвете определяется только температурой на поверхностях этих звезд. Белые звезды горячее желтых, а желтые, в свою очередь, горячее оранжевых. Самые горячие звезды голубовато-белого цвета, а самые холодные — красные. Таким образом, Ригель намного горячее Бетельгейзе.

Какого цвета на самом деле Ригель?

Иногда, правда, все не так очевидно. В морозную или ветреную ночь, когда воздух неспокоен, вы можете наблюдать странную вещь — Ригель быстро-быстро меняет свою яркость (попросту говоря, мерцает) и переливается разными цветами! Иногда кажется, что он голубой, иногда — что белый, а затем на мгновение проскакивает и красный цвет! Получается, что Ригель вовсе не голубовато-белая звезда — она вообще непонятно какого цвета!

Голубой Ригель и отражательная туманность Голова Ведьмы. Фото: Michael Heffner/Flickr.com

Ответственность за это явление лежит целиком и полностью на атмосфере Земли. Низко над горизонтом (а Ригель в наших широтах высоко никогда не поднимается) звезды часто мерцают и переливаются разными цветами. Их свет проходит через очень большую толщу атмосферы, прежде чем достичь наших глаз. По пути он преломляется и отклоняется в слоях воздуха с разной температурой и плотностью, создавая эффект дрожания и быстрой смены цвета.

Наилучший пример переливающейся разными цветами звезды — белый Сириус, который находится на небе по соседству с Орионом. Сириус — ярчайшая звезда ночного неба и потому ее мерцание и быстрое изменение цвета гораздо заметней, чем у звезд по соседству.

Хотя звезды бывают разных цветов, невооруженным глазом лучше всего различаются белые и красноватые. Из всех ярких звезд, пожалуй, только Вега выглядит отчетливо голубоватой.

Вега в телескоп похожа на сапфир. Фото: Fred Espanak

Цвета звезд в телескопы и бинокли

Оптические инструменты — телескопы, бинокли и подзорные трубы — покажут гораздо более яркую и широкую палитру звездных цветов. Вы увидите ярко-оранжевые и желтые звезды, голубовато-белые, желтовато-белые, золотистые и даже зеленоватые звезды! Насколько эти цвета реальны?

В основном они все реальны! Правда, зеленых звезд в природе не бывает (почему — отдельный вопрос), это оптический обман, хотя и очень красивый! Наблюдение зеленоватых и даже изумрудно-зеленых звезд возможно только в тесных двойных звездах, когда очень близко есть желтая или желтовато-оранжевая звезда.

Телескоп-рефлектор гораздо точнее передает цвета, чем рефрактор, поскольку линзовые телескопы страдают в той или иной степени хроматической аберрацией, а зеркала рефлектора отражают свет всех цветов одинаково.

Очень интересно понаблюдать за разноцветными звездами сначала невооруженным глазом, а затем в бинокль или в телескоп. (Наблюдая в телескоп, используйте минимальное увеличение.)

В таблице ниже приведены цвета для 8 ярких звезд. Блеск звезд дан в звездных величинах. Буква v означает, что блеск звезды переменный — она светит в силу физических причин то ярче, то тусклее.

Звезда	Созвездие	Блеск	Цвет	Вечерняя видимость
Сириус	Большой Пёс	-1.44	Белый, но часто сильно мерцает и переливается разными цветами из-за атмосферных условий	Ноябрь — март
Вега	Лира	0.03	Голубая	Круглый год
Капелла	Возничий	0.08	Желтая	Круглый год
Ригель	Орион	0.18	Голубовато-белый, но часто сильно мерцает и переливается разными цветами из-за атмосферных условий	Ноябрь — апрель
Процион	Малый Пёс	0.4	Белая	Ноябрь — май
Альдебаран	Телец	0.87	Оранжевый	Октябрь — апрель
Поллукс	Близнецы	1.16	Бледно-оранжевая	Ноябрь — июнь
Бетельгейзе	Орион	0,45v	Оранжево-красная	Ноябрь — апрель

Разноцветные звезды на декабрьском небе

В декабре можно найти целую дюжину ярких цветных звезд! О красной Бетельгейзе и голубовато-белом Ригеле мы уже говорили. В исключительно спокойные ночи поражает своей белизной Сириус. Звезда Капелла в созвездии Возничего для невооруженного глаза кажется практически белой, зато в телескоп обнаруживает отчетливый желтоватый оттенок.

Обязательно взгляните на Вегу, которая с августа по декабрь видна по вечерам высоко в небе на юге, а затем на западе. Вегу недаром называют небесным сапфиром — настолько глубок ее голубой цвет при наблюдении в телескоп!

Наконец, у звезды Поллукс из созвездия Близнецов вы обнаружите бледно-оранжевое сияние.

Поллукс, ярчайшая звезда в созвездии Близнецов. Фото: Fred Espanak

В конце замечу, что цвета звезд, которые мы наблюдаем визуально, во многом зависят от чувствительности наших глаз и субъективного восприятия. Возможно, вы мне возразите по всем пунктам и скажете, что цвет Поллукса густо-оранжевый, а Бетельгейзе — желтовато-красный. Проведите эксперимент! Посмотрите на звезды, приведенные в таблице выше, сами — невооруженным глазом и через оптический инструмент. Дайте свою оценку их цвета!

Post Views: 31 391

Какие бывают типы звёзд?

Звезда есть звезда, верно? Конечно, существуют некоторые различия с точки зрения цвета, когда вы смотрите на ночное небо. Но они все, в принципе, одинаковые большие шары сжигающегося газа, в миллионах, миллиардах световых лет от нас, верно? Ну, не совсем. По правде говоря, звёзды также разнообразны, как и всё в нашей Вселенной, сводясь к одной из многих классификаций, основанных на их характерных особенностях.

В целом, существует много различных типов звёзд от крошечных коричневых карликов до красных и голубых сверхгигантов. Есть ещё более странные виды звёзд, как нейтронные звёзды и звёзды Вольфа-Райе, и теоретические кварковые звёзды. И поскольку исследование Вселенной нами продолжается, мы продолжаем изучать о звёздах всё, что заставляет нас расширять наше мировоззрение. Давайте рассмотрим различные типы звёзд.

Протозвезды:

Протозвезда — это то, что бывает перед образованием самой звезды. Протозвезда — это объект, состоящий из газа, который коллапсировал из гигантского молекулярного облака. Фаза звёздной эволюции — протозвезда — длится около 100 000 лет. С течением времени, гравитация и давление увеличиваются, заставляя звезду коллапсировать (сжиматься). Всё энерговыделение протозвезды исходит только от нагревания, вызванного гравитационным сжатием — термоядерные реакции пока ещё не начались.

График размеров, показывающий наше Солнце (слева) в сравнении с известными огромными звёздами. Предоставлено: earthspacecircle.blogspot.ca.

Звёзды Т Тельца:

Звезда Т Тельца — это этап формирования и эволюции звезды прямо перед тем, как стать звездой главной последовательности. Эта фаза наступает в конце фазы протозвезды, когда гравитационное давление, сдерживающее звезду вместе, является источником всей её энергии. Звёзды Т Тельца не имеют достаточного давления и температуры в своих ядрах, чтобы запустить термоядерный синтез, но они не похожи на звёзды главной последовательности ещё и тем, что ярче них, потому что больше них. Звёзды Т Тельца имеют большие зоны покрытия солнечными пятнами, и они имеют интенсивные рентгеновские вспышки и чрезвычайно мощные звёздные ветра. Звёзды находятся в стадии Т Тельца около 100 миллионов лет.

Звёзды главной последовательности:

Большинство звёзд в нашей галактике, и даже во Вселенной, — это звёзды главной последовательности. Наше Солнце — это звезда главной последовательности, как и наши ближайшие соседи Сириус и Альфа Центавра А. Звёзды главной последовательности могут сильно различаться по размеру, массе и яркости, но все они занимаются одним и тем же: преобразуют водород в гелий в своих ядрах, выпуская огромное количество энергии.

Звезда на этапе главной последовательности находится в стадии гидростатического равновесия. Гравитация стягивает звезду внутрь, давление света от всех термоядерных реакций в звезде толкает наружу. Эти силы, направленные наружу и внутрь, уравновешивают друг друга, и звезда поддерживает сферическую форму. Размер звёзд главной последовательности будет зависеть от их массы, которая определяет количество гравитации, тянущей её внутрь.

Нижний предел массы для звезды главной последовательности около 0.08 массы Солнца, или 80 масс Юпитера. Это минимальное количество гравитационного давления, которое необходимо для запуска термоядерных реакций в ядре. Теоретически звёзды могут расти до 100 солнечных масс.

Красный гигант:

Когда звезда израсходовала весь свой запас водорода в ядре, термоядерные реакции приостанавливаются, и звезда больше не создаёт давления наружу, чтобы противодействовать гравитационному давлению, направленному внутрь, стягивающему звезду вместе. Оболочка из водорода вокруг ядра запускает продолжение жизни звезды, но при этом звезда резко увеличится в размерах. Стареющая звезда стала красным гигантом, и её размер может быть в 100 раз больше звезды главной последовательности. Когда её водородное топливо израсходуется, в термоядерных реакциях начнётся переработка гелия, а потом и более тяжёлых элементов. Жизнь звезды в фазе красного гиганта продлится всего несколько сотен миллионов лет перед тем, как она выработает топливо полностью и станет белым карликом.

Белый карлик:

Когда звезда полностью исчерпает водородное топливо в своём ядре, она испытает нехватку массы, чтобы в термоядерных реакциях перерабатывать более тяжёлые элементы, и войдёт в фазу белого карлика. Давление света наружу от термоядерных реакций прекратится, и звезда коллапсирует (сожмётся) под действием собственной гравитации. Белый карлик светит только потому, что когда-то он был горячей звездой, но так как термоядерных реакций в нём больше не происходит, он остывает до фоновой температуры Вселенной. Этот процесс займёт сотни миллиардов лет, так что белые карлики фактически ещё не сильно остыли.

Красный карлик:

Красные карлики — это один самых распространённых типов звёзд во Вселенной. Это звёзды главной последовательности, но они имеют так мало массы, что гораздо холоднее, чем наше Солнце. Но их особенность в другом. Красные карлики умеют сохранять водородное топливо, перемешивая его в своём ядре, и поэтому они могут экономить своё топливо гораздо больше других звёзд. Астрономы считают, что некоторые из красных карликов могут сжигать топливо до 10 триллионов лет. Самые маленькие красные карлики имеют примерно 0,075 солнечных масс, и их масса может достигать половины массы Солнца.

Нейтронные звёзды:

Если масса звезды примерно 1,35 — 2,1 солнечных масс, то она не превратится в белого карлика, когда погибнет. Вместо этого, звезда погибнет в катастрофическом событии, называемом вспышкой сверхновой, а оставшееся ядро станет нейтронной звездой. Как предполагает её название, нейтронная звезда — это экзотический тип звёзд, которые полностью состоят из нейтронов. Это происходит из-за сильной гравитации, когда звезда сжимается настолько сильно, что все протоны и электроны сдавливаются вместе и образуют нейтроны. Если звёзды ещё массивнее, то они превращаются после вспышки сверхновой в чёрные дыры.

Сверхгиганты:

Самые большие звёзды во Вселенной — это сверхгиганты. Это монстры с массой в десятки раз больше массы Солнца. В отличие от относительно стабильной звезды Солнца, сверхгиганты потребляют своё водородное топливо с невероятной скоростью, и всё их топливо полностью израсходуется за несколько миллионов лет. Сверхгиганты живут быстро и умирают молодыми, взрываясь в сверхновых; полностью уничтожая себя в процессе.Как видите, звёзды имеют много размеров, цветов и видов. Знание того, чем это объясняется, и как выглядят разные этапы жизни звезды, важно, когда дело доходит до понимания нашей Вселенной. Это также помогает, когда речь заходит о наших непрерывных усилиях по изучению местного звёздного соседства, не говоря уже об охоте за внеземной жизнью!

Название прочитанной вами статьи «Какие бывают типы звёзд?».

Похожие статьи:

почему звёзды бывают разных размеров? / Хабр

Даже единственная звезда, например, наше Солнце, в течение своей жизни будет сильно менять размер. Чем объяснить огромное разнообразие звёздных размеров, наблюдаемых нами сегодня?

Если сравнить планету Земля с Солнцем, окажется, что необходимо поставить 109 земель одну на другую, чтобы заполнить Солнце с одной стороны до другой. Однако же существуют звёзды, по размеру гораздо меньшие, чем Земля — и гораздо большие, чем даже орбита Земли вокруг Солнца! Как это возможно, и что именно определяет размер звезды? Наш читатель задаёт вопрос на эту тему:

Почему звёзды могут вырастать до разных размеров? От размеров чуть больше Юпитера до размеров, превышающих орбиту Юпитера?

Вопрос этот сложнее, чем кажется, поскольку, по большей части размеры звёзд нам не видны.


Изображение с телескопа, полученное в результате глубокого сканирования, на котором видны звёзды в ночном небе, демонстрирует нам звёзды разных цветов и яркости, но все видимые звёзды кажутся там точками. Разница в их размерах — это лишь оптические иллюзии, появляющиеся из-за особенностей работы камер.

Даже в телескоп большая часть звёзд кажется точками света из-за невероятных расстояний от нас до них. Их различия в цвете и яркости легко увидеть, но размер — это совершенно другое дело. Объект определённого размера на определённом расстоянии будет иметь, что называется, определённый угловой диаметр: видимый размер, занимаемый им на небе. Ближайшая солнцеподобная звезда, Альфа Центавра А, расположена всего в 4,3 световых годах от нас, и на 22% больше Солнца по радиусу.

Две похожие на Солнце звезды, Альфа Центавра А и В, расположены в 4,37 световых годах от нас, и вращаются друг вокруг друга на расстоянии, находящемся где-то между радиусами орбит Сатурна и Нептуна. Но даже на фото с Хаббла они выглядят просто как перенасыщенные источники света — диска не видно.

Однако же для нас она имеет угловой диаметр в 0,007″ (угловых секунд), с учётом того, что одна угловая минута вмещает 60 угловых секунд, 1 угловой градус — 60 угловых минут, а полный круг — 360°. Даже у телескопа типа Хаббла максимальное разрешение составляет порядка 0,05″; мало какие звёзды Вселенной можно детально рассмотреть при таком разрешении. Обычно это расположенные близко гиганты вроде Бетельгейзе или R Золотой Рыбы, одни из самых крупных звёзд по угловому диаметру на всём небосводе.

Радиоизображение очень большой звезды, Бетельгейзе, на которое наложен размер оптического диска. Это одна из очень немногих звёзд, которую с Земли можно увидеть не просто, как точечный источник света

К счастью, существуют непрямые измерения, позволяющие нам подсчитывать физические размеры звёзд — причём очень надёжные. Если взять сферический объект, раскалённый до такого состояния, что он начинает испускать излучение, то общее количество испущенного звездой излучения определяется только двумя параметрами: температурой объекта и его физическим размером. Причиной этому то, что единственное место звезды, излучающее свет во Вселенную — это его поверхность, а поверхность сферы всегда вычисляется по формуле 4 π r², где r — радиус. Если можно измерить расстояние до звезды, её температуру и видимую яркость, можно узнать её радиус (и, следовательно, размер), просто применив законы физики.

g
Увеличенное изображение красного гиганта UY Щита, в телескопе обсерватории Резерфорда. В большинство телескопов её видно только как яркую точку, но это — крупнейшая из известных человечеству звёзд на сегодня

Осуществляя наблюдения, мы видим, что некоторые звёзды имеют размер в десятки километров, а другие могут в 1500 раз превышать по размеру Солнце. Из сверхгигантских звёзд самой крупной будет UY Щита, с диаметром в 2,4 млрд км, что больше, чем орбита Юпитера вокруг Солнца. Но такие экстремальные примеры звёзд не относятся к звёздам, похожим на Солнце. Конечно, самым распространенным типом звезды будет звезда из главной последовательности, такая, как наше Солнце: звезда, состоящая в основном из водорода, получающего энергию при помощи синтеза гелия из водорода в своём ядре. И у таких звёзд тоже встречается огромное разнообразие размеров, определяемой их массой.

Молодой регион звёздного формирования в нашем Млечном пути. При гравитационном коллапсе газовых облаков протозвёзды разогреваются и становятся плотнее, а в итоге в их ядре запускается синтез

Когда формируется звезда, гравитационное сжатие превращает потенциальную эенергию в кинетическую энергию движения частиц в ядре звезды. Если массы достаточно, температура может вырасти до значений, позволяющих запустить ядерный синтез во внутренних частях звезды, и водород начнёт путём цепной реакции превращаться в гелий. В звезде небольшой массы только небольшая часть в самом центре перейдёт этот рубеж в 4 000 000 K и займётся синтезом, и то с очень малой скоростью. С другой стороны, крупные звёзды могут в сотни раз превышать по массе Солнце, и достигать температур в десятки миллионов градусов в ядре, синтезируя гелий из водорода со скоростями, в миллионы раз превышающей те, что свойственны Солнцу.

Современная спектральная классификация звёзд Моргана-Кинана, с температурными режимами, указанными сверху в кельвинах. Большая часть (75%) звёзд принадлежит к классу М, и только 1 из 800 достаточно тяжёлая для того, чтобы стать сверхновой

У наименьших звёзд будут наименьшие исходящие потоки и давление излучения, а у наикрупнейших они будут самыми крупными. Это исходящее излучение и энергия удерживают звезду против гравитационного схлопывания, но вас может удивить, что диапазон этих значений довольно узок. У самых лёгких звёзд, например, Проксима Центавра или Вольф 1055 В, размер не превышает 10% от солнечного — они немного больше Юпитера. А самая массивная из известных звёзд, голубой гигант R136a1, в 250 раз больше Солнца по массе — и лишь в 30 раз больше его по диаметру. Если звезда занимается синтезом гелия из водорода, то её размер не будет сильно варьироваться.

Скопление RMC 136 в центре туманности Тарантул в соседней галактике Большое Магелланово Облако, содержит самые массивные из известных звёзд

Но не всякая звезда производит синтез гелия из водорода! Самые мелкие звёзды вообще не занимаются синтезом, а самые крупные находятся на гораздо более энергетической фазе своей жизни. Типы звёзд можно разбить по размерам, и таким образом мы можем получить пять общих классов:

• Нейтронные звёзды: масса этих остатков сверхновых будет равна от одной до трёх солнечных, но по сути они сжаты в гигантское атомное ядро. Они испускают излучение, но в крохотных количествах из-за небольшого размера. Размер типичной нейтронной звезды — 20-100 км.
• Белые карлики: формируются, когда у солнцеподобных звёзд заканчивается в ядре гелиевое топливо, и внешние слои разлетаются, а внутренние — сжимаются. Обычно масса белого карлика составляет от 0,5 до 1,4 массы Солнца, но размером они с Землю: порядка 10000 км в поперечнике, и состоят из сильно сжатых атомов.
• Звёзды главной последовательности: сюда входят красные карлики, звёзды солнечного типа, голубые гиганты, о которых мы уже говорили. Их размер варьируется от 100 000 км до 30 000 000 км, у них довольно большой разброс размеров, но даже самая крупная из них на месте Солнца не поглотила бы и Меркурий.
• Красные гиганты: что происходит, когда в ядре кончается водород? Если звезда — не красный карлик (а в этом случае она просто превратится в белого карлика), гравитационное сжатие разогреет ядро так сильно, что в нём начнётся синтез углерода из гелия. А этот процесс выделяет гораздо больше энергии, чем синтез с участием водорода, из-за чего звезда чрезвычайно разбухает. Простая физика в том, что сила, действующая наружу (излучение) на краю звезды должна сбалансировать силу, действующую внутрь (гравитацию), чтобы поддерживать её в стабильном состоянии — так что с гораздо большей силой, действующей наружу, размер звезды просто сильно увеличится. В диаметре красные гиганты обычно бывают от 100 до 150 млн км: достаточно большие для того, чтобы поглотить Меркурий, Венеру, и, возможно, Землю.
• Сверхгиганты: самые массивные звёзды проходят дальше, за пределы синтеза гелия, и начинают синтезировать ещё более тяжёлые элементы, такие, как углерод, кислород и даже кремний и серу. Судьбой им предначертано стать сверхновыми и/или чёрными дырами, но до этого они разбухают до огромных размеров, и могут простираться на миллиард километров и более. Это самые крупные звёзды, как, например, Бетельгейзе, и, заменив Солнце, они поглотили бы все скалистые планеты и пояс астероидов, а крупнейшие поглотили бы даже Юпитер.

Сегодня Солнце весьма мало по сравнению с гигантами, но вырастет до размеров Арктура в фазе красного гиганта. Но до чудовищного сверхгиганта типа Антареса Солнцу никогда не добраться

Такие мелкие остатки крупных звёзд, как нейтронные звёзды и белые карлики, светят так ярко и так долго потому, что заключённая в них энергия может убежать только через их крохотную поверхность. Но размер других звёзд определяется простым балансом: сила от исходящего излучения на поверхности должна сравняться с давлением гравитации. Увеличение силы излучения раздувает звёзды до большего размера, а самые крупные звёзды раздуваются до миллиардов километров.

Если расчёты верны, Солнце, когда оно раздуется до красного гиганта, не должно поглотить Землю. Но она всё равно очень сильно разогреется.

По мере старения Солнца его ядро разогревается, и со временем оно расширяется и становится горячее. Через пару миллиардов лет оно станет достаточно горячим для того, чтобы вскипятить океаны Земли — если мы не предпримем что-нибудь, чтобы мигрировать нашу планету на безопасную удалённую орбиту. За достаточно большой промежуток времени и Солнце раздуется до красного гиганта. На несколько сотен миллионов лет оно станет больше и ярче, чем некоторые из самых массивных звёзд. Но не обманывайтесь этим впечатляющим фактом: в астрономии размер имеет значение, но это не единственный параметр. Как самые мелкие нейтронные звёзды, так и самые крупные сверхгиганты, а также как и многие белые карлики и звёзды главной последовательности всё равно будут более массивными, чем Солнце в виде красного гиганта!

Итан Сигель – астрофизик, популяризатор науки, автор блога Starts With A Bang! Написал книги «За пределами галактики» [Beyond The Galaxy], и «Трекнология: наука Звёздного пути» [Treknology].

ЧаВо: если Вселенная расширяется, почему не расширяемся мы; почему возраст Вселенной не совпадает с радиусом наблюдаемой её части .

виды звезд и их классификация по цвету и размеру. Какие бывают звезды 2 от чего зависит цвет звезды

О звездах

Послушайте! Ведь, если звезды зажигают —

значит — это кому-нибудь нужно?

Значит — это необходимо,

чтобы каждый вечер

над крышами

загоралась хоть одна звезда?!

И физиков, и лириков тянет поговорить о звездах, а художники пытаются запечатлеть звездное небо на своих полотнах.
Но любуясь мерцающими звездами на ночном небе, мы иногда вспоминаем, что звезды — это далекие, огромные и разнообразные миры.

Какие же бывают звезды?
Звезда с точки зрения астрономии — массивный светящийся газовый шар той же природы, что и Солнце .
Образуются звезды из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия.
Звезды отличаются друг от друга по массе, спектру свечения, по этапам эволюции.
И вот какими бывают звезды

Спектральные классы
По спектральному классу звезды варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе — от 0,0767 до 300 солнечных масс. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности и массы. Спектральные классы — по порядку от горячих к холодным такие: (O, B, A, F, G, K, M).

Звездная диаграмма
В начале XX века, Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная звёздная величина» — «спектральный класс » различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой — главной последовательности звезд.

На главной последовательности находится и наше Солнце — типичная звезда спектрального класса G, желтый карлик.
Обозначение класса звёзд: сначала идет буквенное обозначение спектрального класса, далее арабскими цифрами спектральный подкласс, потом римскими цифрами идет класс светимости (номер области на диаграмме). Солнце имеет класс G2V.

Звезды главной последовательности
Эти звезды находятся на таком этапе жизни, при котором энергия излучения полностью компенсируется энергией, протекающих в ее центре, термоядерных реакций . Свечение у таких звезд может быть различное, в зависимости от вида реакции.
В этом классе ученые выделяют такие виды звезд: О- голубые, В- бело-голубые, А- белые, F- бело-желтые; G- желтые; К- оранжевые; М- красные.
Самую высокую температуру имеют звезды голубые, самую низкую — красные . Солнце относится к желтым разновидностям звезд, его возраст составляет чуть более 4,5 млрд. лет .
Гигантами считаются светила, имеющие диаметр и массу в десятки тысяч раз превосходящие Солнце.
Кстати, для запоминания классов звезд есть забавная мнемоническая фраза : Один Бритый Англичанин Финики Жует, Как Морковь (O, B, A, F, G, K, M)..

Оказаывается, многообразие видов звезд — это отражение количественных характеристик звезд (масса, химический состав) и эволюционного этапа на котором в данный момент находится звезда.
ЗВЁЗДНАЯ ЭВОЛЮЦИЯ в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение жизни.
Звезда за миллионы и миллиарды лет своей жизни проходит самые разные стадии эволюции…

Эволюция Солнца

Звезда может из звезды-гиганта превратиться в Белого карлика или Красного гиганта, а потом вспыхнуть Сверхновой или превратиться в страшную Черную дыру.
Как же происходят эти превращения?

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
Матерью каждого небесного тела можно именовать гравитацию, а отцом — сопротивление материи сжатию.
Звезда начинает свою жизнь как облако межзвёздного газа , сжимающееся под действием собственного тяготения и принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура возрастает.
Когда температура в центре достигает 15-20 млн , начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой !
Голубой гигант — звезда спектрального класса O или B . Это молодые горячие массивные звёзды. Массы голубых гигантов достигают 10—20 масс Солнца , а светимость в тысячи раз превышает солнечную.
На первой стадии жизни звезды в ней доминируют реакции водородного цикла . Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий , термоядерные реакции прекращаются.

Красный гигант — одна из стадий эволюции звезды.
Диаметр светила увеличивается к моменту выгорания водорода в его ядре. Свечение раскаленных газов приобретает красный оттенок, а температура их сравнительно невысока.

Без давления, возникавшего в ходе реакций и уравновешивавшего собственное гравитационное притяжение звезды, звезда снова начинает сжатие . Температура и давление повышаются.
Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре около 100 млн не начнутся термоядерные реакции с участием гелия .
Возобновившееся термоядерное горение вещества, гелия, становится причиной чудовищного расширения звезды, её размер увеличивается в 100 раз! Звезда становится красным гигантом , а фаза горения гелия продолжается несколько миллионов лет.

Красные гиганты и сверхгиганты —звёзды с низкой температурой (3000 — 5000 К), однако с огромной светимостью. Абсолютная звёздная величина таких объектов −3m—0m, а максимум их излучения в инфракрасном диапазоне.
Практически все красные гиганты являются переменными звёздами .
Происходит дальнейшее термоядерное превращение гелия (гелий — в углерод , углерод — в кислород , кислород — в кремний, и наконец — кремний в железо).
Красный карлик
Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются такими миллиарды лет, а массивные сверхгиганты изменятся уже через несколько миллионов лет после формирования.
Звёзды среднего размера , как Солнце, остаются на главной последовательности около 10 миллиардов лет.
После гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; это вызывает сильную перестройку звезды. Размер атмосферы звезды увеличивается, и она начинает терять газ в виде потоков звёздного ветра .

Белый карлик или черная дыра?
Судьба звезды зависит от её исходной массы.
Ядро звезды может закончить эволюцию:
как белый карлик (маломассивные звёзды),
как нейтронная звезда (пульсар) — если её масса превышает предел Чандрасекара,
и как чёрная дыра — если масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова.
В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых .

Белые карлики
Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденного ядра не уравновесит гравитацию .

В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом . Она лишена источников энергии и, остывая, становится тёмной и невидимой .

Новая звезда — тип катаклизмических переменных. Блеск у них меняется не так резко, как у сверхновых (хотя амплитуда может составлять 9m).

Сверхновые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали сильнее «новых звёзд». На самом деле все они новыми не являются, вспыхивают уже существующие звёзды. Но иногда вспыхивали звёзды, которые ранее были на небе не видны, что и создавало эффект появления новой звезды.

Гиперновая — коллапс тяжёлой звезды после того, как в ней больше не осталось источников для поддержания термоядерных реакций; очень большая сверхновая. Термин используется для описания взрывов звёзд с массой от 100 и более масс Солнца.

Переменная звезда — это звезда, за всю историю наблюдения которой хоть один раз менялся блеск. Причин переменности много. Например, если звезда двойная, то одна звезда, проходя по диску другой звезды, будет его затмевать.

Но в большинстве случаев переменность связана с нестабильными внутренними процессами

Чёрная дыра — область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света (в том числе и кванты самого света).

Граница этой области называется горизонтом событий , а её характерный размер — гравитационным радиусом. В простейшем случае он равен радиусу Шварцшильда .
R ш=2G M/с 2
где c — скорость света, M — масса тела, G — гравитационная постоянная.
………………………
Нейтронная звезда — астрономический объект, состоящий из нейтронной сердцевины и тонкой (∼1 км) коры вырожденного вещества, содержащей тяжёлые атомные ядра. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но радиусы составляют лишь десятки километров . Считается, что нейтронные звезды рождаются во время вспышек сверхновых .

Так Крабовидная туманность в созвездии Тельца , является остатками сверхновой , взрыв которой наблюдался, согласно записям арабских и китайских астрономов, 4 июля 1054 года . Вспышка была видна на протяжении 23 дней невооружённым глазом даже в дневное время.
Крабовидная туманность в условных цветах (синий — рентгеновский, красный — оптический диапазон). В центре — пульсар .

Пульсар — космический источник периодического радио- (радиопульсар), оптического, рентгеновского или гамма излучений, приходящих на Землю в виде периодических импульсов .
Первый пульсар, нейтронная звезда , был открыт в июне 1967 г. Джоселин Белл, аспиранткой Э. Хьюиша. Она открыла объекты, излучающие регулярные импульсы радиоволн . Феномен позже был объяснён, как направленный радиолуч от вращающегося объекта — своеобразный «космический маяк». Но обычные звёзды разрушились бы от столь высокой скорости вращения, на роль «маяков» подходили только нейтронные звезды.
За этот результат Хьюиш получил в 1974 году Нобелевскую премию.
Интересно , что сначала пульсару присвоили имя LGM-1 (от Little Green Men — маленькие зелёные человечки). Такое название было связано с предположением, что эти периодические импульсы радиоизлучения имеют искусственное происхождение . Потом гипотеза о сигналах внеземной цивилизации отпала.

Цефеиды — класс пульсирующих переменных звёзд с точной зависимостью период—светимость, названный по звезде δ Цефея . Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда .
Коричневые карлики это тип звезд, в которых ядерные реакции не компенсировали потери энергии на излучение. Их существование предсказали в середине XX в, а в 2004 году коричневый карлик впервые был обнаружен.

На сегодняшний день открыто достаточно таких звезд, их спектральный класс М — T.

Черный карлик -конечная стадия эволюции звезды с небольшой массой, остывшая и безжизненная.
………………….
Другие Космические объекты

Белая дыра
Это гипотетический физический объект во Вселенной, в область которого ничто не может войти. Белая дыра является временной противоположностью чёрной дыры.
Квазары
Квазар — это чрезвычайно далекий, внегалактический объект с высокой светимостью и малым угловым размером, далёкое активное ядро галактики . По одной из теорий, квазары — галактики на начальном этапе развития, в которых сверхмассивная чёрная дыра поглощает окружающее вещество.
От слов quas istell a r («квазизвёздный», «похожий на звезду ») и (« »), дословно «квазизвёздный радиоисточник».

Галактика (др.-греч. молочный) — гигантская система из звёзд , звёздных скоплений , межзвёздного газа . Все объекты в составе галактики участвуют в движении относительно общего

Любая звезда — желтая, голубая или красная — представляет собой раскаленный газовый шар. Современная классификация светил основывается на нескольких параметрах. К ним относится температура поверхности, размер и яркость. Цвет звезды, видимый ясной ночью, зависит главным образом от первого параметра. Самые горячие светила голубые или даже синие, самые холодные — красные. Желтые звезды, примеры которых названы ниже, занимают среднее положение по шкале температуры. В число этих светил входит и Солнце.

Различия

Тела, нагретые до разных температур, излучают свет с неодинаковой длинной волны. От этого параметра и зависит определяемый глазом человека цвет. Чем короче длина волны, тем горячее тело и тем ближе его цвет к белому и голубому. Справедливо это и для звезд.

Красные светила самые холодные. Температура их поверхности достигает лишь 3 тысяч градусов. Звезда желтая, как наше Солнце, уже горячее. Ее фотосфера нагревается до 6000º. Белые светила раскалены еще сильнее — от 10 до 20 тысяч градусов. И, наконец, голубые звезды являются самыми горячими. Температура их поверхности достигает от 30 до 100 тысяч градусов.

Общие характеристики

Особенности желтого карлика

Небольшие по размерам светила характеризуются внушительной продолжительностью жизни. этого параметра — 10 млрд лет. Солнце сейчас располагается примерно на середине жизненного цикла, то есть до схода с Главной последовательности и превращения в красного гиганта ему осталось около 5 миллиардов лет.

Звезда, желтая и относящаяся к типу «карлики», имеет размеры, сходные с солнечными. Источник энергии таких светил — синтез гелия из водорода. На следующую стадию эволюцию они переходят после того, как в ядре заканчивается водород и начинается горения гелия.

Помимо Солнца к желтым карликам относится А, Альфа Северной Короны, Мю Волопаса, Тау Кита и другие светила.

Желтые субгиганты

Звезды, похожие на Солнце, после исчерпания водородного топлива, начинают изменяться. Когда в ядре загорится гелий светило расширится и превратится в Однако эта стадия наступает не сразу. Сначала гореть начинают внешние слои. Звезда уже сошла с Главной последовательности, но еще не расширилась — она находится на стадии субгиганта. Масса такого светила обычно варьируется от 1 до 5

Стадию желтого субгиганта могут проходить и более внушительные по размерам звезды. Однако для них эта стадия меньше выражена. Самый известный субгигант на сегодня — это Процион (Альфа Малого Пса).

Настоящая редкость

Желтые звезды, названия которых приводились выше, относятся к довольно распространенным во Вселенной типам. Иначе дела обстоят с гипергигантами. Это настоящие исполины, считающиеся самыми тяжелыми, яркими и крупными и одновременно обладающими самой короткой продолжительностью жизни. Большинство известных гипергигантов относятся к ярким голубым переменным, однако встречаются среди них белые, желтые звезды и даже красные.

В число таких редких космических тел относится, например, Ро Кассиопеи. Это желтый гипергигант, по светимости в 550 тысяч раз опережающий Солнце. От нашей планеты она удалена на 12 000 В ясную ночь ее можно увидеть невооруженным глазом (видимый блеск — 4,52m).

Сверхгиганты

Гипергиганты — частный случай сверхгигантов. В число последних также входят желтые звезды. Они, по мнению астрономов, являются переходной стадией эволюции светил от голубого к красному сверхгиганту. Тем не менее в стадии желтого сверхгиганта звезда может просуществовать достаточно долго. Как правило, на этом этапе эволюции светила не погибают. За все время изучения космического пространства было зафиксировано только две сверхновых, порожденных желтыми сверхгигантами.

К таким светилам относят Канопус (Альфа Киля), Растабан (Бета Дракона), Бету Водолея и некоторые другие объекты.

Как видно, каждая звезда, желтая подобно Солнцу, обладает специфическими характеристиками. Однако у всех есть и нечто общее — это цвет, являющийся результатом нагрева фотосферы до определенных температур. Помимо названных, к подобным светилам относят Эпсилон Щита и Бету Ворона (яркие гиганты), Дельту Южного Треугольника и Бету Жирафа (сверхгиганты), Капеллу и Виндемиатрикс (гиганты) и еще множество космических тел. Нужно заметить, что цвет, обозначаемый в классификации объекта, не всегда совпадает с видимым. Происходит это потому, что истинный оттенок света искажается из-за газа и пыли, а также после прохождения через атмосферу. Для определения цвета астрофизики используют аппарат спектрограф: он дает значительно более точную информацию, чем человеческий глаз. Именно благодаря ему ученые могут различить голубые, желтые и красные звезды, удаленные от нас на огромные расстояния.

Каждый человек знает, как выглядят звезды на небе. Крошечные, сияющие огоньки. В древности люди не могли придумать объяснения этому явлению. Звезды считали глазами богов, душами умерших предков, хранителями и защитниками, оберегающими покой человека в ночной тьме. Тогда никто и подумать не мог, что Солнце — это тоже звезда.

Что такое звезда

Много веков прошло, прежде чем люди поняли, что представляют собой звезды. Виды звезд, их характеристики, представления о происходящих там химических и физических процессах — это новая область знания. Древние астрономы даже предположить не могли, что такое светило на самом деле вовсе не крохотный огонек, а невообразимых размеров шар раскаленного газа, в котором происходят реакции

термоядерного синтеза. Есть странный парадокс в том, что неяркий звездный свет — это ослепительное сияние ядерной реакции, а уютное солнечное тепло — чудовищный жар миллионов кельвинов.

Все звезды, которые можно увидеть на небосводе невооруженным глазом, находятся в галактике Млечный Путь. Солнце — тоже часть этой причем расположено оно на ее окраине. Невозможно себе вообразить, как выглядело бы ночное небо, если бы Солнце находилось в центре Млечного Пути. Ведь количество звезд в этой галактике — более 200 миллиардов.

Немного об истории астрономии

Древние астрономы тоже могли бы рассказать необычное и интересное о звездах на небе. Уже шумеры выделяли отдельные созвездия и зодиакальный круг, они же впервые рассчитали деление полного угла на 360 0 . Они же создали лунный календарь и смогли синхронизировать его с солнечным. Египтяне считали, что Земля находится в но при этом знали, что Меркурий и Венера вращаются вокруг Солнца.

В Китае астрономией как наукой занимались уже в конце ІІІ тысячелетия до н. э., а

первые обсерватории появились в XII в. до н. э. Они изучали лунные и солнечные затмения, сумев при этом понять их причину и даже рассчитав прогнозные даты, наблюдали метеоритные потоки и траектории комет.

Древние инки знали различия между звездами и планетами. Есть косвенные доказательства того, что им были известны Галилеевы и визуальная размытость очертаний диска Венеры, обусловленная наличием на планете атмосферы.

Древние греки смогли доказать шарообразность Земли, выдвинули предположение о гелиоцентричности системы. Они пытались рассчитать диаметр Солнца, пускай и ошибочно. Но греки были первыми, кто в принципе предположил, что Солнце больше Земли, до этого все, полагаясь на визуальные наблюдения, считали иначе. Грек Гиппарх впервые создал каталог светил и выделил разные виды звезд. Классификация звезд в этом научном труде опиралась на интенсивность свечения. Гиппарх выделил 6 классов яркости, всего в каталоге было 850 светил.

На что обращали внимание древние астрономы

Первоначальная классификация звезд основывалась на их яркости. Ведь именно этот критерий является единственно доступным для астронома, вооруженного только телескопом. Самые яркие или обладающие уникальными видимыми свойствами звезды даже получали собственные имена, причем у каждого народа они свои. Так, Денеб, Ригель и Алголь — названия арабские, Сириус — латинское, а Антарес — греческое. Полярная звезда в каждом народе имеет собственное название. Это, пожалуй, одна из самых важных в «практическом смысле» звезд. Ее координаты на ночном небосводе неизменны, несмотря на вращение земли. Если остальные звезды движутся по небу, проходя путь от восхода до заката, то Полярная звезда не меняет своего местоположения. Поэтому именно ее использовали моряки и путешественники в качестве надежного ориентира. Кстати, вопреки распространенному заблуждению, это вовсе не самая яркая звезда на небосклоне. Полярная звезда внешне никак не выделяется — ни по размерам, ни по интенсивности свечения. Найти ее можно, только если знать, куда смотреть. Она располагается на самом конце «рукоятки ковша» Малой Медведицы.

На чем основывается звездная классификация

Современные астрономы, отвечая на вопрос о том, какие виды звезд бывают, вряд ли станут упоминать яркость свечения или расположение на ночном небосводе. Разве что в порядке исторического экскурса или в лекции, рассчитанной на совсем уж далекую от астрономии аудиторию.

Современная классификация звезд основывается на их спектральном анализе. При этом обычно еще указывают массу, светимость и радиус небесного тела. Все эти показатели даются в соотношении с Солнцем, то есть именно его характеристики приняты в качестве единиц измерения.

Классификация звезд опирается на такой критерий, как абсолютная звездная величина. Это видимая степень яркости без атмосферы, условно расположенного на расстоянии 10 парсек от точки наблюдения.

Кроме этого учитывают переменности блеска и размеры звезды. Виды звезд в настоящее время определяются их спектральным классом и уже детальнее — подклассом. Астрономы Рассел и Герцшпрунг независимо друг от друга проанализировали зависимость между светимостью, абсолютной температурной поверхностью и спектральным классом светил. Они построили диаграмму с соответствующими осями координат и обнаружили, что результат вовсе не хаотичен. Светила на графике располагались отчетливо различимыми группами. Диаграмма позволяет, зная спектральный класс звезды, определить хотя бы с приблизительной точностью ее абсолютную звездную величину.

Как рождаются звезды

Эта диаграмма послужила наглядным доказательством в пользу современной теории эволюции данных небесных тел. На графике отчетливо видно, что самым многочисленным классом являются относящиеся к так называемой главной последовательности звезды. Виды звезд, принадлежащих к этому сегменту, находятся в наиболее распространенной в данный момент во Вселенной точке развития. Это этап развития светила, при котором энергия, затраченная на излучение, компенсируется полученной в ходе термоядерной реакции. Длительность пребывания на данном этапе развития определяется массой небесного тела и процентным содержанием элементов тяжелее гелия.

Общепризнанная в данный момент теория эволюции звезд гласит, что на начальном

этапе развития светило представляет собой разряженное гигантское газовое облако. Под влиянием собственного тяготения оно сжимается, постепенно превращаясь в шар. Чем сильнее сжатие, тем интенсивнее гравитационная энергия переходит в тепловую. Газ раскаляется, и когда температура достигает 15-20 млн К, в новорожденной звезде запускается термоядерная реакция. После этого процесс гравитационного сжатия приостанавливается.

Основной период жизни звезды

Поначалу в недрах юного светила преобладают реакции водородного цикла. Это самый длительный период жизни звезды. Виды звезд, находящихся на этом этапе развития, и представлены в самой массовой главной последовательности описанной выше диаграммы. Со временам водород в ядре светила заканчивается, превратившись в гелий. После этого термоядерное горение возможно только на периферии ядра. Звезда становится ярче, ее внешние слои значительно расширяются, а температура понижается. Небесное тело превращается в красный гигант. Этот период жизни звезды

намного короче предыдущего. Дальнейшая ее судьба изучена мало. Есть различные предположения, но достоверных им подтверждений пока не получено. Самая распространенная теория гласит, что когда гелия становится слишком много, звездное ядро, не выдерживая собственной массы, сжимается. Температура растет до тех пор, пока уже гелий не вступает в термоядерную реакцию. Чудовищные температуры приводят к очередному расширению, и звезда превращается в красного гиганта. Дальнейшая судьба светила, по предположениям ученых, зависит от его массы. Но теории, касающиеся этого, всего лишь результат компьютерного моделирования, не подтвержденный наблюдениями.

Остывающие звезды

Предположительно, красные гиганты с малой массой будут сжиматься, превращаясь в карликов и постепенно остывая. Звезды средней массы могут трансформироваться в при этом в центре такого образования продолжит свое существование лишенное внешних покровов ядро, постепенно остывая и превращаясь в белого карлика. Если центральная звезда испускала значительное инфракрасное излучение, возникают условия для активации в расширяющейся газовой оболочке планетарной туманности космического мазера.

Массивные светила, сжимаясь, могут достигать такого уровня давления, что электроны буквально вминаются в атомные ядра, превращаясь в нейтроны. Поскольку между

этими частицами нет сил электростатического отталкивания, звезда может сжаться до размера нескольких километров. При этом ее плотность превысит плотность воды в 100 миллионов раз. Такая звезда называется нейтронной и представляет собой, по сути, огромное атомное ядро.

Сверхмассивные звезды продолжают свое существование, последовательно синтезируя в процессе термоядерных реакций из гелия — углерод, затем кислород, из него — кремний и, наконец, железо. На этом этапе термоядерной реакции и происходит взрыв сверхновой. Сверхновые звезды, в свою очередь, могут превратиться в нейтронные либо, если их масса достаточно велика, продолжить сжатие до критического предела и образовать черные дыры.

Размеры

Классификация звезд по размеру может быть реализована двояко. Физический размер звезды может определяться ее радиусом. Единицей измерения в этом случае выступает радиус Солнца. Существуют карлики, звезды средней величины, гиганты и сверхгиганты. Кстати, само Солнце является как раз карликом. Радиус нейтронных звезд может достигать всего нескольких километров. А в сверхгиганте целиком поместится орбита планеты Марс. Под размером звезды может также пониматься ее масса. Она тесно связана с диаметром светила. Чем звезда больше, тем ниже ее плотность, и наоборот, чем светило меньше, тем плотность выше. Этот критерий вирируется не так уж сильно. Звезд, которые были бы больше или меньше Солнца в 10 раз, очень мало. Большая часть светил укладывается в интервал от 60 до 0,03 солнечных масс. Плотность Солнца, принимаемая за стартовый показатель, составляет 1,43 г/см 3 . Плотность белых карликов достигает 10 12 г/см 3 , а плотность разреженных сверхгигантов может быть в миллионы раз меньше солнечной.

В стандартной классификации звезд схема распределения по массе выглядит следующим образом. К малым относят светила с массой от 0,08 до 0,5 солнечной. К умеренным — от 0,5 до 8 солнечных масс, а к массивным — от 8 и более.

Классификация звезд

. От голубых до белых

Классификация звезд по цвету на самом деле опирается не на видимое свечение тела, а на спектральные характеристики. Спектр излучения объекта определяется химическим составом звезды, от него же зависит ее температура.

Наиболее распространенной является Гарвардская классификация, созданная в начале 20 века. Согласно принятым тогда стандартам классификация звезд по цвету предполагает деление на 7 типов.

Так, звезды с самой высокой температурой, от 30 до 60 тыс. К, относят к светилам класса О. Они голубого цвета, масса подобных небесных тел достигает 60 солнечных масс (с. м.), а радиус — 15 солнечных радиусов (с. р.). Линии водорода и гелия в их спектре достаточно слабые. Светимость подобных небесных объектов может достигать 1 млн 400 тыс. солнечных светимостей (с. с.).

К звездам класса В относят светила с температурой от 10 до 30 тыс. К. Это небесные тела бело-голубого цвета, их масса начинается от 18 с. м., а радиус — от 7 с. м. Самая низкая светимость объектов такого класса составляет 20 тыс. с. с., а линии водорода в спектре усиливаются, достигая средних значений.

У звезд класса А температура колеблется от 7,5 до 10 тыс. К, они белого цвета. Минимальная масса таких небесных тел начинается от 3,1 с. м., а радиус — от 2,1 с. р. Светимость объектов находится в границах от 80 до 20 тыс. с. с. Линии водорода в спектре этих звезд сильные, появляются линии металлов.

Объекты класса F на самом деле желто-белого цвета, но выглядят белыми. Их температура колеблется в пределах от 6 до 7,5 тыс. К, масса варьируется от 1,7 до 3,1 с.м., радиус — от 1,3 до 2,1 с. р. Светимость таких звезд варьируется от 6 до 80 с. с. Линии водорода в спектре ослабевают, линии металлов, наоборот, усиливаются.

Таким образом, все виды белых звезд попадают в пределы классов от А до F. Дальше, согласно классификации, следуют желтые и оранжевые светила.

Желтые, оранжевые и красные звезды

Виды звезд по цвету распределяются от голубых к красным, по мере понижения температуры и уменьшения размеров и светимости объекта.

Звезды класса G, к которым относится и Солнце, достигают температуры от 5 до 6 тыс. К, они желтого цвета. Масса таких объектов — от 1,1 до 1,7 с. м., радиус — от 1,1 до 1,3 с. р. Светимость — от 1,2 до 6 с. с. Спектральные линии гелия и металлов интенсивны, линии водорода все слабее.

Светила, относящиеся к классу К, имеют температуру от 3,5 до 5 тыс. К. Выглядят они желто-оранжевыми, но истинный цвет этих звезд — оранжевый. Радиус данных объектов находится в промежутке от 0,9 до 1,1 с. р., масса — от 0,8 до 1,1 с. м. Яркость колеблется от 0,4 до 1,2 с. с. Линии водорода практически незаметны, линии металлов очень сильны.

Самые холодные и маленькие звезды — класса М. Их температура всего 2,5 — 3,5 тыс. К и кажутся они красными, хотя на самом деле эти объекты оранжево-красного цвета. Масса звезд находится в промежутке от 0,3 до 0,8 с. м., радиус — от 0,4 до 0,9 с. р. Светимость — всего 0,04 — 0,4 с. с. Это умирающие звезды. Холоднее их только недавно открытые коричневые карлики. Для них выделили отдельный класс М-Т.

Всем известны три агрегатных состояния вещества — твёрдое, жидкое и газообразное . Что произойдёт с веществом при последовательном нагревании до высоких температур в замкнутом объёме? — Последовательный переход из одного агрегатного состояния в другое: твёрдое тело — жидкость — газ (вследствие увеличения скорости движения молекул при росте температуры). При дальнейшем нагревании газа при температурах свыше 1 200 ºС начинается распад молекул газа на атомы, а при температурах выше 10 000 ºС — частичный или полный распад атомов газа на составляющие их элементарные частицы — электроны и ядра атомов. Плазма — четвёртое состояние вещества, при котором молекулы или атомы вещества частично или полностью разрушены под действием высоких температур или по другим причинам. 99,9% вещества Вселенной находится в состоянии плазмы.

Звёзды — это класс космических тел, обладающих массой 10 26 -10 29 кг. Звезда — это раскалённое плазменное шарообразное космическое тело, находящееся, как правило, в гидродинамическом и термодинамическом равновесии.

Если равновесие нарушается, звезда начинает пульсировать (изменяются её размеры, светимость и температура). Звезда становится переменной звездой.

Переменная звезда — это звезда, у которой со временем изменяется блеск (видимая яркость на небе). Причинами переменности могут быть физические процессы в недрах звезды. Такие звёзды называют физическими переменными (например, δ Цефея. Похожие на неё переменные звёзды стали называть цефеидами ).

Встречаются и затменно-переменные звёзды, причиной переменности которых являются взаимные затмения их компонентов (например, β Персея — Алголь. Её переменность впервые обнаружил в 1669 г. итальянский экономист и астроном Джеминиано Монтанари) .

Затменно-переменные звёзды всегда являются двойными , т.е. состоят из двух близко расположенных звёзд. Переменные звёзды на звёздных картах обозначаются обведённым кружком:

Не всегда звёзды — шары. Если звезда очень быстро вращается, то её форма не шарообразная. Звезда сжимается с полюсов и становится похожей на мандарин или тыкву (например, Вега, Регул). Если звезда является двойной, то взаимное притяжение этих звёзд друг к другу также влияет на их форму. Они становятся яйцевидными или дынеобразными (например, компоненты двойной звезды β Лиры или Спики):

Звёзды — основные жители нашей Галактики (наша Галактика пишется с большой буквы). В ней насчитывается около 200 миллиардов звёзд. С помощью даже самых больших телескопов удаётся рассмотреть лишь полпроцента от общего количества звёзд Галактики. В звёздах сосредоточено более 95 % всего вещества, наблюдаемого в природе. Остальные 5 % составляют межзвёздный газ, пыль и все несамосветящие тела.

Кроме Солнца, все звёзды находятся от нас так далеко, что даже в самые крупные телескопы они наблюдаются в виде светящихся точек разного цвета и блеска. Ближайшей к Солнцу является система α Центавра, состоящая из трёх звёзд. Одна из них — красный карлик под названием Проксима — является самой близкой звездой. До неё 4,2 светового года. До Сириуса — 8,6 св. лет, до Альтаира — 17 св. лет. До Веги — 26 св. лет. До Полярной звезды — 830 св. лет. До Денеба — 1 500 св. лет. Впервые расстояние до другой звезды (это была Вега) в 1837 году смог определить В.Я. Струве.

Первая звезда, у которой удалось получить изображение диска (и даже каких-то пятен на нём) — Бетельгейзе (α Ориона). Но это потому, что по диаметру Бетельгейзе превосходит Солнце в 500-800 раз (звезда пульсирует). Также было получено изображение диска Альтаира (α Орла), но это потому, что Альтаир — одна из ближайших звёзд.

Цвет звёзд зависит от температуры их внешних слоёв. Диапазон температур — от 2 000 до 60 000 °С. Самые холодные звёзды — красные, а самые горячие — голубые. По цвету звезды можно судить, насколько сильно раскалены её внешние слои.

Примеры красных звёзд: Антарес (α Скорпиона) и Бетельгейзе (α Ориона).

Примеры оранжевых звёзд: Альдебаран (α Тельца), Арктур (α Волопаса) и Поллукс (β Близнецов).

Примеры жёлтых звёзд: Солнце, Капелла (α Возничего) и Толиман (α Центавра).

Примеры желтовато-белых звёзд: Процион (α Малого Пса) и Канопус (α Киля).

Примеры белых звёзд: Сириус (α Большого Пса), Вега (α Лиры), Альтаир (α Орла) и Денеб (α Лебедя).

Примеры голубоватых звёзд: Регул (α Льва) и Спика (α Девы).

Из-за того, что от звёзд приходит очень мало света, человеческий глаз способен различать цветовые оттенки только у самых ярких из них. В бинокль и тем более в телескоп (они улавливают больше света, чем глаз) цвет звёзд становится заметнее.

С глубиной температура нарастает. Даже у самых холодных звёзд в центре температура достигает миллионов градусов. У Солнца в центре около 15 000 000 °С (используют также шкалу Кельвина — шкалу абсолютных температур, но когда речь идёт об очень высоких температурах, разницей в 273 º между шкалами Кельвина и Цельсия можно пренебречь).

Что же так сильно разогревает звёздные недра? Оказывается, там происходят термоядерные процессы , в результате которых выделяется огромное количество энергии. В переводе с греческого «термос» означает тёплый. Основной химический элемент, из которого состоят звёзды — водород. Именно он и является топливом для термоядерных процессов. В этих процессах происходит превращение ядер атомов водорода в ядра атомов гелия, что сопровождается выделением энергии. Количество ядер водорода в звезде при этом уменьшается, а количество ядер гелия — увеличивается. Со временем в звезде синтезируются и другие химические элементы. Все химические элементы, из которых состоят молекулы различных веществ, родились когда-то в недрах звёзд. «Звёзды — это прошлое человека, а человек — это будущее звезды», — так иногда образно говорят.

Процесс испускания звездой энергии в виде электромагнитных волн и частиц называется излучением . Звёзды излучают энергию не только в виде света и тепла, но и других видов излучений — гамма-лучей, рентгеновского, ультрафиолетового, радиоизлучения. Кроме того, звёзды испускают потоки нейтральных и заряженных частиц. Эти потоки образуют звёздный ветер. Звёздный ветер — это процесс истечения вещества из звёзд в космическое пространство. В результате масса звёзд постоянно и постепенно уменьшается. Именно звёздный ветер от Солнца (солнечный ветер) приводит к появлению полярных сияний на Земле и других планетах. Именно солнечный ветер отклоняет хвосты комет в противоположную от Солнца сторону.

Звёзды появляются, естественно, не из пустоты (пространство между звёздами — это не абсолютный вакуум). Материалом служат газ и пыль. Они распределены в космосе неравномерно, образуя бесформенные облака очень маленькой плотности и громадной протяженности — от одного-двух до десятков световых лет. Такие облака называются диффузными газо-пылевыми туманностями. Температура в них очень низка — около -250 °С. Но не в каждой газо-пылевой туманности образуются звёзды. Некоторые туманности могут долгое время существовать без звёзд. Какие же условия необходимы для начала процесса зарождения звёзд? Первое, это масса облака. Если материи недостаточно, то, конечно, звезда не появится. Второе, компактность. В слишком протяжённом и рыхлом облаке не могут начаться процессы его сжатия. Ну, и в-третьих, нужна затравка — т.е. сгусток пыли и газа, который станет потом зародышем звезды — протозвездой. Протозвезда — это звезда на завершающем этапе своего формирования. Если эти условия соблюдаются, то начинается гравитационное сжатие и разогрев облака. Этот процесс заканчивается звездообразованием — появлением новых звёзд. Занимает этот процесс миллионы лет. Астрономами были найдены туманности, в которых процесс звездообразования в самом разгаре — некоторые звёзды уже зажглись, некоторые находятся в виде зародышей — протозвёзд, и туманность ещё сохранилась. Примером служит Большая Туманность Ориона.

Основными физическими характеристиками звезды являются светимость, масса и радиус (или диаметр), которые определяются из наблюдений. Зная их, а также химический состав звезды (что определяется по её спектру), можно рассчитать модель звезды, т.е. физические условия в её недрах, исследовать процессы, которые в ней происходят. Остановимся подробнее на основных характеристиках звёзд.

Масса. Непосредственно оценить массу можно только по гравитационному воздействию звезды на окружающие тела. Массу Солнца, например, определили по известным периодам обращения вокруг него планет. У других звёзд планеты непосредтвенно не наблюдаются. Достоверное измерение массы возможно лишь у двойных звёзд (при этом используется обобщённый Ньютоном III закон Кеплера, н о и тогда погрешность составляет 20-60 % ). Примерно половина всех звёзд в нашей Галактике — двойные. Массы звёзд колеблются от ≈0,08 до ≈100 масс Солнца. Звёзд с массой меньше 0,08 массы Солнца не бывает, они просто не становятся звёздами, а остаются тёмными телами. Звёзды массой более 100 масс Солнца встречаются крайне редко. Большая часть звёзд имеет массы менее 5 масс Солнца. От массы зависит судьба звезды, т.е. тот сценарий, по которому звезда развивается, эволюционирует. Маленькие холодные красные карлики весьма экономно расходуют водород и поэтому их жизнь продолжается сотни миллиардов лет. Продолжительность жизни Солнца — жёлтого карлика — около 10 миллиардов лет (Солнце уже прожило около половины своей жизни). Массивные сверхгиганты расходуют водород быстро и угасают уже через несколько миллионов лет после своего рождения. Чем массивнее звезда, тем короче её жизненный путь.

Возраст Вселенной оценивается в 13,7 миллиардов лет. Поэтому звёзд возрастом более 13,7 миллиардов лет пока не существует.

• Звёзды с массой 0,08 массы Солнца — это коричневые карлики; их судьба — постоянное сжатие и остывание с прекращением всех термоядерных реакций и превращением в тёмные планетоподобные тела.

• Звёзды с массой 0,08-0,5 массы Солнца (это всегда красные карлики) после израсходования водорода начинают медленно сжиматься, при этом нагреваясь и становясь белым карликом.
  

• Звёзды с массой 0,5-8 масс Солнца в конце жизни превращаются сначала в красных гигантов, а затем в белых карликов. Внешние слои звезды при этом рассеиваются в космическом пространстве в виде планетарной туманности . Планетарная туманность часто имеет форму сферы или кольца.
  

• Звёзды с массой 8-10 масс Солнца могут в конце жизни взрываться, а могут стареть спокойно, сначала превращаясь в красных сверхгигантов, а затем в красных карликов.

• Звёзды с массой более 10 масс Солнца в конце жизненного пути сначала становятся красными сверхгигантами, потом взрываются как сверхновые (сверхновая звезда — это не новая, а старая звезда) и затем превращаются в нейтронные звёзды или становятся чёрными дырами.
  

Чёрные дыры — это не отверстия в космическом пространстве, а объекты (остатки массивных звёзд) с очень большой массой и плотностью. Чёрные дыры не обладают ни сверхъестественными, ни магическими силами, не являются «монстрами Вселенной». Просто они обладают таким сильным гравитационным полем, что никакое излучение (ни видимое — свет, ни невидимое) не может их покинуть. Поэтому чёрные дыры и не видимы. Однако, их можно обнаружить по их воздействию на окружающие звёзды, туманности. Чёрные дыры — совершенно обычное явление во Вселенной и пугаться их не стоит. В центре нашей Галактики, возможно, имеется сверхмассивная чёрная дыра.

Радиус (или диаметр) . Размеры звёзд варьируют в широких пределах — от нескольких километров (нейтронные звёзды) до 2 000 диаметров Солнца (сверхгиганты). Как правило, чем меньше звезда, тем выше её средняя плотность. У нейтронных звёзд плотность достигает 10 13 г/см 3 ! Напёрсток такого вещества весил бы на Земле 10 миллионов тонн. Зато у сверхгигантов плотность меньше плотности воздуха у поверхности Земли.

Диаметры некоторых звёзд в сравнении с Солнцем:

Сириус и Альтаир в 1,7 раза больше,

Вега в 2,5 раза больше,

Регул в 3,5 раза больше,

Арктур в 26 раз больше,

Полярная в 30 раз больше,

Ригель в 70 раз больше,

Денеб в 200 раз больше,

Антарес в 800 раз больше,

YV Большого Пса в 2 000 раз больше (самая крупная звезда из известных).

Светимость — это полная энергия, излучаемая объектом (в данном случае звёздами) в единицу времени. Светимость звёзд обычно сравнивают со светимостью Солнца (светимость звёзд выражают через светимость Солнца). Сириус, например, в 22 раза излучает больше энергии, чем Солнце (светимость Сириуса равна 22 Солнцам). Светимость Веги — 50 Солнц, а светимость Денеба — 54 000 Солнц (Денеб — это одна из самых мощных звёзд).

Видимая яркость (правильнее, блеск) звезды на земном небе зависит от:

— расстояния до звезды. Если звезда будет приближаться к нам, то её видимая яркость будет постепенно увеличиваться. И наоборот, при удалении звезды от нас её видимая яркость мало-помалу будет уменьшаться. Если взять две одинаковые звезды, то более близкая к нам будет казаться и более яркой.

— от температуры внешних слоёв. Чем сильнее раскалена звезда, тем больше световой энергии она посылает в пространство, и тем ярче она будет казаться. Если звезда остывает, то и видимая её яркость на небе будет уменьшаться. Две звезды одинаковых размеров и на одинаковых расстояниях от нас будут казаться одинаковыми по видимой яркости при условии, что они излучают одинаковое количество световой энергии, т.е. имеют одинаковую температуру внешних слоёв. Если же одна из звёзд холоднее другой, то и казаться она будет менее яркой.

— от размеров (диаметра). Если взять две звезды с одинаковой температурой внешних слоёв (одного цвета) и расположить их на одинаковом расстоянии от нас, то более крупная звезда будет излучать больше световой энергии, а значит, будет казаться на небе более яркой.

— от поглощения света нахоящимися на пути луча зрения облаками космической пыли и газа. Чем толще слой космической пыли, тем больше света от звезды он поглощает, и тем тусклее кажется звезда. Если мы возьмём две одинаковые звезды и поместим перед одной из них газо-пылевую туманность, то как раз эта звезда и будет казаться менее яркой.

— от высоты звезды над горизонтом. Возле горизонта всегда плотная дымка, которая поглощает часть света от звёзд. Возле горизонта (вскоре после восхода или незадолго перед заходом) звёзды всегда выглядят более тусклыми, чем когда они над головой.

Очень важно не путать понятия «казаться» и «быть». Звезда может быть очень яркой сама по себе, но казаться тусклой из-за различных причин: из-за большого расстояния до неё, из-за маленьких размеров, из-за поглощения её света космической пылью или пылью в атмосфере Земли. Поэтому, когда говорят о яркости звезды на земном небе, употребляют словосочетание «видимая яркость» или «блеск».

Как уже говорилось, существуют двойные звёзды. Но бывают и тройные (например, α Центавра), и четверные (например, ε Лиры), и пятерные, и шестерные (например, Кастор) и т.д. Отдельные звёзды в звёздной системе называют компонентами . Звёзды с числом компонентов более двух называют кратными звёздами. Все компоненты кратной звезды связаны силами взаимного тяготения (образуют систему звёзд) и движутся по сложным траекториям.

Если компонентов много, то это уже не кратная звезда, а звёздное скопление . Различают шаровые и рассеянные звёздные скопления. Шаровые скопления содержат много старых звёзд и являются более пожилыми, нежели скопления рассеянные, содержащие много молодых звёзд. Шаровые скопления довольно устойчивы, т.к. звёзды в них находятся на небольших расстояниях друг от друга и силы взаимного притяжения между ними намного больше, чем между звёздами рассеянных скоплений. Рассеянные скопления со временем ещё больше рассеиваются.

Рассеянные скопления, как правильно, располагаются на полосе Млечного Пути или поблизости. Наоборот, шаровые скопления располагаются на звёздном небе в стороне от Млечного Пути.

Некоторые звёздные скопления можно увидеть на небе даже невооружённым глазом. Например, рассеянные скопления Гиады и Плеяды (М 45) в Тельце, рассеянное скопление Ясли (М 44) в Раке, шаровое скопление М 13 в Геркулесе. Довольно много их видно в бинокль.

«Белые», – с уверенностью отвечаешь ты. Действительно, если взглянуть на ночное небо, то можно увидеть множество белых звезд. Но значит ли это, что звезд другого цвета не бывает? Может мы просто их не замечаем?

Звезды – это гигантские скопления раскаленного газа. Состоят они в основном из двух видов газа – водорода и гелия. Из-за синтеза водорода и гелия происходит выброс энергии, благодаря которому звезды такие яркие и горячие и, наверное, поэтому кажутся нам белыми. А что насчет самой известной звезды – ? Она уже не кажется нам такой белой, и больше похожа на желтую. А еще есть красные, коричневые, голубые звезды.

Для того, чтобы понять, почему звезды бывают разных цветов, надо проследить весь жизненный путь звезды от момента ее возникновения, до полного угасания.

Photo by Nigel Howe

Зарождение звезды начинается с гигантского облака пыли, называемого туманностью . Сила гравитации заставляет пыль притягиваться друг к другу. Чем больше она стягивается, тем сильнее становится сила гравитации. Это приводит к тому, что облако начинает нагреваться и зарождается протозвезда . Как только ее центр станет достаточно горячим, начнется ядерный синтез, который положит начало молодой звезде. Теперь эта звезда будет жить и вырабатывать энергию в течение миллиардов лет. Этот период ее жизни называется «главной последовательностью» . Звезда будет оставаться в таком состоянии до тех пор, пока не сгорит весь водород. Как только закончится водород, внешняя часть звезды начнет расширяться, и звезда превратится в Красного гиганта – звезду с низкой температурой и сильным свечением. Пройдет какое-то время и ядро звезды начнет вырабатывать железо. Этот процесс заставит звезду разрушаться. А что произойдет дальше зависит от размера звезды. Если она была среднего размера, то станет Белым карликом . Большие же звезды вызовут огромный ядерный взрыв и станут Сверхновыми звездами , которые закончат свою жизнь, превратившись в черные дыры или нейтронные звезды.

Теперь ты понимаешь, что каждая звезда проходит разные пути своего развития и постоянно меняет свой размер, цвет, яркость, температуру. Отсюда столько разновидностей звезд. Самые маленькие звезды – красные. Средние звезды имеют желтую окраску, например, наше Солнце. Звезды побольше – синие, они являются самыми яркими звездами. Коричневые карлики имеют очень маленькую энергию и не способны компенсировать потерю энергии на излучение. Белые карлики – это постепенно остывающие звезды, которые вскоре становятся невидимыми и темными.

Единственная звезда нашей Солнечной системы, Солнце, относится к типу «желтых карликов». Полярная звезда, которая указывает путь морякам – голубой сверхгигант. А ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра является красным карликом. Большинство звезд во Вселенной являются также красными карликами. А мы видим все звезды белыми, почему? Оказывается, виной тому тусклость звезд и наше зрение. Оно недостаточно зоркое, чтобы уловить разные цвета таких звезд. Но цвет самых ярких звезд мы, все таки, можем различить.

Теперь ты знаешь, что звезды бывают не только белые и сможешь легко справиться с заданием.

Задание:

1. Нарисуй небо полное разноцветных звезд. Именно такое небо, которое мы видели бы, если бы имели более зоркое зрение.

Статья про велосипедные системы

Количество звезд. Система может содержать от одной до трех звезд. Одна звезда обычно ставится на BMX, даунхильные байки, велосипеды для триала, ситибайки. Две звезды обычно ставятся на туринги и шоссейники (характерная пара: 42-52 зуба). Три звезды ставятся на MTB/ATB и гибриды (характерная тройка 44(42)-34-22 зуба). Форма звезд. Звезды могут быть круглыми и овальными. Я катался на системе Shimano Biopace-SG (FC-M200) со звездами овальной формы, но реальных преимуществ/недостатков не обнаружил. Просто несколько другие ощущения.. Ну чуть-чуть выше КПД, если не используются туклипсы или контакты. Подавляющее большинство систем имеют круглые звезды. Длина шатунов. Немаловажный параметр. Чем длиннее шатун, тем большее усилие можно развить и быстрее ехать, однако длинными шатунами с непривычки можно начать цепляться на выступающие неровности. Для байка стандартная длина шатунов 170мм и 175мм. Крепление шатуна к каретке. До сих пор выпускаются велосипеды, у которых шатуны крепятся клиньями к оси каретки… Однако это прошлый век. Сейчас преобладают две разновидности: с конусным креплением на ось каретки и совмещенные с нею шатуны. Первая — это современная классика, наиболее оптимальное и надежное решение. Вторая — промышленный изврат, направленный на удешевление технологии производства и ставится в основном на детские велосипеды. Материал звезд и шатунов. Сейчас все приличные производители начинают делать даже дешевые системы с алюминиевыми шатунами, что существенно снижает их вес и добавляет прочность на изгиб. Однако огромное количество безродного оборудования сделаны со стальными шатунами, так же как и низшие группы именитых производителей. Про стальные шатуны писать уже бессмысленно, ибо это самые младшие группы оборудования, используемые на «пивных» велосипедах, в которых главное стоимость снизить. Основное различие в алюминиевых шатунах — наличие полости в теле шатуна. Если шатун полый, это снижает его вес, однако, несколько увеличивает стоимость. На прочности шатуна наличие внутренней полости не сказывается. Звезды делаются из стали и алюминиевых сплавов. Иногда ставится смешанный набор: часть звезд алюминиевая, часть стальная, так почти на всех байках бюджетного уровня (300-600$). Алюминиевые сплавы легче и прочнее на изгиб, нежели стальные, однако и стоимость их существенно выше. Также не забывайте, что сталь стали рознь: стальные звезды уровня Tourney вовсе не то же самое, что стальные звезды уровня Altus. Сталь на турней идет более мягкая, а потому удержать их в прямом состоянии задача практически нереальная, а это в свою очередь очень сильно влияет на четкость переключения передач в системе и продолжительность жизни цепи. А если серьезно, современные алюминиевые звезды превосходят по качеству серийные стальные. Способ изготовления звезд. Их два: фрезеровка и штамповка. Штампованные звезды более дешевы. Фрезерованными же комплектуются байки с высокими группами оборудования (от LX) за счет их более высокого качества. Рулез однозначный.

Какие бывают звезды | Детские сказки читать на ночь

Пип сидел на веранде домика, пил чай с вареньем из ягод с Млечного пути и смотрел на звезды.

Звезды блестели, мерцали, сияли, крутились и поворачивались к Пипу то одним, то другим боком.

— Может, у них такое соревнование, кто сегодня ярче светит? — подумал малыш.

Но тут одна звезда стала как бы чуточку ближе…

Показалось, решил Пип и отправился в домик за заваркой. Был такой чудесный вечер, что хотелось еще чая.

Когда мальчик вернулся, звезда была еще ближе. Он помахал головой, поморгал, но все было именно так — звезда действительно приближалась.

Пип забегал по астероиду. Еще никогда на него не приземлялись настоящие звезды.

Малыш знал только по тем сказкам, которые ему рассказывали давно-давно, как на самом деле выглядят звезды.

Он заварил еще чай, порезал тортик, который берег на завтрак, и даже протер пыль на веранде. Еще бы, такое событие!

Звезда мерцающей точкой летела прямо к нему. И Пип смотрел на нее, не отрываясь.

Вдруг навстречу ей вылетела большая серая летающая тарелка.

— Это ловцы звезд! — догадался мальчик.

Ловцы звезд следили за тем, чтобы в галактике поддерживалось постоянное количество звезд, и они светили без перерыва. А когда звезда летит, или тем более, куда-то падает, она перестает светить. Ловцы звезд хватают ее большим сачком и возвращают на место, приклеив для верности особенно прочным клеем. Звезду нужно было спасать. Раз уж она летит на астероид Пипа, значит ей туда очень нужно.

Он тут же завел мотор в своей летающей тарелке и уже через мгновение летел ей навстречу.

Летающая тарелка Пипа была такой быстрой, что он опередил ловцов звезд на несколько космических минут.

Но где же звезда?

Малыш покружился на том месте, где видел ее. И тут в его тарелку что-то постучало. Пип открыл крышку, и на пассажирское место приземлилась маленькая девочка с аккуратными коричневыми волосами и в круглых очках.

— Ты кто? — растерялся малыш.

— Летта, а кто же еще?

— А я Пип. Я летел навстречу звезде, которая должна была приземлиться на мой астероид.

— И вовсе не на твой. Я летела на запах чудесного варенья из ягод с Млечного пути, которое очень люблю.

— Тогда скорей летим, пока тебя не отправили обратно!

Пип закрыл крышку летающей тарелки и рванул с места.

По пути он разглядел Летту. Самая обычная инопланетная девочка. Странно, что это звезда.

С другой стороны, Пип когда-то слышал, что и сам он однажды так же приземлился на свой астероид…

Какие бывают звезды

Какие звезды самые известные?

Хотя в ночном небе видны бесчисленные миллиарды небесных объектов, некоторые из них известны лучше, чем другие. Большинство из них — это звезды, которые видны невооруженным глазом и очень яркие по сравнению с другими звездными объектами. По этой причине большинство из них имеют долгую историю наблюдения и изучения людьми и, скорее всего, занимают важное место в древнем фольклоре.

Итак, без лишних слов, вот некоторые из наиболее известных звезд, которые видны на ночном небе:

Полярная звезда:
Также известная как Полярная звезда (а также Полярная звезда, путеводная звезда и иногда путеводная звезда), Полярная звезда является 45-й по яркости звездой в ночном небе.Он расположен очень близко к северному полюсу мира, поэтому на протяжении веков он использовался в качестве навигационного инструмента в северном полушарии. С научной точки зрения эта звезда известна как Альфа Малая Медведица, потому что это альфа-звезда в созвездии Малой Медведицы.

Звездная система Полярной звезды в созвездии Малой Медведицы и вблизи. Авторы и права: НАСА, ЕКА, Н. Эванс (Гарвард-Смитсоновский CfA) и Х. Бонд (STScI)

Он находится на расстоянии более 430 световых лет от Земли, но его светимость (белый сверхгигант) делает его хорошо видимым для мы здесь, на Земле.Более того, это не просто сверхгигант, а тройная звездная система, состоящая из главной звезды (альфа UMi Aa) и двух меньших спутников (альфа UMi B, альфа UMi Ab). Они, вместе с двумя удаленными компонентами (альфа UMi C, альфа UMi D), делают его мультизвездной системой.

Интересно, что Полярная звезда не всегда была северной звездой. Это потому, что ось Земли колеблется на протяжении тысяч лет и направлена ​​в разные стороны. Но до тех пор, пока ось Земли не переместится дальше от «Полярной звезды», она останется нашим проводником.

Поскольку это так называемая переменная звезда-цефеида — то есть звезда, которая пульсирует радиально, изменяя как температуру, так и диаметр, вызывая изменения яркости, — ее расстояние до нашего Солнца было предметом пересмотра. Многие научные статьи предполагают, что он может быть на 30% ближе к нашей Солнечной системе, чем предполагалось ранее, то есть на расстоянии 238 световых лет от нас.

Время выдержки в центре Полярной звезды, Полярной звезды. Обратите внимание: чем ближе звезды к Полярной звезде, тем меньшие круги они описывают.Звезды на краю кадра образуют круги гораздо большего размера. Предоставлено: Боб Кинг

Сириус:
Также известный как Собачья Звезда, поскольку это самая яркая звезда Большого Пса («Большая Собака»), Сириус также является самой яркой звездой в ночном небе. Название «Сириус» происходит от древнегреческого «Seirios », , что переводится как «светящийся» или «опаляющий». В то время как невооруженным глазом он кажется единственной яркой звездой, Сириус на самом деле представляет собой двойную звездную систему, состоящую из белой звезды главной последовательности по имени Сириус A и слабого белого карлика-компаньона по имени Сириус B.

Причина, по которой он такой яркий на небе, заключается в сочетании его яркости и расстояния — на 6,8 световых годах он является одним из ближайших соседей Земли. И по правде говоря, он действительно приближается. В течение следующих 60 000 лет или около того астрономы ожидают, что он будет продолжать приближаться к нашей Солнечной системе; в этот момент он снова начнет отступать.

В Древнем Египте это рассматривалось как сигнал о приближении разлива Нила. Для греков восход Сириуса в ночном небе был знаком «собачьих летних дней».Для полинезийцев в южном полушарии он ознаменовал приближение зимы и был важной звездой для навигации по Тихому океану.

Альфа Центавра Система:
Также известная как Ригель Кент или Толиман, Альфа Центавра — самая яркая звезда в южном созвездии Центавра и третья по яркости звезда на ночном небе. Кроме того, это ближайшая к Земле звездная система — всего в тени более четырех световых лет. Но, как и Сириус и Полярная звезда, на самом деле это мультизвездная система, состоящая из Альфы Центавра A, B и Проксимы Центавра (также известной как.Центавра C).

Картина художника о планете вокруг Альфы Центавра B. Фото: ESO

На основании спектральной классификации Альфа Центавра A — белый карлик главной последовательности с массой примерно 110% и светимостью 151,9% нашего Солнца. Альфа Центавра B — оранжевый субгигант с 90,7% массы Солнца и 44,5% его светимости. Проксима Центавра, самый маленький из трех, представляет собой красный карлик, масса которого примерно в 0,12 раза больше массы нашего Солнца, и который является ближайшим из трех к нашей Солнечной системе.

Английский исследователь Роберт Хьюз был первым европейцем, сделавшим записанное упоминание об Альфе Центавра, что он сделал в своей работе 1592 года « Tractatus de Globis ». В 1689 году священник-иезуит и астроном Жан Ришо подтвердил существование второй звезды в системе. Проксима Центавра была открыта в 1915 году шотландским астрономом Робертом Иннесом, директором обсерватории Юнион в Йоханнесбурге, Южная Африка.

В 2012 году астрономы обнаружили планету размером с Землю вокруг Альфы Центавра B.Известный как Альфа Центавра Bb, он находится в непосредственной близости от своей родительской звезды, что, вероятно, означает, что здесь слишком жарко, чтобы поддерживать жизнь.

Бетельгейзе:
Этот ярко-красный сверхгигант, прозванный «Жук-сок» (да, такой же, как в фильме Тима Бертона 1988 года), находится на расстоянии примерно 65o светового года от Земли. Также известная как Альфа Ориона, ее, тем не менее, легко обнаружить в созвездии Ориона, поскольку это одна из самых больших и ярких звезд на ночном небе.

Бетельгейзе, как видно с космического телескопа Хаббла и по отношению к созвездию Ориона.Предоставлено: NASA

Название звезды происходит от арабского имени Ibt al-Jauza ’, что буквально означает« рука Ориона ». В 1985 году Маргарита Каровска и ее коллеги из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики объявили об открытии двух близких спутников на орбите Бетельгейзе. Хотя это остается неподтвержденным, существование возможных спутников остается интригующей возможностью.

Что волнует астрономов в Бетельгейзе, так это то, что однажды она станет сверхновой, что, несомненно, станет впечатляющим событием, которое люди на Земле смогут увидеть.Однако точная дата, когда это может произойти, остается неизвестной.

Ригель:
Также известная как Бета Ориона и расположенная между 700 и 900 световыми годами от нас, Ригель — самая яркая звезда в созвездии Ориона и седьмая по яркости звезда на ночном небе. И здесь то, что кажется голубым сверхгигантом, на самом деле является мультизвездной системой. Основная звезда (Ригель A) — это бело-голубой сверхгигант, который в 21 раз массивнее нашего Солнца и его светимость примерно в 120 000 раз больше.

Ригель B представляет собой двойную систему, состоящую из двух сине-белых субкарликовых звезд главной последовательности. Ригель Б является более массивным из пары, его масса 2,5 Солнца, а у Ригеля С — 1,9. Ригель был признан двоичным по крайней мере с 1831 года, когда немецкий астроном Ф.Г.У. Струве впервые измерил это. Была предложена четвертая звезда в системе, но обычно считается, что это неверная интерпретация изменчивости главной звезды.

Ригель А — молодая звезда, которой всего 10 миллионов лет.Учитывая его размер, ожидается, что он станет сверхновой, когда достигнет конца своей жизни.

Vega:
Vega — еще одна ярко-синяя звезда, которая закрепляет в остальном слабое созвездие Лиры (Арфа). Наряду с Денебом (от Лебедя) и Альтаиром (от Аквилы) он входит в состав Летнего треугольника в Северном полушарии. Это также самая яркая звезда в созвездии Лиры, пятая по яркости звезда на ночном небе и вторая по яркости звезда в северном небесном полушарии (после Арктура).

Белый карлик Вега примерно в 2,1 раза массивнее Солнца. Вместе с Арктуром и Сириусом это одна из самых ярких звезд в окрестностях Солнца. Это относительно близкая звезда всего в 25 световых годах от Земли.

Вега была первой звездой, кроме Солнца, которую сфотографировали, и первой, у кого был записан ее спектр. ^{Это была также одна из первых звезд, расстояние до которой было оценено с помощью измерений параллакса, и она служила базой для калибровки фотометрической шкалы яркости.Благодаря обширной истории исследований Веги ее назвали «возможно, следующей по значимости звездой на небе после Солнца».}

Представление художника о недавнем массивном столкновении объектов размером с карликовую планету, которые, возможно, способствовали образованию пылевого кольца вокруг звезды Вега. Предоставлено: НАСА / Лаборатория реактивного движения / Калтех / Т. Пайл (SSC)

На основании наблюдений, которые показали избыточное излучение инфракрасного излучения, предполагается, что Вега имеет околозвездный пылевой диск. Эта пыль, вероятно, является результатом столкновений между объектами в вращающемся диске обломков.По этой причине звезды, которые демонстрируют избыток инфракрасного излучения из-за околозвездной пыли, называются «звездами типа Веги».

Тысячи лет назад (около 12000 г. до н.э.) Вега использовалась как Полярная звезда сегодня, и будет таковой снова примерно в 13 727 году нашей эры.

Плеяды:
Также известные как «Семь сестер», Мессье 45 или M45, Плеяды на самом деле представляют собой рассеянное звездное скопление, расположенное в созвездии Тельца. Находясь в среднем на расстоянии 444 световых лет от нашего Солнца, это одно из ближайших к Земле звездных скоплений и наиболее заметное невооруженным глазом.Хотя семь крупнейших звезд наиболее заметны, скопление на самом деле состоит из более чем 1000 подтвержденных членов (наряду с несколькими неподтвержденными двойными).

Радиус ядра скопления составляет около 8 световых лет в поперечнике, а его внешние края составляют около 43 световых лет. В нем преобладают молодые горячие голубые звезды, хотя считается, что коричневые карлики, составляющие лишь часть массы Солнца, составляют 25% звезд-членов.

Плеяды, также известные как M45, — заметное рассеянное звездное скопление в небе.Кредит изображения: Джейми Болл

Возраст скопления оценивается в 75–150 миллионов лет, и оно медленно движется в направлении «ног» того, что в настоящее время является созвездием Ориона. Этот кластер имел несколько значений для многих различных культур здесь, на Земле, включая представления в библейском, древнегреческом, азиатском и традиционном фольклоре коренных американцев.

Антарес: ​​
Также известный как Альфа Скорпиона, Антарес — красный сверхгигант и одна из самых больших и ярких наблюдаемых звезд на ночном небе.Его название, которое по-гречески означает «соперник Марса» (он же Арес), связано с его красноватым внешним видом, который в некоторых отношениях напоминает Марс. Его расположение также близко к эклиптике, воображаемой полосе в небе, по которой движутся планеты, Луна и Солнце.

По оценкам, этот сверхгигант в 17 раз массивнее, в 850 раз больше по диаметру и в 10 000 раз ярче, чем наше Солнце. Поэтому его можно увидеть невооруженным глазом, несмотря на то, что он находится примерно в 550 световых годах от Земли.По последним оценкам, его возраст составляет 12 миллионов лет.

Красный сверхгигант, Антарес в 850 раз больше диаметра нашего Солнца, в 15 раз массивнее и в 10 000 раз ярче. Предоставлено: НАСА / Иван Эдер.

Антарес — семнадцатая по яркости звезда, которую можно увидеть невооруженным глазом, и самая яркая звезда в созвездии Скорпиона. Наряду с Альдебараном, Регулусом и Фомальгаутом Антарес включает группу, известную как «Царские звезды Персии» — четыре звезды, которые древние персы (ок.3000 г. до н.э.), как полагают, охранял четыре области небес.

Канопус:
Этот белый гигант, также известный как Альфа Киля, является самой яркой звездой в южном созвездии Киля и второй по яркости звездой на ночном небе. Эта звезда, расположенная на расстоянии более 300 световых лет от Земли, названа в честь мифологического Канопуса, навигатора короля Спарты Менелая в «Илиаде» года.

Звезда была известна древним египтянам, а также навахо, китайцам и древним индоарийцам, хотя ее не видели древние греки и римляне.В ведической литературе Канопус ассоциируется с Агастьей, почитаемым мудрецом, который, как полагают, жил в VI или VII веках до нашей эры. Для китайцев Канопус был известен как «звезда старика» и был нанесен на карту астрономом И Синем в 724 году нашей эры.

Изображение Канопуса, сделанное членами экипажа на борту МКС. Предоставлено: NASA

. Он также упоминается по его арабскому имени Suhayl ( Soheil на персидском языке), которое ему дали исламские ученые в 7 веке нашей эры.Для бедуинов Негева и Синая он также был известен как Сухайль и использовался вместе с Полярной звездой как две основные звезды для навигации в ночное время.

Лишь в 1592 году он был доведен до сведения европейских наблюдателей еще раз Робертом Хьюзом, который записал свои наблюдения за ним вместе с Ахернаром и Альфой Центавра в своем Tractatus de Globis (1592).

Как он отметил об этих трех звездах: «Итак, есть только три Звезды первой величины, которые я мог видеть во всех тех частях, которые никогда не видели здесь, в Англии.Первая из них — это яркая Звезда на корме Арго, которую они называют Канобус. Второй находится в конце Эридана. Третий — в правой ноге Centaure ».

Эта звезда обычно используется для ориентации космических кораблей в космосе, поскольку она настолько ярка по сравнению с окружающими ее звездами.

Universe Today есть статьи о том, что такое Полярная звезда и типы звезд. Вот еще одна статья о 10 самых ярких звездах. В Astronomy Cast есть серия об известных звездах.

Нравится:

Нравится Загрузка …

Все о звездах | Scholastic

На следующие вопросы ответила астроном доктор Кэти Имхофф из Научного института космического телескопа.

Как образуется звезда?

В образовании звезды есть несколько этапов:

• Сначала облако газа и пыли объединяется под действием силы тяжести, чтобы сформировать «протозвезду» (горячее пятно, которое не совсем звезда, но в конечном итоге станет звездой), что занимает тысячи лет.
• Затем центр капли становится достаточно горячим, чтобы излучать видимый свет, и большая часть облака газа и пыли упала на него. Так что теперь это похоже на звезду. Это займет около миллиона лет, если звезда имеет массу (вес) нашего Солнца.
• Затем остальная часть облака газа и пыли либо падает в звезду, либо уносится ветром, и звезда становится горячее и меньше из-за силы тяжести. В конце концов, центр становится настолько горячим, что газообразный водород начинает подвергаться ядерным реакциям, превращаясь в гелий, который обеспечивает звезду энергией, чтобы сиять в течение миллиардов лет.Новой звезде требуется около 20 миллионов лет, чтобы добраться до этой точки. Самое смешное, что маленькая звезда БОЛЬШЕ, чем взрослая звезда!

Какие звезды самые большие?

Самые большие звезды известны как «красные сверхгиганты». Звезда Бетельгейзе (находящаяся в созвездии Ориона) одна. Если бы вы поместили Бетельгейзе в центр нашей солнечной системы, она бы заполнила ее примерно до орбиты Юпитера! Красные сверхгиганты примерно в 400 раз больше нашего Солнца.Это будет около 300 миллионов миль в поперечнике, что в три раза больше расстояния между Землей и Солнцем. Если бы Солнце было красным сверхгигантом, оно поглотило бы Меркурий, Венеру, Землю, Марс и некоторые астероиды!

Во сколько раз Бетельгейзе горячее, ярче и крупнее Солнца?

Бетельгейзе на самом деле холоднее нашего солнца. Температура поверхности Солнца составляет около 5800 ° Кельвина (около 10 000 ° по Фаренгейту), а температура Бетельгейзе примерно вдвое меньше, около 3000 ° Кельвина (около 5000 ° по Фаренгейту).Поэтому он красный — красные звезды холоднее солнца, сине-белые звезды горячее.

Бетельгейзе, однако, намного больше и ярче. Это примерно в 500 раз больше нашего Солнца. Если вы поместите Бетельгейзе в нашу солнечную систему, она поглотит Меркурий, Венеру, Землю и Марс !!! Кроме того, оно примерно в 10 000 раз ярче, чем наше Солнце (потому что большая звезда ярче).

Сколько звезд в космосе?

Мы думаем, что в нашей галактике Млечный Путь около 200 миллиардов звезд.Есть миллиарды других галактик. Так что общее количество звезд в космосе ОГРОМНОЕ !!!! Конечно, вы не можете их всех увидеть. Большинство из них слишком тусклые, чтобы их можно было увидеть иначе, как в большой телескоп.

Почему в некоторые ночи мы видим звезды там, где их раньше не было?

Не знаю, почему в некоторые ночи вы видите звезды, которых раньше не было. Иногда небо очень чистое, и вы можете видеть более тусклые звезды, а в других случаях оно немного туманное, и вы можете видеть только более яркие звезды.

Как мерцают звезды?

Мерцание или «мерцание» звезд на небе, которое мы видим на небе, возникает из-за движения в атмосфере Земли. Я много раз наблюдал это в телескоп! Так что это во многом связано с нашей атмосферой и погодой.

Когда мы смотрим на звезду с поверхности Земли, мы также смотрим через различные слои атмосферы. Воздух имеет несколько видов движений. Конечно, есть ветер, но он также имеет конвективное (пузырящееся) движение, когда капли горячего воздуха поднимаются, охлаждают, а затем падают, чтобы согреться теплой землей внизу.Астрономы и инженеры, создающие телескопы, очень хорошо знакомы с этим, потому что некоторые из этих телескопов предназначены для обхода эффекта размытия, возникающего при этих движениях.

Когда я наблюдал в обсерватории Перкинса в Огайо, я заметил, что мерцание (мы также называем его «зрением») изменялось предсказуемым образом в зависимости от погоды. Сразу после прохождения фронта атмосфера была неспокойной (сильно пузырилась), а изображение звезды было большим и пятнистым. На следующую ночь воздух стал более спокойным, а изображение звезды стало меньше и стабильнее.Это будет продолжаться до тех пор, пока не появятся перистые облака, которые появятся перед следующим фронтом. Тогда изображение было самым маленьким и стабильным (ледяные перистые облака образуются в очень спокойном воздухе).

Почему звезды такие яркие?

Я думаю, что звезды довольно тусклые, потому что они так далеко! Большинство звезд очень похожи на наше Солнце. На самом деле Солнце — вполне нормальная звезда. Он намного ярче других звезд, потому что находится рядом. Даже самая близкая звезда (кроме Солнца) находится очень далеко.Чтобы дать вам представление о том, как далеко, мы можем сравнить время, которое требуется свету, чтобы пройти из одного места в другое. Свет очень и очень быстрый; он преодолевает 186 000 миль за одну секунду.

Даже в этом случае свету требуется около восьми минут, чтобы пройти от Солнца до Земли. Сколько времени требуется солнечному свету, чтобы добраться до ближайшей звезды? БОЛЕЕ ЧЕТЫРЕ ЛЕТ!

Когда вы смотрите на звезды ночью, некоторые из них ближе, а некоторые дальше. Большинство самых ярких звезд также наиболее близки к нам.Чем дальше звезда, тем она слабее.

Правда ли, что звезда — это горящий огненный шар?

Ну нет, звезды не горят, хотя и выглядят именно так. Мы иногда говорим о них «горящие», что может сбивать с толку, потому что мы не имеем в виду горение, как в огне. Звезды сияют, потому что они очень горячие (вот почему огонь излучает свет — потому что они горячие). Источником их энергии являются ядерные реакции, происходящие глубоко внутри звезд.В большинстве звезд, таких как наше Солнце, водород превращается в гелий, при этом выделяется энергия, которая нагревает звезду. Внутри на самом деле миллионы градусов, очень жарко! Это нагревает внешние слои звезды, что излучает тепло и свет.

Что-то горит, например дрова в камине, для горения требуется кислород. Температура такого костра высока, но не так жарко, как звезда!

Как выглядят звезды вблизи?

Знаете ли вы, что наше Солнце — звезда? Это довольно обычная, нормальная звезда.Вот так выглядит звезда вблизи. Некоторые звезды больше, другие меньше, некоторые горячее (и выглядят голубовато-белыми), а некоторые холоднее (и могут выглядеть желтыми, оранжевыми или красными).

Как выглядит ребенок-звезда?

Детские звезды рождаются в больших темных облаках газа и пыли. Вначале они были закутаны в эти облака, как одеяла, защищающие их. Но есть кое-что, чего вы не можете ожидать от маленьких звезд. Они начинают БОЛЬШИЕ и становятся меньше по мере взросления! Это потому, что молодые звезды формируются из этих облаков, а гравитация сближает их, образуя звезду.Звездочка-младенец начинается большой и прохладной, окруженной облаками, поэтому вы ее не видите. Но по мере взросления становится жарче и ярче. Облака развеваются, и тогда вы можете увидеть звезду-младенца (теперь она больше похожа на «малыша»).

Откуда «молодые» звезды берут энергию, если термоядерный синтез еще не произошел? Когда это наконец состоится?

Молодые звезды получают энергию от гравитации. Они медленно сокращаются, и когда они сжимаются, генерируется энергия, которая излучается в виде света.Как только центр звезды станет достаточно горячим и плотным (миллионы градусов!), Может начаться ядерный синтез. Чтобы достичь этой точки, звезде размером с наше Солнце требуется около 20 миллионов лет. Как только начнется ядерный синтез, звезда может светить около 10 миллиардов лет.

Как узнать возраст звезды?

Достигнуть возраста звезды непросто. Вот два метода, которые мы используем:

Первый метод — посмотреть на спектр звезды (сформированный, когда мы распределяем свет от звезды на различные цвета, как радуга).Используя специальные инструменты, мы можем найти темные линии в спектре, соответствующие элементам в звезде. Элемент литий можно использовать для определения возраста звезды, потому что количество лития в звезде со временем уменьшается. Это потому, что он превращается в другие элементы в результате ядерных реакций. Итак, если мы можем измерить количество лития в звезде, мы можем определить ее возраст (чем меньше лития, тем старше звезда).

Второй метод — определить возраст скопления или группы звезд.Многие звезды образуют скопления, поэтому все они одного возраста. Из наших расчетов мы знаем, что очень большие массивные звезды очень быстро сжигают свое ядерное топливо и имеют короткое время жизни, в то время как более мелкие звезды расходуют свое топливо гораздо медленнее и могут продолжать излучать свет гораздо дольше. Глядя на различные звезды в скоплении, мы можем увидеть, какие из них израсходовали свое топливо (и стали красными гигантами), а какие по-прежнему светят в обычном режиме. Тогда мы можем вычислить, что все звезды в скоплении должны быть того же возраста, что и возраст звезд, которые совсем недавно израсходовали свое ядерное топливо.Например, если все звезды, которые более чем в три раза массивнее нашего Солнца, исчерпали ядерное топливо и стали красными гигантами, то мы знаем, что всем звездам в скоплении 500 миллионов лет.

Почему некоторые звезды ярче Солнца?

Ну, конечно, здесь, на Земле, мы видим солнце ярче всего на свете! Это потому, что Солнце намного ближе, чем другие звезды.

Но если бы вы могли выстроить группу звезд, включая наше Солнце, на одинаковом расстоянии, вы бы увидели, что некоторые звезды ярче, а некоторые слабее, чем наше Солнце.Самые большие и тяжелые звезды могут выделять больше энергии и светить ярче, чем солнце. Более мелкие и светлые звезды выделяют меньше энергии и светят менее ярко, чем наше Солнце. Так что все зависит от того, насколько велика и тяжелая звезда.

Как образуются звезды в туманности?

Это все из-за силы тяжести. Туманность состоит из газов, в основном водорода, а также пыли. Пыль — это именно то, что вы ожидаете, крошечные каменистые частицы. Если туманность холодная и темная, в ней могут образоваться более плотные капли.Эти капли обладают гравитацией и могут помещать в себя окружающий газ и пыль. Чем больше они становятся, тем сильнее гравитация, и они могут притягивать к себе все больше и больше газа и пыли.

Внутренние слои газа и пыли начинают нагреваться от давления газа и пыли наверху. Пыль испаряется и превращается в газ. Когда внутренние газы становятся достаточно горячими, капля — теперь протозвезда или очень молодая звезда — начинает светиться. Сначала его можно увидеть только в инфракрасном свете, но по мере того, как он нагревается и становится ярче, его можно увидеть как красную звезду.Теперь тепло и свет звезды уносят окружающий газ и пыль, и новую звезду, наконец, можно увидеть в туманности.

Может ли туманность образовывать две звезды одновременно?

Конечно, может. Фактически, более половины звезд на небе — это на самом деле двойные (или тройные) звезды, в которых две (или три) звезды сформированы вместе и вращаются по орбите вокруг друг друга. Кроме того, звезды имеют тенденцию формироваться большими группами в огромных темных облаках газа и пыли. В этих больших темных облаках могут образовываться сотни звезд.

Как звезды получили название «звезды»?

Люди видели звезды над головой тысячи лет. Несмотря на то, что они не знали, кто они такие (или имели странные представления об этом!), У них было имя для них. Древние греки говорили «астра» (отсюда мы получили слово astronomy ), а римляне сказали «стелла». Наше слово звезда происходит от старонемецкого слова для обозначения звезды, которое было sterno (современное немецкое слово для обозначения звезды — sterno ).

Почему звездам даются имена?

Мы даем звёздам имена, чтобы мы могли поговорить о них друг с другом. Это похоже на то, как давать людям имена: вы можете называть своего одноклассника «Джон», а не «рыжий мальчик с веснушками в синих джинсах».

Самые яркие звезды носят арабские имена. Например, имя звезды Бетельгейзе означает «подмышка» (она находится в созвездии Ориона, охотника, под его подмышкой).

Звезды перечислены в каталогах, которые содержат такую ​​информацию, как положение (в координатах, аналогичных широте и долготе на Земле), яркость звезды, ее цвет и т. Д.Например, мы часто используем обозначение в каталоге Генри Дрейпера, такое как HD 7762 (для звезды номер 7762 в этом каталоге). Есть много каталогов со всевозможными названиями. Некоторые звезды внесены в более чем один каталог, поэтому у них более одного названия.

Как они придумали названия созвездий?

В древние времена люди смотрели на звезды и выбирали узоры, которые они видели. Они часто связывали эти закономерности с картинками из рассказанных ими историй.Большинство созвездий, которые мы используем сегодня, происходят от древних римлян, и они изображают многих людей и животных из своих мифов.

Почему они решили называть их созвездиями?

Слово созвездие означает «со звездами» (стелла) и происходит от латинского слова constellatio.

Как быстро летит падающая звезда?

Как вы, наверное, знаете, «падающая звезда» — это на самом деле метеор, крошечный кусок камня в космосе.Метеоры движутся очень быстро, поэтому они сгорают, когда попадают в атмосферу нашей Земли, и превращаются в красивую яркую «падающую звезду». Как только метеоры попадают в атмосферу Земли, они движутся со скоростью не менее 25 миль в час. Но некоторые едут со скоростью 160 000 миль в час!

Какие инструменты вы используете для изучения этих звезд?

Инструмент, который я чаще всего использовал для изучения молодых звезд, — это астрономический спутник под названием International Ultraviolet Explorer .Я много лет изучал ультрафиолетовый свет от моих маленьких звездочек, пытаясь понять, как они себя ведут. Ультрафиолетовый свет поглощается земной атмосферой, поэтому единственный способ измерить его — использовать спутник.

Как именно астрономы используют спектроскопы и что они говорят о звездах?

Спектроскопы — очень важный инструмент, используемый астрономами. Как вы, вероятно, понимаете, астрономы должны полагаться на свет, который мы можем измерить от различных астрономических объектов.Мы не можем поместить звезду в лабораторию!

Спектр звезды может сказать нам температуру, размер и состав звезды. Он также может сказать нам, насколько быстро он движется. Если на орбите друг друга вращаются две звезды, можно использовать серию измерений, чтобы получить их массы (веса). Мы можем сказать, есть ли у звезды сильные магнитные поля. Иногда мы можем узнать возраст звезды. Большая часть того, что мы знаем о звездах, мы узнали из их спектров!

Сколько цветов бывает у звезд и что они означают?

Звезды бывают красного, оранжевого, желтого, белого, голубовато-белого и синего цветов.Цвет зависит от того, насколько горячая звезда. Красная звезда — самая крутая, но все же ее температура составляет около 5000 градусов по Фаренгейту! Наше солнце желтовато-белое, а температура поверхности составляет около 10 000 ° по Фаренгейту. Самые горячие звезды голубые, а их ядро ​​может достигать 200000000 градусов по Фаренгейту!

Может ли звезда соединиться с другой звездой?

Да, бывает. Например, две звезды могут начаться как пара на орбите друг друга. Тогда более тяжелая звезда (которая стареет быстрее) может стать звездой-красным гигантом, расширяясь настолько, что внешние слои будут близки ко второй звезде.Затем часть газа во внешних частях красного гиганта может притягиваться гравитацией второй звезды и попадать на вторую звезду. Если красный гигант расширится до достаточно больших размеров, а вторая звезда окажется достаточно близко, он может даже оказаться внутри звезды красного гиганта!

Что такое коричневый карлик?

Коричневый карлик — очень маленькая звезда, настолько малая, что не может производить энергию посредством ядерных реакций, как это делают нормальные звезды. Она светится в основном в инфракрасном свете (я думаю, именно там они придумали «коричневую» часть, на самом деле она будет казаться нам темно-красной) и не такая яркая, как другие звезды.В течение долгого срока службы он медленно сжимается, излучает инфракрасный свет и становится все тусклее и тусклее.

Сколько времени нужно белому карлику, чтобы превратиться в черный карлик?

Чтобы белый карлик полностью остыл и превратился в «черный карлик», требуется много времени — несколько миллиардов лет.

Если человек, составляющий карту Земли, является картографом, есть ли конкретное имя для человека, который рисует созвездия?

Картограф делает карты, и я думаю, неважно, из чего они сделаны.Таким образом, они могут делать карты Земли, Луны, Марса и созвездий.

Что такое Полярная звезда?

Полярная звезда известна как Полярная звезда или альфа Малой Медведицы (самая яркая звезда в созвездии Малой Медведицы, «Маленькая Медведица», также известная как «Малая Медведица»). Это ближайшая яркая звезда по направлению к Северному полюсу Земли, хотя и не совсем на Северном полюсе. Возможно, вы знаете, что направление Северного полюса Земли меняется со временем, поскольку Земля очень медленно колеблется по кругу каждые 26000 лет.Тысячи лет назад рядом с Северным полюсом вместо Полярной звезды находились другие звезды!

Полярная звезда — желтый сверхгигант. Он немного жарче, чем наше солнце, намного больше и ярче. Это также звезда, которая приближается к концу своей жизни. Фактически, у него есть небольшая переменная яркость, потому что он немного нестабилен (поэтому он пульсирует, но не взрывается). Его яркость меняется примерно на десять процентов каждые четыре дня. Это около 430 световых лет от нас.

Какие легенды ходят о Полярной звезде?

На протяжении многих сотен лет Полярная звезда была известна как путеводитель по Северному полюсу.У него были разные названия в этом направлении — Путеводная звезда, Управляющая звезда, Поворотная звезда и Корабельная звезда. Полярная звезда часто использовалась как символ постоянства и верности. В древние времена считалось, что он лежит в точке, вокруг которой вращается Земля — ​​как если бы на самом деле было веретено сквозь землю, которое воткнулось в небо. Китайцы думали, что звезда находится на вершине небесной Горы Мира на Северном полюсе. В Индии великие храмы изображают Космическую гору.

Но вот забавная вещь. В древние времена звезда, которую мы называем Полярной звездой, НЕ была ближайшей к Северному полюсу звездой. Бета Малой Медведицы была (второй по яркости звездой), и в те времена люди называли ЭТУ звезду Полярной звездой, а не Полярной звездой.

Что такое звезды ?: Путеводитель

Когда мы смотрим на ночное небо, мы видим сверкающий ковер из звезд. Эти мерцающие лучи света на самом деле представляют собой массивные шары плазмы — перегретого гелия и газообразного водорода.

Они питаются за счет ядерного синтеза, бывают разных форм и имеют увлекательную эволюционную траекторию.

Звезда родилась

Этот контент импортирован с YouTube. Вы можете найти тот же контент в другом формате или найти дополнительную информацию на их веб-сайте.

Звезды образуются внутри аморфных облаков газа и пыли, называемых туманностями. Массы газа — в основном гелия и водорода — внутри этих звездных яслей коллапсируют под действием собственной силы тяжести и начинают нагреваться, образуя протозвезду.Температура в ядре этих кружащихся протозвезд повышается по мере того, как они собирают поблизости газ и пыль.

Протозвезда проведет около 100 миллионов лет в фазе Т Тельца. Эти большие летучие звезды пока не могут генерировать ядерный синтез, но они могут нанести удар звездным ветрам, которые они излучают. В конце концов, когда ядро ​​звезды достигает температуры около 27 миллионов градусов по Фаренгейту, происходит ядерный синтез. Атомы водорода и гелия связываются друг с другом, и вуаля: рождается звезда.

Этот всплеск энергии замедляет гравитационный коллапс.Материал, который не поглощается новорожденной звездой, может образовывать планеты, астероиды и другие небесные объекты. По данным Universe Today, этот процесс может занять около 100000 лет.

Как только начинается ядерный синтез, звезда переходит в свою следующую фазу, фазу Главной последовательности. По данным National Geographic, большинство звезд, которые мы видим на ночном (и дневном) небе, являются звездами главной последовательности. Звезды проводят большую часть своей жизни в фазе главной последовательности.

Засекречено

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.

ESO

Есть много разных типов звезд главной последовательности. Астрономы используют спектральную сигнатуру звезды, чтобы расшифровать ее состав, яркость, цвет и температуру. Основываясь на этих наблюдениях, они могут сказать, сколько лет звезде и насколько она велика. Семь спектральных классов, отсортированных от самых горячих к самым холодным, — это O, B, A, F, G, K и M.

Температура звезды измеряется в единицах кельвина. Температура поверхности звезд может колебаться от примерно 2500 К у самых холодных звезд до примерно 30 000 К у самых горячих звезд.(Лава, извергающаяся из вулкана Килауэа на Гавайях, достигает температуры около 1444 кельвина.) Цвет звезды напрямую связан с ее температурой. Самые горячие звезды выглядят белыми или синими. Более холодные звезды имеют более теплые оттенки и часто кажутся желтыми, оранжевыми и красными.

Астрономы определяют яркость звезды, измеряя ее величину и светимость или общее количество энергии, которое звезда производит за одну секунду, а также то, насколько далеко они находятся. Звезды можно разделить на категории по их яркости.Шесть классов, от самого яркого до самого тусклого: Ia, Ib, II, III, IV и V.

Масса звезды может определять, как она будет жить и умирать. Более массивные звезды быстрее сжигают свой водород и умирают первыми. Астрономы измеряют массу других звезд в «массах Солнца» относительно нашего Солнца.

Используя все эти переменные, астрономы рисуют эволюционную фазу звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.

Самые маленькие звезды называются красными карликами.Эти долгоживущие звезды многочисленны во Вселенной и очень тусклые, излучающие 0,01 процента энергии нашего Солнца. С другой стороны, короткоживущие гипергиганты могут достигать 100 солнечных масс. Они горят ярче, достигают температуры 30 000 кельвинов и чрезвычайно редки во Вселенной.

Наше Солнце — желтый карлик типа G. Наш ближайший звездный сосед Проксима Центавра — красный карлик M-типа. Вега в созвездии Лиры — голубовато-белый карлик А-типа.

Звезда Смерти

Звезда Бетельгейзе — красный сверхгигант.

(ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) / E. O’Gorman / P. Kervella, 2017)

Водород — главный источник топлива звезды. В конце концов звезда израсходует весь водород в своем ядре, превратив его в гелий. Силы тяжести разрушат ядро, заставив его снова нагреться. Повышение температуры будет стимулировать термоядерные реакции во внешних слоях звезды, заставляя ее расширяться и превращаться в красного гиганта.

В конце своей жизни красные гиганты средней массы отделяются от своих внешних слоев и превращаются в сверхплотного белого карлика.Эти крошечные, более плотные звездные оболочки в конечном итоге превращаются в неуловимые черные карликовые звезды, которые астрономы почти не обнаруживают. Наше собственное Солнце постигнет эту судьбу примерно через 6 миллиардов лет.

Наше Солнце — единственная звезда в этой системе. Это не везде во Вселенной. Многие звездные системы представляют собой так называемые «бинарные системы», то есть они состоят из двух звезд, которые вращаются друг вокруг друга. (Вспомните Татуин.) Есть также «множественные системы», в которых есть несколько разных звезд.

Белые карлики в двойной звездной системе попали в сложный цикл.Они поглощают газообразный водород и другие материалы от своей звезды-компаньона, пока не раздуваются и не взрываются в результате ядерного синтеза. После того, как белый карлик «переходит в новую», он тускнеет и повторяет цикл. В некоторых случаях, по данным НАСА, белый карлик может накапливать достаточно материала от своей звезды-компаньона, чтобы полностью взорваться и стать сверхновой.

Вместо того, чтобы превратиться в белый карлик, красные сверхгиганты, звезды, масса которых более чем в восемь раз превышает массу нашего Солнца, резко выбрасывают газ и пыль в космическую среду.(Ранее в этом году ходили разговоры о том, что Бетельгейзе может стать сверхновой.) Остатки этого сильного взрыва называются нейтронными звездами.

Звезды с наибольшей массой — те, у которых масса более чем в 25 раз превышает массу нашего Солнца — становятся сверхновыми и оставляют за собой кружащиеся черные дыры. После взрыва весь материал звезды схлопывается в единую точку, в результате чего возникает черная дыра звездной массы.

Этот контент создается и поддерживается третьей стороной и импортируется на эту страницу, чтобы помочь пользователям указать свои адреса электронной почты.Вы можете найти больше информации об этом и подобном контенте на сайте piano.io.

Что такое звезда и как она работает?

Звезды всегда интересовали людей, вероятно, с того момента, как наш самый ранний предок вышел на улицу и взглянул на ночное небо. Мы все еще выходим ночью, когда можем, и смотрим вверх, размышляя об этих мерцающих предметах. С научной точки зрения они составляют основу астрономической науки, которая занимается изучением звезд (и их галактик).Звезды играют заметные роли в научно-фантастических фильмах, телешоу и видеоиграх в качестве декораций для приключенческих сказок. Итак, что это за мерцающие точки света, которые, кажется, расположены в узорах на ночном небе?

Звезды — это больше, чем просто объекты в небе. Они рассказывают нам о том, как устроена Вселенная, от самых ранних звезд до нынешних. Люди уже давно используют карты звездного неба, чтобы ориентироваться в ночном небе. Звезды также являются полезными навигационными средствами для моряков и звездочётов.Кэролайн Коллинз Петерсен

Звезды в Галактике

С Земли нам видны тысячи звезд, особенно если мы проводим наблюдения в очень темной зоне обзора неба). Однако только в Млечном Пути их сотни миллионов, и не все они видны людям на Земле. Млечный Путь не только является домом для всех этих звезд, он содержит «звездные ясли», где новорожденные звезды зарождаются в облаках газа и пыли.

Все звезды очень и очень далеки, кроме Солнца.Остальные находятся за пределами нашей солнечной системы. Ближайший к нам, называется Проксима Центавра, и находится на расстоянии 4,2 световых лет от нас.

Вид Проксимы Центавра с космического телескопа Хаббл. НАСА / ЕКА / STScI

Большинство звездочетов, наблюдавших какое-то время, начинают замечать, что одни звезды ярче других. Многие также кажутся блеклыми. Некоторые выглядят синими, другие белыми, а третьи имеют слабый желтый или красноватый оттенок. Во Вселенной есть много разных типов звезд.

Обратите внимание на два немного разных цвета звезд, которые составляют Альбирео, двойную звезду в носу Лебедя Лебедя.Их легко увидеть в бинокль или небольшой телескоп. Предоставлено N.B., через Wikimedia Commons, лицензия Attribution-Share Alike 4.0.

Солнце — звезда

Мы греемся в свете звезды — Солнца. Он отличается от планет, которые очень малы по сравнению с Солнцем и обычно состоят из горных пород (таких как Земля и Марс) или холодных газов (таких как Юпитер и Сатурн). Понимая, как работает Солнце, астрономы могут глубже понять, как работают все звезды.И наоборот, если они изучат множество других звезд на протяжении всей своей жизни, можно будет выяснить будущее и нашей собственной звезды.

Слоистая структура Солнца, его внешней поверхности и атмосферы позволяет астрономам понять, как устроены другие звезды. НАСА

Как работают звезды

Как и все другие звезды во Вселенной, Солнце представляет собой огромную яркую сферу горячего светящегося газа, удерживаемую собственной гравитацией. Он обитает в Галактике Млечный Путь вместе с примерно 400 миллиардами других звезд.Все они работают по одному и тому же основному принципу: они объединяют атомы в своих ядрах, чтобы произвести тепло и свет. Так устроена звезда.

Частичный разрез Солнца. Большинство звезд имеют похожие типы зон, включая ядра, в которых происходит ядерный синтез. НАСА / MSFC

Для Солнца это означает, что атомы водорода сталкиваются друг с другом под действием высокой температуры и давления. В результате получается атом гелия. Этот процесс слияния высвобождает тепло и свет. Этот процесс называется «звездным нуклеосинтезом», и он является источником многих элементов во Вселенной, более тяжелых, чем водород и гелий.Таким образом, из таких звезд, как Солнце, будущая Вселенная получит такие элементы, как углерод, которые она будет производить по мере старения. Очень «тяжелые» элементы, такие как золото или железо, образуются в более массивных звездах, когда они умирают, или даже в результате катастрофических столкновений нейтронных звезд.

Как звезда делает этот «звездный нуклеосинтез» и при этом не разрывается на части? Ответ: гидростатическое равновесие. Это означает, что гравитация массы звезды (которая втягивает газы внутрь) уравновешивается внешним давлением тепла и света — давлением излучения — создаваемым ядерным синтезом, происходящим в ядре.

Этот синтез является естественным процессом и требует огромного количества энергии, чтобы инициировать достаточное количество реакций синтеза, чтобы уравновесить силу тяжести в звезде. Ядру звезды необходимо достичь температуры выше 10 миллионов Кельвинов, чтобы начать синтез водорода. Наше Солнце, например, имеет внутреннюю температуру около 15 миллионов Кельвинов.

Звезду, которая потребляет водород для образования гелия, называют звездой «главной последовательности», поскольку она является объектом, синтезирующим водород. Когда он израсходует все свое топливо, активная зона сжимается, потому что внешнего давления излучения уже недостаточно, чтобы уравновесить гравитационную силу.Температура ядра повышается (потому что оно сжимается), и это дает ему достаточно энергии, чтобы начать плавление атомов гелия в углерод. В этот момент звезда становится красным гигантом. Позже, когда у нее заканчивается топливо и энергия, звезда сжимается и становится белым карликом.

Как умирают звезды

Следующий этап эволюции звезды зависит от ее массы, потому что от нее зависит, чем она закончится. У маломассивной звезды, такой как наше Солнце, судьба отличается от судьбы звезд с большей массой.Он сдует свои внешние слои, создав планетарную туманность с белым карликом посередине. Астрономы изучили множество других звезд, которые претерпели этот процесс, что дает им лучшее понимание того, как Солнце закончит свою жизнь через несколько миллиардов лет.

Может ли наше Солнце закончить свою жизнь в виде планетарной туманности NGC 678? Астрономы подозревают, что это вполне возможно. ESO

Однако звезды большой массы во многом отличаются от Солнца. Они живут недолго и оставляют после себя великолепные останки.Когда они взорвутся как сверхновые, они взорвут свои элементы в космос. Лучший пример сверхновой — Крабовидная туманность в Тельце. Ядро оригинальной звезды осталось позади, а остальная часть ее материала выброшена в космос. В конце концов, ядро ​​могло сжаться, превратившись в нейтронную звезду или черную дыру.

Вид остатка сверхновой в Крабовидной туманности с космического телескопа Хаббла. НАСА / ЕКА / STScI

Звезды соединяют нас с космосом

Звезды существуют в миллиардах галактик по всей Вселенной.Они являются важной частью эволюции космоса. Они были первыми объектами, сформировавшимися более 13 миллиардов лет назад, и составляли самые ранние галактики. Когда они умерли, они изменили ранний космос. Это потому, что все те элементы, которые они образуют в своих ядрах, возвращаются в космос, когда звезды умирают. И эти элементы в конечном итоге объединяются, чтобы сформировать новые звезды, планеты и даже жизнь! Вот почему астрономы часто говорят, что мы сделаны из «звездного материала».

Под редакцией Кэролайн Коллинз Петерсен.

Интересные факты о звездах для детей

Ознакомьтесь с нашими удивительными фактами о космосе и астрономии для детей. Узнавайте о различных космических объектах и ​​наслаждайтесь множеством интересных мелочей. Звездные факты для детей Наслаждайтесь этими забавными фактами о звездах для детей. Узнайте, как формируются звезды, сколько разных типов звезд, насколько велика наша звезда, Солнце по сравнению с другими звездами, сколько звезд во Вселенной, по оценкам, какого цвета звезды, сколько лет звездам и многое другое. . Звезда — это массивная яркая сфера из очень горячего газа, называемого плазмой, которая удерживается вместе за счет собственной гравитации. Звезды излучают энергию, создаваемую ядерным синтезом, который представляет собой процесс, происходящий в ядре звезды и включающий плавление (сжигание) водорода с образованием гелия. Когда звезда приближается к концу своей жизни, она начинает превращать гелий в более тяжелые химические элементы, такие как углерод и кислород, и звезда начинает менять цвет, плотность, массу и размер. После Солнца в нашей Солнечной системе ближайшая к Земле звезда — Проксима Центавра. Это примерно 39,9 триллиона км или 4.2 световых года. Это означает, что свету этой звезды требуется 4,2 года, чтобы достичь Земли. Используя новейшие и самые быстрые двигательные установки космического зонда, кораблю все равно потребуется около 75000 лет, чтобы добраться туда. Каждая галактика содержит сотни миллиардов звезд, и, по оценкам, во Вселенной более 100 миллиардов галактик. Таким образом, общее количество звезд во Вселенной ошеломляет, оценивается как минимум в 70 секстиллионов и, возможно, до 300 секстиллионов, это 30000000000000000000000000000 !!!!! Звезды обычно имеют возраст от 1 до 10 миллиардов лет.Некоторые звезды могут быть даже близки к возрасту наблюдаемой Вселенной — почти 13,8 миллиардов лет. Двойные звезды и мультизвездные системы — это две или более звезды, которые гравитационно связаны, они вращаются вокруг друг друга. Звезды образуются в туманностях, которые представляют собой большие газовые области. По мере того как гравитация притягивает все больше и больше газа, молодые звезды (так называемые протозвезды) начинают формироваться в областях плотного облака молекулярного газа туманности. Как только в ядре начался ядерный синтез, звезда получает достаточно топлива, чтобы провести большую часть своей жизни в качестве звезды главной последовательности в своей наиболее стабильной форме. Самые распространенные звезды — красные карлики. Они меньше половины размера и массы нашего Солнца и сжигают свое топливо очень медленно, поэтому живут дольше, чем звезды любого другого типа, более 100 миллиардов лет.Красные карлики холоднее, чем большинство звезд, и поэтому светят меньше, постепенно тускнея, они не взрываются. Коричневый карлик образуется, если звезда не может стать достаточно горячей для ядерного синтеза. Она не смогла стать настоящей звездой, но все еще не является планетой, потому что она тускло светится. Когда у желтых карликов, подобных нашему Солнцу, заканчивается водородное топливо, ядро ​​сжимается, нагревается и выталкивает наружу остальную часть звезды, превращая ее в красного гиганта. Красные сверхгиганты, такие как Бетельгейзе в созвездии Ориона, заставляют наше Солнце выглядеть маленьким, в 20 раз больше своей массы и в 1000 раз больше. Красные гипергиганты, такие как самая большая из известных звезд VY Canis Majoris, даже больше, более чем в 1800 раз больше Солнца. Когда более мелкие звезды, такие как красные карлики или красные гиганты, израсходуют все свое топливо и ядерный синтез замедляется, они начинают умирать и превращаются в маленькие «белые карлики», которые будут излучать белый свет, пока они, наконец, не станут «черными карликами». У больших звезд, таких как сверхгиганты и гипергиганты, более короткая жизнь, поскольку они потребляют свое топливо быстрее, чем звезды меньшего размера. Когда эти массивные звезды умирают, они взрываются как массивные яркие сверхновые. Очень тяжелые звезды, ставшие сверхновыми, действительно могут превращаться в черные дыры. Другие сверхновые оставляют после себя очень маленькие белые нейтронные звезды диаметром от 20 до 40 км (25 миль) с плотным ядром из нейтронов. Звездное вещество, унесенное взрывами сверхновых, образует новую звездную туманность, и процесс образования звезд начинается снова. Звезды различаются по цвету в зависимости от того, насколько они горячие, от самой низкой до самой высокой температуры они могут быть коричневыми, красными, оранжевыми, желтыми, белыми или синими. Звездный свет достигает Земли за миллионы лет, поэтому, когда вы смотрите на звезды, вы буквально оглядываетесь во времени. Звезды на самом деле не мерцают. Кажется, что они мерцают только из-за турбулентности в атмосфере Земли, отражающей свет, который достигает наших глаз. Звезды играли очень важную роль на протяжении всей истории человечества. Они составляли часть религиозных обрядов, были сгруппированы в созвездия, использовались в астрологии по знакам зодиака, помогали создавать календари и были очень важными навигационными инструментами для ранних исследований на суше и на море.

Night Sky в App Store

Победитель Webby Award 2020, 2019, 2018
Победитель Lovie Award 2020, 2019, 2018
Apple — Лучшее за 2017 год

NIGHT SKY 8
Разработано для macOS Big Sur и Apple Silicon

Night Sky — это мощный персональный планетарий.

Быстро определяйте звезды, планеты, созвездия и спутники в собственном красивом персональном планетарии! Все это делается волшебным образом. Ищете ли вы созвездие или Международную космическую станцию, исследуйте ее с помощью Night Sky, не выходя из своего Mac!

Полностью синхронизированная с Night Sky на вашем устройстве iOS / iPadOS, версия для macOS переносит все ваши Sky Tours, Sky Notifications, избранные объекты и красивые Moon Tours на большой экран вашего Mac! Это делает его идеальным инструментом для исследовательских проектов и комфортного просмотра неба.

НАБОР ФУНКЦИЙ:

+ НОВИНКА — МИЛЛИАРДЫ ЗВЕЗД! (Премиум-функция) — Пространство огромно, поэтому Night Sky был гипер-заряжен в Night Sky 8: из облака транслировалось более 1,7 МИЛЛИАРДА ЗВЕЗД! С новым сверхглубоким зумом, превышающим 10-кратный ранее, приготовьтесь погрузиться в космос глубже, чем когда-либо прежде!

+ НОВИНКА — УВЕДОМЛЕНИЯ О ПОЛЕТЕ СТРОК STARLINK — Получайте уведомления, когда несколько недавно запущенных спутников Starlink собираются пролететь над вашим текущим местоположением!

+ NEW — NIGHT SKY WIDGET — Добавьте новый красивый виджет Night Sky, новый для macOS Big Sur.Доступны в нескольких размерах, чтобы получить актуальные данные о вашем местоположении, спутниковых эстакадах, условиях и ваших любимых объектах!

+ MAPS UI — Совершенно новый понятный и знакомый интерфейс для Night Sky, с новыми функциями поиска с быстрым поиском, интеллектуальным ночным красным режимом, индикатором светового загрязнения и красивыми плитками функций, которые помогут вам ориентироваться в Night Sky быстрее, чем когда-либо прежде!

+ AURORA MAPPING (премиум-функция) — посмотрите, где северное сияние наиболее заметно, с выделением ближайших к вам мест наблюдения за северным сиянием.В комплекте с предупреждениями Аврора!

+ ВНУТРЕННИЕ СТРУКТУРЫ ПЛАНЕТ — Одним нажатием кнопки откройте внутренние структуры планет Солнечной системы.

+ NIGHT SKY QUIZ — Проверьте свои знания о ночном небе с помощью новой встроенной викторины, которая поддерживает ClassKit. Следите за результатами своих учеников по различным темам из истории космоса, спутников, звезд и жизни в космосе!

+ AR ИЗУЧЕНИЕ ОБЪЕКТОВ — Вытяните планеты, звезды и созвездия с неба и посмотрите на них во всех деталях и даже поделитесь объектом через iMessage с USDZ!

+ NIGHT SKY TOURS (Премиум-функция): Получите живой тур или создайте свои собственные туры для любого места и времени в мире!

+ МОЕ НЕБО УВЕДОМЛЕНИЯ — Полностью настройте свои уведомления в Night Sky.Добавьте в избранное любой объект и будьте в курсе, когда этот объект поднимается для вашего текущего местоположения.

+ МНОГО БОЛЬШЕ ФУНКЦИЙ

Дополнительная подписка Night Sky Premium доступна за 4,99 доллара в месяц или 29,99 доллара в год (или в эквивалентной валюте). Вы можете подписаться и оплатить через свою учетную запись iTunes. Ваша подписка будет автоматически продлена, если она не будет отменена по крайней мере за 24 часа до окончания текущего периода. Вы можете управлять своими подписками, войдя в настройки пользователя в iTunes после покупки.Отсюда также можно отключить автоматическое продление.
Политика конфиденциальности: http://www.icandiapps.com/icandiapps/privacy-policy/
Условия и положения: http://www.icandiapps.com/icandiapps/terms-conditions/

Из чего сделаны звезды?

Из чего сделаны звезды?

Из чего сделаны звезды?

По сути, звезды — это большие взрывающиеся шары из газа, в основном из водорода и гелия. Ближайшая к нам звезда, Солнце, настолько горячая, что проходит через нее огромное количество водорода. постоянная звездная ядерная реакция, как в водородной бомбе.Несмотря на то он постоянно взрывается в ядерной реакции, Солнце и другие звезды настолько велики и содержат столько вещества, что на это потребуются миллиарды лет для взрыва нужно использовать все «горючее» в звезде. Огромные реакции происходящие в звездах, постоянно выделяют энергию (называемую электромагнитным излучения) во Вселенную, поэтому мы можем их увидеть и найти на радиотелескопы, такие как те, что в сети дальнего космоса (DSN).Звезды, в том числе Солнце также испускает солнечный ветер и время от времени вспыхивает на Солнце.

Звездное Облако в Стрельце, найденное в центре нашей галактики. Цвет звезды связано с температурой. Относительно холодная желтая звезда, как наше Солнце. кажутся тусклыми на этой фотографии. Изображение, полученное космическим телескопом Хаббла из астрономии Фото из дневного архива. http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap9

.html

Ученые считают, что ядро ​​Солнца представляет собой плазму с температурой 15 миллионов градусов Цельсия, суп из электронов и протонов, лишенных атомов водорода.Этот «суп», называемый плазмой, составляет 90 процентов Солнца. Каждую секунду, тысячи протонов в ядре Солнца сталкиваются с другими протонами, образуя Ядра гелия в реакции ядерного синтеза, которая высвобождает энергию. Только снаружи В ядре энергия движется наружу в результате процесса, называемого излучением. Ближе к поверхность, энергия уходит в результате процесса, называемого конвекцией — поднимаются горячие газы, остынет и снова опустится. Когда эти массы газа движутся, они отталкиваются от друг друга вызывают «солнечные землетрясения».»Они заставляют материал на Солнце вибрировать. Эти солнечные землетрясения помогают ученым определить внутреннюю структуру Солнца и процессы, происходящие в разных местах под поверхностью Солнца.

НАСА Фотография Солнца, сделанная Скайлэбом в 1973 году. Из астрономической галереи архивов дня, http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap960916.html

На этом рисунке показаны основные особенности Солнца.Солнце на самом деле состоит из 90% водорода и смеси других газов. По диаметру более 100 раз больше Земли. Со страницы образования и работы с общественностью Проект солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO) в НАСА.