Ако се вгледате внимателно в нощното небе, лесно е да забележите, че звездите, които ни гледат, се различават по цвят. Синкави, бели, червени, те блестят равномерно или трептят като гирлянд за елха. Чрез телескоп разликите в цветовете стават по-очевидни. Причината за това разнообразие се крие в температурата на фотосферата. И, противно на логичното предположение, най-горещите звезди не са червени, а сини, синьо-бели и бели звезди. Но на първо място.
Спектрална класификация
Звездите са огромни, горещи топки от газ. Как ги виждаме от Земята зависи от много параметри. Например, звездите всъщност не блестят. Много е лесно да се провери това: просто си спомнете Слънцето. Ефектът на трептене възниква, защото светлината, идваща от космическите тела към нас, преодолява междузвездната среда, пълна с прах и газ. Друго нещо е цветът. То е следствие от нагряването на черупките (особено фотосферата) до определени температури. Действителният цвят може да се различава от видимия, но разликата обикновено е малка.
Днес Харвардската спектрална класификация на звездите се използва в целия свят. Той се основава на температурата и се базира на типа и относителния интензитет на спектралните линии. Всеки клас отговаря на звезди с определен цвят. Класификацията е разработена в Харвардската обсерватория през 1890-1924 г.
Един бръснат англичанин дъвчеше фурми като моркови
Има седем основни спектрални класа: O-B-A-F-G-K-M. Тази последователност отразява постепенно намаляване на температурата (от O до M). За да го запомните, има специални мнемонични формули. На руски един от тях звучи така: „Един бръснат англичанин дъвчеше фурми като моркови“. Към тези класове се добавят още два класа. Буквите C и S означават студени осветителни тела с ленти от метални оксиди в спектъра. Нека разгледаме по-подробно звездните класове:
- Клас O се характеризира с най-висока температура на повърхността (от 30 до 60 хиляди Келвина). Звездите от този тип надвишават Слънцето по маса 60 пъти и по радиус 15 пъти. Видимият им цвят е син. По отношение на яркостта те са повече от милион пъти по-големи от нашата звезда. Синята звезда HD93129A, която принадлежи към този клас, се характеризира с една от най-високите светимости сред известните космически тела. По този показател тя изпреварва Слънцето 5 милиона пъти. Синята звезда се намира на разстояние 7,5 хиляди светлинни години от нас.
- Клас B има температура от 10-30 хиляди Келвина, маса 18 пъти по-голяма от тази на Слънцето. Това са синьо-бели и бели звезди. Техният радиус е 7 пъти по-голям от този на Слънцето.
- Клас А се характеризира с температура от 7,5-10 хиляди Келвина, радиус и маса, които са съответно 2,1 и 3,1 пъти по-високи от тези на Слънцето. Това са бели звезди.
- Клас F: температура 6000-7500 K. Масата е 1,7 пъти по-голяма от слънцето, радиусът е 1,3. От Земята такива звезди също изглеждат бели; истинският им цвят е жълтеникаво-бял.
- Клас G: температура 5-6 хиляди Келвина. Слънцето принадлежи към този клас. Видимият и истински цвят на такива звезди е жълт.
- Клас K: температура 3500-5000 K. Радиусът и масата са по-малки от слънчевите, 0,9 и 0,8 от съответните параметри на осветителното тяло. Цветът на тези звезди, видими от Земята, е жълтеникаво-оранжев.
- Клас M: температура 2-3,5 хиляди Келвина. Масата и радиусът са 0,3 и 0,4 от подобни параметри на Слънцето. От повърхността на нашата планета те изглеждат червено-оранжеви. Beta Andromedae и Alpha Chanterelles принадлежат към клас M. Ярко червена звезда, позната на мнозина, е Бетелгейзе (алфа Орионис). Най-добре е да го търсите в небето през зимата. Червената звезда е разположена над и малко вляво от пояса на Орион.
Всеки клас е разделен на подкласове от 0 до 9, тоест от най-горещите до най-студените. Номерата на звездите показват принадлежност към определен спектрален тип и степента на нагряване на фотосферата в сравнение с други звезди в групата. Например Слънцето принадлежи към клас G2.
Визуални бели
По този начин звездите от класове B до F могат да изглеждат бели от Земята. И само обектите, принадлежащи към тип А, всъщност имат този цвят. Така звездата Саиф (съзвездие Орион) и Алгол (бета Персей) ще изглеждат бели за наблюдател, който не е въоръжен с телескоп. Принадлежат към спектрален клас B. Истинският им цвят е синьо-бял. Също така Митрак и Процион, най-ярките звезди в небесните модели Персей и Малко куче, изглеждат бели. Истинският им цвят обаче е по-близък до жълт (клас F).
Защо звездите са бели за наблюдател на земята? Цветът е изкривен поради огромното разстояние, разделящо нашата планета от такива обекти, както и обемните облаци от прах и газ, които често се срещат в космоса.
клас А
Белите звезди не се характеризират с толкова висока температура като представителите на клас О и В. Тяхната фотосфера се нагрява до 7,5-10 хиляди Келвина. Звездите от спектрален клас А са много по-големи от Слънцето. Тяхната светимост също е по-голяма – около 80 пъти.
Спектрите на А звездите показват силни водородни линии от серията на Балмер. Линиите на други елементи са забележимо по-слаби, но стават по-значими, когато преминем от подклас A0 към A9. Гигантите и свръхгигантите, принадлежащи към спектрален клас А, се характеризират с малко по-слабо изразени водородни линии, отколкото звездите от главната последователност. При тези осветителни тела линиите от тежки метали стават по-забележими.
Много особени звезди принадлежат към спектрален клас А. Този термин се отнася за осветителни тела, които имат забележими характеристики в спектъра и физическите си параметри, което затруднява тяхната класификация. Например доста редки звезди като Lambda Boötes се характеризират с липса на тежки метали и много бавно въртене. Към особените светила спадат и белите джуджета.
Клас А включва такива ярки обекти на нощното небе като Сириус, Менкалинан, Алиот, Кастор и други. Нека ги опознаем по-добре.
Алфа голямо куче
Сириус е най-ярката, но не и най-близката звезда в небето. Разстоянието до него е 8,6 светлинни години. За наблюдател на Земята той изглежда толкова ярък, защото има впечатляващ размер и въпреки това не е толкова далеч, колкото много други големи и ярки обекти. Най-близката звезда до Слънцето е Алфа Кентавър. Сириус е на пето място в този списък.
Принадлежи към съзвездието Голямо куче и представлява система от два компонента. Сириус А и Сириус Б са разделени от разстояние от 20 астрономически единици и се въртят с период малко под 50 години. Първият компонент на системата, звезда от главната последователност, принадлежи към спектрален клас A1. Масата му е два пъти по-голяма от тази на Слънцето, а радиусът му е 1,7 пъти. Това е, което може да се наблюдава с просто око от Земята.
Вторият компонент на системата е бяло джудже. Звездата Сириус B е почти равна по маса на нашата звезда, което не е характерно за такива обекти. Обикновено белите джуджета се характеризират с маса от 0,6-0,7 слънчеви. В същото време размерите на Сириус Б са близки до тези на Земята. Смята се, че етапът на бялото джудже е започнал за тази звезда преди приблизително 120 милиона години. Когато Сириус B се намираше в главната последователност, той вероятно беше звезда с маса 5 слънчеви маси и принадлежеше към спектрален клас B.
Сириус А, според учените, ще премине към следващия етап от еволюцията след около 660 милиона години. След това ще се превърне в червен гигант, а малко по-късно - в бяло джудже, като неговия спътник.
Алфа орел
Подобно на Сириус, много от белите звезди, чиито имена са дадени по-долу, са добре известни не само на хората, които се интересуват от астрономия, поради тяхната яркост и честото споменаване на страниците на научно-фантастичната литература. Алтаир е едно от тези светила. Алфа орел се среща например в Урсула Ле Гуин и Стивън Кинг. Тази звезда е ясно видима на нощното небе поради своята яркост и относително близко местоположение. Разстоянието между Слънцето и Алтаир е 16,8 светлинни години. От звездите от спектрален клас А само Сириус е по-близо до нас.
Алтаир е 1,8 пъти по-масивен от Слънцето. Характерната му особеност е много бързо въртене. Звездата прави един оборот около оста си за по-малко от девет часа. Скоростта на въртене близо до екватора е 286 km/s. В резултат на това „пъргавият“ Алтаир ще бъде сплескан от полюсите. Освен това, поради елиптичната форма, температурата и яркостта на звездата намаляват от полюсите към екватора. Този ефект се нарича "гравитационно потъмняване".
Друга особеност на Altair е, че неговият блясък се променя с времето. Принадлежи към променливите тип Scuti delta.
Алфа Лира
Вега е най-изследваната звезда след Слънцето. Алфа Лира е първата звезда, чийто спектър е определен. Тя стана второто светило след Слънцето, запечатано на снимката. Вега е и една от първите звезди, до които учените измерват разстоянието по метода на Парлакс. За дълъг период яркостта на звездата се приемаше за 0 при определяне на величините на други обекти.
Алфа Лира е добре позната както на любителите астрономи, така и на обикновените наблюдатели. Тя е петата по яркост сред звездите и е включена в астеризма на летния триъгълник заедно с Алтаир и Денеб.
Разстоянието от Слънцето до Вега е 25,3 светлинни години. Неговият екваториален радиус и маса са съответно 2,78 и 2,3 пъти по-големи от подобните параметри на нашата звезда. Формата на звездата далеч не е идеална сфера. Диаметърът на екватора е значително по-голям, отколкото на полюсите. Причината е огромната скорост на въртене. На екватора тя достига 274 km/s (за Слънцето този параметър е малко повече от два километра в секунда).
Една от характеристиките на Vega е праховият диск около него. Смята се, че е създаден в резултат на голям брой сблъсъци на комети и метеорити. Праховият диск се върти около звездата и се нагрява от нейното излъчване. В резултат на това интензитетът на инфрачервеното излъчване на Вега се увеличава. Неотдавна бяха открити асиметрии в диска. Вероятно обяснение е, че звездата има поне една планета.
Алфа Близнаци
Вторият най-ярък обект в съзвездието Близнаци е Кастор. Той, подобно на предишните светила, принадлежи към спектрален клас А. Кастор е една от най-ярките звезди на нощното небе. В съответния списък се намира на 23-то място.
Castor е многокомпонентна система, състояща се от шест компонента. Двата основни елемента (Castor A и Castor B) се въртят около общ център на масата с период от 350 години. Всяка от двете звезди е спектрална двойна система. Компонентите Castor A и Castor B са по-малко ярки и вероятно принадлежат към спектрален клас M.
Castor S не беше незабавно свързан със системата. Първоначално е определена като независима звезда YY Близнаци. В процеса на изучаване на тази област на небето стана известно, че това светило е физически свързано със системата Кастор. Звездата се върти около център на масата, общ за всички компоненти с период от няколко десетки хиляди години и също е спектрална двойна система.
Beta Aurigae
Небесният модел на Аурига включва приблизително 150 „точки“, много от които бели звезди. Имената на светилата ще кажат малко на човек, далеч от астрономията, но това не намалява значението им за науката. Най-яркият обект в небесния модел, принадлежащ към спектрален клас А, е Mencalinan или бета Aurigae. Името на звездата в превод от арабски означава „рамо на собственика на юздите“.
Менкалинан е тройна система. Двата му компонента са субгиганти от спектрален клас А. Яркостта на всеки от тях превишава слънчевата 48 пъти. Те са разделени от разстояние от 0,08 астрономически единици. Третият компонент е червено джудже, на 330 AU разстояние от двойката. д.
Епсилон Голяма мечка
Най-ярката „точка“ в може би най-известното съзвездие на северното небе (Голямата мечка) е Алиот, също класифициран като клас А. Видима величина - 1,76. Звездата заема 33-то място в списъка на най-ярките светила. Alioth е включен в астеризма на Голямата мечка и се намира по-близо от другите осветителни тела до купата.
Спектърът на Aliot се характеризира с необичайни линии, които варират с период от 5,1 дни. Предполага се, че характеристиките са свързани с влиянието на магнитното поле на звездата. Спектралните флуктуации, според последните данни, могат да възникнат поради близостта на космическо тяло с маса почти 15 пъти по-голяма от масата на Юпитер. Дали това е вярно, все още е загадка. Астрономите се опитват да я разберат, както и другите мистерии на звездите, всеки ден.
Бели джуджета
Историята за белите звезди ще бъде непълна, без да се споменава този етап от еволюцията на светилата, който се нарича "бяло джудже". Такива обекти получиха името си поради факта, че първите открити принадлежаха към спектрален клас А. Това бяха Сириус B и 40 Eridani B. Днес белите джуджета се наричат един от вариантите за последния етап от живота на звездата.
Нека се спрем по-подробно на жизнения цикъл на осветителните тела.
Звездна еволюция
Звездите не се раждат за една нощ: всяка от тях преминава през няколко етапа. Първо, облакът от газ и прах започва да се компресира под въздействието на собствените си гравитационни сили. Бавно той приема формата на топка, докато гравитационната енергия се превръща в топлина - температурата на обекта се повишава. В момента, когато достигне стойност от 20 милиона Келвина, започва реакцията на ядрен синтез. Този етап се счита за началото на живота на пълноценна звезда.
Светилата прекарват по-голямата част от времето си на основната последователност. В техните дълбини непрекъснато протичат реакции на водородния цикъл. Температурата на звездите може да варира. Когато целият водород в ядрото се изчерпи, започва нов етап от еволюцията. Сега хелият става гориво. В същото време звездата започва да се разширява. Светимостта му се увеличава, а повърхностната температура, напротив, намалява. Звездата напуска основната последователност и се превръща в червен гигант.
Масата на хелиевото ядро постепенно се увеличава и то започва да се компресира под собствената си тежест. Етапът на червения гигант завършва много по-бързо от предишния. Пътят, следван от по-нататъшната еволюция, зависи от първоначалната маса на обекта. Звездите с ниска маса на етапа на червения гигант започват да набъбват. В резултат на този процес обектът изхвърля черупките си. Образува се планетарна мъглявина и открито звездно ядро. В такова ядро всички реакции на синтез са завършени. Нарича се хелиево бяло джудже. По-масивните червени гиганти (до известна степен) еволюират в въглеродни бели джуджета. Техните ядра съдържат елементи, по-тежки от хелия.
Характеристики
Белите джуджета са тела, които обикновено са много близки по маса до Слънцето. Освен това размерът им съответства на този на земята. Колосалната плътност на тези космически тела и процесите, протичащи в техните дълбини, са необясними от гледна точка на класическата физика. Квантовата механика помогна да се разкрият тайните на звездите.
Материята на белите джуджета е електронно-ядрена плазма. Да се конструира дори в лаборатория е почти невъзможно. Следователно много характеристики на такива обекти остават неясни.
Дори да изучавате звездите цяла нощ, няма да можете да откриете поне едно бяло джудже без специално оборудване. Светимостта им е значително по-малка от тази на слънцето. Според учените белите джуджета съставляват приблизително 3 до 10% от всички обекти в Галактиката. Към днешна дата обаче са открити само онези от тях, които се намират на разстояние не повече от 200-300 парсека от Земята.
Белите джуджета продължават да се развиват. Веднага след образуването те имат висока повърхностна температура, но бързо изстиват. Няколко десетки милиарда години след образуването си според теорията бялото джудже се превръща в черно джудже – тяло, което не излъчва видима светлина.
За наблюдател бяла, червена или синя звезда се различава предимно по цвят. Астрономът гледа по-дълбоко. Цветът веднага разказва много за температурата, размера и масата на обекта. Синя или светлосиня звезда е гигантска гореща топка, във всички отношения далеч пред Слънцето. Белите осветителни тела, примери за които са описани в статията, са малко по-малки. Номерата на звездите в различни каталози също казват много на професионалистите, но не всичко. Голяма част от информацията за живота на далечни космически обекти или все още не е обяснена, или остава неоткрита.
Звездите, които наблюдаваме, се различават както по цвят, така и по яркост. Яркостта на една звезда зависи както от нейната маса, така и от нейното разстояние. А цветът на сиянието зависи от температурата на повърхността му. Най-готините звезди са червени. А най-горещите са със синкав оттенък. Белите и сините звезди са най-горещите, тяхната температура е по-висока от температурата на Слънцето. Нашата звезда, Слънцето, принадлежи към класа на жълтите звезди.
Колко звезди има на небето?
Почти невъзможно е дори приблизително да се изчисли броят на звездите в известната ни част от Вселената. Учените могат само да кажат, че може да има около 150 милиарда звезди в нашата Галактика, която се нарича Млечен път. Но има и други галактики! Но хората знаят много по-точно броя на звездите, които могат да се видят от повърхността на Земята с просто око. Има около 4,5 хиляди такива звезди.
Как се раждат звездите?
Ако звездите светят, това означава ли, че някой има нужда от това? В безкрайното пространство винаги има молекули на най-простото вещество във Вселената – водорода. Някъде има по-малко водород, някъде повече. Под въздействието на взаимни сили на привличане молекулите на водорода се привличат една към друга. Тези процеси на привличане могат да продължат много дълго време - милиони и дори милиарди години. Но рано или късно водородните молекули се привличат толкова близо една до друга, че се образува газов облак. С по-нататъшно привличане температурата в центъра на такъв облак започва да се повишава. Ще минат още милиони години и температурата в газовия облак може да се повиши толкова много, че ще започне реакция на термоядрен синтез - водородът ще започне да се превръща в хелий и на небето ще се появи нова звезда. Всяка звезда е гореща топка газ.
Продължителността на живота на звездите варира значително. Учените са установили, че колкото по-голяма е масата на новородената звезда, толкова по-кратък е животът й. Продължителността на живота на една звезда може да варира от стотици милиони години до милиарди години.
Светлинна година
Светлинна година е разстоянието, изминато за една година от лъч светлина, движещ се със скорост 300 хиляди километра в секунда. А в годината има 31 536 000 секунди! И така, от най-близката до нас звезда, наречена Проксима Кентавър, светлинен лъч пътува повече от четири години (4,22 светлинни години)! Тази звезда е 270 хиляди пъти по-далеч от нас от Слънцето. А останалите звезди са много по-далеч – на десетки, стотици, хиляди и дори милиони светлинни години от нас. Ето защо звездите ни изглеждат толкова малки. И дори в най-мощния телескоп, за разлика от планетите, те винаги се виждат като точки.
Какво е "съзвездие"?
От древни времена хората са гледали звездите и са виждали в причудливите фигури, които образуват групи от ярки звезди, изображения на животни и митични герои. Такива фигури в небето започнаха да се наричат съзвездия. И въпреки че в небето звездите, включени от хората в това или онова съзвездие, са визуално близо една до друга, в космоса тези звезди могат да бъдат разположени на значително разстояние една от друга. Най-известните съзвездия са Голямата и Малката мечка. Факт е, че съзвездието Малка мечка включва Полярната звезда, към която сочи северният полюс на нашата планета Земя. И знаейки как да намерите Полярната звезда в небето, всеки пътешественик и навигатор ще може да определи къде е север и да се ориентира в района.
Свръхнови
Някои звезди в края на живота си внезапно започват да светят хиляди и милиони пъти по-ярко от обикновено и изхвърлят огромни маси материя в околното пространство. Обикновено се казва, че възниква експлозия на свръхнова. Сиянието на свръхновата постепенно избледнява и накрая на мястото на такава звезда остава само светещ облак. Подобна експлозия на свръхнова е наблюдавана от древни астрономи в Близкия и Далечния изток на 4 юли 1054 г. Разпадането на тази свръхнова е продължило 21 месеца. Сега на мястото на тази звезда има мъглявината Рак, известна на много любители на астрономията.
За да обобщим този раздел, отбелязваме, че
V. Видове звезди
Основна спектрална класификация на звездите:
Кафяви джуджета
Кафявите джуджета са вид звезди, при които ядрените реакции никога не могат да компенсират енергията, загубена от радиация. Дълго време кафявите джуджета бяха хипотетични обекти. Съществуването им е предсказано в средата на 20-ти век въз основа на идеи за процесите, протичащи по време на формирането на звездите. През 2004 г. обаче за първи път е открито кафяво джудже. Към днешна дата са открити доста звезди от този тип. Техният спектрален клас е M - T. На теория се разграничава друг клас - обозначен с Y.
Бели джуджета
Скоро след светкавицата на хелия въглеродът и кислородът се „запалват“; всяко от тези събития предизвиква силно преструктуриране на звездата и нейното бързо движение по диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Размерът на атмосферата на звездата се увеличава още повече и тя започва интензивно да губи газ под формата на разпръснати потоци от звезден вятър. Съдбата на централната част на звездата зависи изцяло от нейната първоначална маса: ядрото на звездата може да завърши еволюцията си като бяло джудже (звезди с ниска маса), ако масата му в по-късните етапи на еволюцията надвишава границата на Чандрасекар - като неутронна звезда (пулсар), ако масата надвишава границата на Опенхаймер-Волков е като черна дупка. В последните два случая завършването на еволюцията на звездите е придружено от катастрофални събития - експлозии на свръхнови.
По-голямата част от звездите, включително Слънцето, завършват еволюцията си чрез свиване, докато налягането на изродените електрони балансира гравитацията. В това състояние, когато размерът на звездата намалява сто пъти, а плътността става милион пъти по-висока от плътността на водата, звездата се нарича бяло джудже. Той е лишен от източници на енергия и, постепенно изстивайки, става тъмен и невидим.
Червени гиганти
Червените гиганти и свръхгигантите са звезди с доста ниска ефективна температура (3000 - 5000 K), но с огромна светимост. Типичната абсолютна величина на такива обекти е 3m-0m (клас на светимост I и III). Техният спектър се характеризира с наличието на молекулни абсорбционни ленти, като максималната емисия се проявява в инфрачервения диапазон.
Променливи звезди
Променлива звезда е звезда, чийто блясък се е променил поне веднъж в цялата си история на наблюдение. Има много причини за променливостта и те могат да бъдат свързани не само с вътрешни процеси: ако звездата е двойна и зрителната линия лежи или е под лек ъгъл спрямо зрителното поле, тогава една звезда, преминаваща през диска на звезда, ще я затъмни и яркостта може също да се промени, ако светлината от звездата премине през силно гравитационно поле. Въпреки това, в повечето случаи променливостта е свързана с нестабилни вътрешни процеси. Последната версия на общия каталог на променливите звезди приема следното разделение:
Еруптивни променливи звезди- това са звезди, които променят яркостта си поради бурни процеси и изригвания в техните хромосфери и корони. Промените в светимостта обикновено възникват поради промени в обвивката или загуба на маса под формата на звезден вятър с променлив интензитет и/или взаимодействие с междузвездната среда.
Пулсиращи променливи звездиса звезди, които проявяват периодично разширение и свиване на повърхностните си слоеве. Пулсациите могат да бъдат радиални и нерадиални. Радиалните пулсации на звезда оставят нейната форма сферична, докато нерадиалните пулсации карат формата на звездата да се отклонява от сферичната и съседните зони на звездата могат да бъдат в противоположни фази.
Въртящи се променливи звезди- това са звезди, чието разпределение на яркостта по повърхността е неравномерно и/или те имат неелипсоидална форма, в резултат на което при въртене на звездите наблюдателят записва тяхната променливост. Нееднородностите в повърхностната яркост могат да бъдат причинени от петна или температурни или химически нередности, причинени от магнитни полета, чиито оси не са подравнени с оста на въртене на звездата.
Катаклизмични (експлозивни и подобни на нови) променливи звезди. Променливостта на тези звезди се дължи на експлозии, които са причинени от експлозивни процеси в техните повърхностни слоеве (нови) или дълбоко в техните дълбини (свръхнови).
Засенчващи двоични системи.
Оптични променливи бинарни системи с твърдо рентгеново излъчване
Нови типове променливи- видове променливост, открити по време на публикуването на каталога и следователно невключени във вече публикувани класове.
Нов
Новата е вид катаклизмична променлива. Тяхната яркост не се променя толкова рязко, колкото тази на свръхновите (въпреки че амплитудата може да бъде 9m): няколко дни преди максимума звездата е само с 2m по-слаба. Броят на тези дни определя към кой клас нови принадлежи звездата:
Много бързо, ако това време (означено като t2) е по-малко от 10 дни.
Бързо - 11
Има зависимост на максималната яркост на новата от t2. Понякога тази зависимост се използва за определяне на разстоянието до звезда. Максимумът на изригването се държи различно в различните диапазони: докато във видимия диапазон вече има спад в радиацията, в ултравиолетовия той все още нараства. Ако светкавица се наблюдава и в инфрачервения диапазон, тогава максимумът ще бъде достигнат едва след като яркостта в ултравиолетовия започне да намалява. По този начин болометричната яркост по време на изригване остава непроменена за доста дълго време.
В нашата Галактика могат да се разграничат две групи нови: нови дискове (средно те са по-ярки и по-бързи) и нови издутини, които са малко по-бавни и съответно малко по-слаби.
Свръхнови
Свръхновите са звезди, които завършват еволюцията си в катастрофален експлозивен процес. Терминът „свръхнови“ се използва за описание на звезди, които пламват много (на порядък) по-силно от така наречените „нови“. Всъщност нито едното, нито другото са физически нови; съществуващите звезди винаги пламват. Но в няколко исторически случая избухнаха онези звезди, които преди това бяха практически или напълно невидими в небето, което създаде ефекта на появата на нова звезда. Типът свръхнова се определя от наличието на водородни линии в спектъра на избухването. Ако е там, тогава е свръхнова от тип II; ако не е, тогава е свръхнова от тип I.
Хипернови
Хипернова - колапс на изключително тежка звезда, след като в нея не са останали повече източници, които да поддържат термоядрени реакции; с други думи, това е много голяма свръхнова. От началото на 90-те години на миналия век се наблюдават толкова мощни звездни експлозии, че силата на експлозията надвишава мощността на обикновена супернова около 100 пъти, а енергията на експлозията надвишава 1046 джаула. В допълнение, много от тези експлозии бяха придружени от много силни гама-лъчи. Интензивното изследване на небето откри няколко аргумента в полза на съществуването на хипернови, но засега хиперновите са хипотетични обекти. Днес терминът се използва за описание на експлозии на звезди с маси, вариращи от 100 до 150 или повече слънчеви маси. Хиперновите теоретично биха могли да представляват сериозна заплаха за Земята поради силно радиоактивно изригване, но в момента в близост до Земята няма звезди, които да представляват такава опасност. Според някои данни преди 440 милиона години близо до Земята е имало експлозия на хипернова. Вероятно краткотрайният никелов изотоп 56Ni е паднал на Земята в резултат на тази експлозия.
Неутронни звезди
В звезди, по-масивни от Слънцето, налягането на изродените електрони не може да удържи компресията на ядрото и то продължава, докато повечето частици се превърнат в неутрони, опаковани толкова плътно, че размерът на звездата се измерва в километри, а нейната плътност е 280 трилиона. пъти плътността на водата. Такъв обект се нарича неутронна звезда; неговото равновесие се поддържа от налягането на изродената неутронна материя.
Погледнете нощното небе, какви звезди има.В ясни, тъмни нощи с нормално зрение можете да видите хиляди звезди, някои едва видими, други блестят толкова ярко, че могат да се видят, когато небето е все още синьо! Защо някои звезди са по-ярки от други?
По две причини. Някои просто са по-близо до нас, а други, макар и далече, са с невъобразимо големи размери. Нека да разгледаме малък участък от южното небе.
Алфа Кентавър(жълто), е една от най-ярките звезди на нощното небе, тя е подобна на нашата, само малко по-голяма и по-ярка и има приблизително същия цвят. Причината за неговата яркост е, че е (по космически стандарти) много близо до нас: само 4,4 светлинни години.
Но вижте втората най-ярка звезда (синята точно отгоре), известна като Бета Кентавър.
Бета Кентавър всъщност не е съсед на Алфа Кентавър. Въпреки че жълтата звезда е само на 4,4 светлинни години от Земята, Бета Кентавър се намира на 530 светлинни години от Земята, или повече от 100 пъти по-нататък!
Защо тогава Бета Кентавър свети почти толкова ярко, колкото Алфа Кентавър?Да, защото това е различен тип звезда! Какви звезди има, ако гледаме по цвят. Жълтата Алфа Кентавър е "тип G", точно като нашето Слънце. А Бета Кентавър е една от сините звезди и принадлежи към звездите от "B-тип".
Всяка звезда има 5 основни параметъра:1. осветеност, 2. цвят, 3. температура, 4. Размер, 5. тегло. Тези характеристики зависят значително една от друга. Цветът зависи от температурата на звездата, интензитетът зависи от температурата и размера.
Цвят и температура на звездата
Въпреки нюансите си, звездите имат три основни цвята: червен, жълт и син. Нашето Слънце е една от жълтите звезди. Цветът зависи от температурата му. Температурата на жълтите звезди на повърхността достига 6000° C. Червените звезди са по-хладни; повърхностната им температура е от 2000° C до 3000° C. А сините звезди се считат за най-горещи от 10 000° C до 100 000° C.
Спектрална класификация на звездите и зависимостта на цвета от повърхностната им температура
Цветът на една звезда се определя от разликата между нейните величини. По общо съгласие тези скали са избрани така, че бяла звезда, като Сириус, да има същата величина и на двете скали. Разликата между фотографските и фотовизуалните величини се нарича цветен индекс на дадена звезда. За сини звезди като Ригел това число ще бъде отрицателно, тъй като такива звезди на обикновена плоча показват повече почерняване, отколкото на чувствителна към жълто плоча.
За червени звезди като Бетелгейзе цветният индекс достига +2-3 величини. Това измерване на цвета също е измерване на повърхностната температура на звездата, като сините звезди са значително по-горещи от червените.
Тъй като цветните индекси могат да бъдат получени доста лесно дори за много слаби звезди, те са от голямо значение при изучаването на разпределението на звездите в космоса.
Най-важните инструменти за изучаване на звезди включват инструменти. Дори най-повърхностният поглед към спектрите на звездите разкрива, че не всички са еднакви. Балмеровите линии на водорода са силни в някои спектри, слаби в някои и напълно липсват в други.
Скоро стана ясно, че спектрите на звездите могат да бъдат разделени на малък брой класове, постепенно преминаващи един в друг. Използва се в момента спектрална класификацияе разработена в Харвардската обсерватория под ръководството на Е. Пикеринг.
Първоначално спектралните класове бяха обозначени с латински букви по азбучен ред, но в процеса на изясняване на класификацията бяха установени следните обозначения за последователни класове: O, B, A, F, G, K, M. В допълнение, a няколко необичайни звезди са комбинирани в класове R, N и S, а някои индивиди, които изобщо не се вписват в тази класификация, са обозначени със символа PEC (особен - специален).
Интересно е да се отбележи, че подреждането на звездите по клас е и подреждането по цвят.
- Звездите от клас B, които включват Ригел и много други звезди в Орион, са сини;
- класове О и А - бели (Сириус, Денеб);
- класове F и G - жълти (Procyon, Capella);
- класове K и M, - оранжево и червено (Арктур, Алдебаран, Антарес, Бетелгейзе).
Подреждайки спектрите в същия ред, виждаме как максималният интензитет на излъчване се измества от виолетовия към червения край на спектъра. Това показва намаляване на температурата при преминаване от клас О към клас М. Мястото на една звезда в последователността се определя повече от температурата на нейната повърхност, отколкото от нейния химичен състав. Общоприето е, че химичният състав е еднакъв за по-голямата част от звездите, но различните повърхностни температури и налягания причиняват големи разлики в звездните спектри.
Сини звезди от клас Оса най-горещите. Температурата на повърхността им достига 100 000°C. Техните спектри могат лесно да бъдат разпознати по наличието на някои характерни ярки линии или по разпространението на фона далеч в ултравиолетовата област.
Веднага са последвани сини звезди клас B, също много горещ (температура на повърхността 25 000°C). Техните спектри съдържат линии на хелий и водород. Първите отслабват, а вторите се засилват при прехода към клас А.
IN класове F и G(типична звезда от клас G е нашето Слънце), линиите на калций и други метали, като желязо и магнезий, постепенно стават по-силни.
IN клас ККалциевите линии са много силни и се появяват и молекулни ленти.
Клас Мвключва червени звезди с температура на повърхността под 3000°C; в техните спектри се виждат ленти от титанов оксид.
Класове R, N и Sпринадлежат към паралелния клон на хладните звезди, в спектрите на които присъстват други молекулни компоненти.
За един познавач обаче има много голяма разлика между „студените“ и „горещите“ звезди от клас B. В една прецизна класификационна система всеки клас е допълнително разделен на няколко подкласа. Най-горещите звезди от клас B са подклас VO, звезди със средна температура за даден клас - k подклас B5, най-студените звезди - до подклас B9. Звездите следват точно зад тях. подклас AO.
Изследването на спектрите на звездите се оказва много полезно, тъй като дава възможност да се класифицират грубо звездите според техните абсолютни величини. Например звездата VZ е гигант с абсолютна величина приблизително равна на - 2,5. Възможно е обаче звездата да се окаже десет пъти по-ярка (абсолютна величина - 5.0) или десет пъти по-слаба (абсолютна величина 0.0), тъй като е невъзможно да се даде по-точна оценка само на базата на спектралния тип.
Когато установявате класификация на звездните спектри, е много важно да се опитате да отделите гигантите от джуджетата във всеки спектрален клас или, когато това разделение не съществува, да изолирате от нормалната последователност от гигантски звезди, които имат твърде голяма или твърде малка светимост .
За звездите
Слушам! В крайна сметка, ако звездите светят -
Това означава ли, че някой има нужда от това?
Това означава, че е необходимо
така че всяка вечер
над покривите
Светна ли поне една звезда?!
И физици, и лирици са привлечени да говорят за звездите, а художниците се опитват да уловят звездното небе върху своите платна.
Но любувайки се на мигащите звезди в нощното небе, понякога си спомняме, че звездите са далечни, огромни и разнообразни светове.
Какви звезди има?
Звезда от астрономическа гледна точка- масивна светеща топка от газ от същата природа като Слънцето.
Звездите се образуват от газово-прахова среда (главно от водород и хелий) в резултат на гравитационно свиване.
Звездите се различават една от друга по маса, спектър на луминесценция и етапи на еволюция.
А звездите са такива
Спектрални класове
Звездите варират в спектрален тип от горещо синьо до студено червено, а в маса - от 0,0767 до 300 слънчеви маси. Яркостта и цветът на една звезда зависи от нейната повърхностна температура и маса. Спектрални класове - по ред от горещо към студено: (O, B, A, F, G, K, M).
Звездна карта
В началото на 20 век Херцшпрунг и Ръсел начертаха " Абсолютна величина" - "спектрален клас"различни звезди и се оказа, че повечето от тях са групирани по тясна крива - основна последователностзвезди
На главната последователност се намира и нашето Слънце – типична звезда от спектрален клас G, жълто джудже.
Обозначаване на класа звезди: първо идва буквеното обозначение на спектралния клас, след това спектралният подклас с арабски цифри, след това класът на светимост с римски цифри (номерът на областта на диаграмата). Слънцето е класифицирано като G2V. 
Звезди от главната последователност
Тези звезди са на етап от живота, в който енергията на излъчване е напълно компенсирана от енергията на термоядрените реакции, протичащи в неговия център. Светенето на такива звезди може да бъде различно в зависимост от вида на реакцията.
В този клас учените идентифицират следните типове звезди: O - синьо, B - бяло-синьо, A - бяло,Ф- бяло-жълто; G- жълт; K - оранжево; М - червено.
Сините звезди имат най-висока температура, червените звезди имат най-ниска.. Слънцето е жълторазновидности на звезди, възрастта му е малко повече 4,5 милиарда години.
Гигантите се считат за светила с диаметър и маса десетки хиляди пъти по-големи от Слънцето.
Между другото, за запомнянезвездните класове са смешни мнемонична фраза: Един бръснат англичанин дъвче фурми като моркови (O, B, A, F, G, K, M)..
Оказва се, че разнообразието от видове звезди е отражение количественхарактеристики на звездите (маса, химичен състав) и еволюционен етапна който в момента се намира звездата.
ЗВЕЗДНА ЕВОЛЮЦИЯв астрономията, последователността от промени, които една звезда претърпява по време на живота си.
Звезда замилиони и милиарди години от живота си преминава през различни етапи на еволюция...
Еволюция на Слънцето 
Една звезда може да се превърне от гигантска звезда в бяло джудже или червен гигант и след това да избухне в свръхнова или да се превърне в ужасна черна дупка.
Как се случват тези трансформации?
ЕВОЛЮЦИЯ НА ЗВЕЗДИТЕ
Майката на всяко небесно тяло може да се нарече гравитация, а бащата е съпротивлението на материята срещу компресия.
Една звезда започва своя животкато облак от междузвезден газ, компресиран под въздействието на собствената си гравитация и придобил формата на топка. По време на компресията гравитационната енергия се превръща в топлина и температурата се повишава.
Когато температурата в центъра достигне 15-20милиона, започват термоядрени реакции и компресията спира. Обектът се превръща в пълноценна звезда!
Син гигант- звезда от спектрален клас Оили б. Това са млади, горещи, масивни звезди. Масите на сините гиганти достигат 10-20 слънчеви маси, а светимостта им е хиляди пъти по-висока от тази на Слънцето.
На първия етапЖивотът на една звезда е доминиран от реакции на водородния цикъл. Когато целият водород в центъра на звездата се преобразува в хелий, термоядрените реакции спират.
Червен гигант- един от етапите на еволюцията на звездите.
Диаметърът на звездата се увеличава с времето, когато водородът изгори в нейното ядро. Светенето на горещите газове придобива червен нюанс, а температурата им е сравнително ниска.
Без налягането, което възниква по време на реакциите и балансира собственото гравитационно привличане на звездата, звездата отново започва компресия. Повишаване на температурата и налягането.
Свиванепродължава, докато термоядрените реакции, включващи хелий, започнат при температура от около 100 милиона.
Подновено термоядрено изгаряневещество, хелий, причинява чудовищното разширяване на звездата, нейният размер се увеличава 100 пъти! Звездата се превръща в червен гигант, а фазата на изгаряне на хелий продължава няколко милиона години.
Червени гиганти и свръхгиганти-звезди с ниски температури (3000 - 5000 К), но с огромна светимост. Абсолютната величина на такива обекти е −3m—0m, а максималната им емисия е инфрачервенадиапазон.
Почти всичко червени гигантиса променливи звезди.
Настъпва по-нататъшна термоядрена трансформация на хелия (хелий във въглерод, въглерод в кислород, кислород в силиций и накрая силиций в желязо).
Червено джудже
Малките, хладни червени джуджета бавно изгарят запасите си от водород и остават така в продължение на милиарди години, докато масивните свръхгиганти ще се променят само в рамките на няколко милиона години от формирането си.
Звезди със среден размер, подобно на Слънцето, остават в главната последователност за около 10 милиарда години.
След светкавица с хелий въглеродът и кислородът се „запалват“; това причинява силно преструктуриране на звездата. Размерът на атмосферата на звездата се увеличава и тя започва да губи газ под формата на потоци звезден вятър.
Бяло джудже или черна дупка?
Съдбата на една звезда зависи от нейната първоначална маса.
Ядрото на звездата може да сложи край на еволюцията си:
как бяло джудже(звезди с ниска маса),
как неутронна звезда (пулсар)- ако масата му надвишава границата на Чандрасекар,
И как Черна дупка- ако масата надвишава границата на Oppenheimer-Volkov.
В последните два случая завършването на еволюцията на звездите е придружено от катастрофални събития - експлозии на свръхнови.
Бели джуджета
По-голямата част от звездите, включително Слънцето, завършват своята еволюция, като се свиват до налягането на дегенерирало ядро няма да балансира гравитацията
. 
в това състояние, когато размерът на една звезда намалее със стопъти и плътността става милиони пъти по-високаплътност на водата, звездата се нарича бяло джудже. Той е лишен от източници на енергия и, охлаждайки се, става тъмен и невидим.
Нова звезда— тип катаклизмични променливи. Тяхната яркост не се променя толкова рязко, колкото тази на свръхновите (въпреки че амплитудата може да бъде 9m). 
Свръхнови- звезди, които завършват еволюцията си в катастрофален експлозивен процес. Терминът „свръхнови“ се използва за описание на звезди, които пламват по-силно от „нови“. Всъщност всички те не са нови; съществуващите звезди пламват. Но понякога избухваха звезди, които преди това бяха невидими в небето, което създаваше ефекта на появата на нова звезда. 
Хипернова— колапс на тежка звездаслед като вече не са останали източници за поддържане на термоядрени реакции; много голяма супернова. Терминът се използва за описание на експлозии на звезди с маса от 100 или повече слънчеви маси.
Променлива звездае звезда, чийто блясък се е променял поне веднъж в цялата си история на наблюдение. Има много причини за променливостта. Например, ако една звезда е двойна, тогава една звезда, преминавайки през диска на друга звезда, ще я затъмни. 
Но в повечето случаи променливостта е свързана с нестабилни вътрешни процеси
Черна дупка- регион в пространство-времето, чието гравитационно привличане е толкова силно, че дори обекти, движещи се със скоростта на светлината (включително квантовете на самата светлина), не могат да го напуснат. 
Границата на тази област се нарича хоризонт на събитията, а характерният му размер е гравитационният радиус. В най-простия случай е равно на Радиус на Шварцшилд.
R w=2G M/s 2
където c е скоростта на светлината, M е масата на тялото, G е гравитационната константа.
………………………
Неутронна звезда- астрономически обект, състоящ се от неутронно ядро и тънка (~1 km) кора от дегенерирана материя, съдържаща тежки атомни ядра. Масите на неутронните звезди са сравними с масата на Слънцето, но радиусите са само десетки километри. Смята се, че неутронните звезди се раждат по време на експлозия на свръхнова.
Така че РакМъглявината в съзвездието Телец е остатък от свръхнова, чиято експлозия е наблюдавана според записите на арабски и китайски астрономи на 4 юли 1054 г. Факелът се виждаше 23 дни с невъоръжено око, дори през деня.
Мъглявина Ракв конвенционални цветове (син - рентгенов, червен - оптичен диапазон). В центъра - пулсар.
Пулсар- космически източник периодиченрадио (радио пулсар), оптично, рентгеново или гама лъчение, идващо на Земята под формата периодични импулси.
Първи пулсар, неутронна звезда
, е открит през юни 1967 г. от Джоселин Бел, аспирант на Е. Хюиш. Тя откри обекти, излъчващи редовни импулси на радиовълни. Феноменът по-късно беше обяснен като насочен радиолъч от въртящ се обект - нещо като "космически фар". Но обикновените звезди биха се сринали само от такава висока скорост на въртене; неутронни звезди.
За този резултат Хюиш получава Нобелова награда през 1974 г.
интересноче пулсарът за първи път е получил име LGM-1(от Little Green Men - малки зелени човечета). Това име беше свързано с предположението, че тези периодични импулси на радиоизлъчванеимат изкуствен произход. Тогава изчезна и хипотезата за сигнали от извънземна цивилизация.
Цефеиди- клас пулсиращи променливи звезди с точна връзка период-светимост, кръстен на звездата δ Цефей. Една от най-известните цефеиди е Поларис.
Кафяви джуджетаТова е вид звезда, в която ядрените реакции не компенсират енергията, загубена от радиация. Тяхното съществуване е предсказано в средата на 20 век, а през 2004 г. за първи път е открито кафяво джудже. 
Към днешна дата са открити достатъчно такива звезди, техният спектрален клас е M - T.
Черно джудже-последният етап от еволюцията на звезда с ниска маса, охладена и безжизнена.
......................
Други космически обекти
Бяла дупка
Това е хипотетичен физически обект във Вселената, в който нищо не може да влезе. Бялата дупка е временната противоположност на черната дупка.
Квазари
Квазаре изключително далечен, извънгалактичен обект с висока светимост и малък ъглов размер, далечно активно галактическо ядро. Според една теория квазарите са галактики в начален етап на развитие, в които свръхмасивна черна дупка поглъща околната материя.
От думите квас
istellа
r(„квазизвезден“, „подобен на звезда“) и („“), буквално „квазизвезден радиоизточник“.
Галактика(древногръцки млечен) - гигантска система от звезди, звездни купове, междузвезден газ. Всички обекти са включени галактики участват в движение спрямо общото
