Experții au prezentat mai multe teorii cu privire la apariția lor. Cea mai probabilă teorie afirmă că astfel de stele albastre erau stele duble cu mult timp în urmă și erau supuse unui proces de fuziune. Când două stele se îmbină, apare o nouă stea cu luminozitate, masă și temperatură mult mai mari.
Exemple de stele albastre:
- Gamma Parusov;
- Rigel;
- Zeta Orionis;
- Girafa Alfa;
- Zeta Poop;
- Tau Canis Majoris.
Stele albe - stele albe
Un om de știință a descoperit o stea albă foarte slabă care era un satelit al lui Sirius și a fost numită Sirius B. Suprafața acestei stele unice este încălzită la 25.000 Kelvin, iar raza sa este mică.
Exemple de stele albe:
- Altair în constelația Acvila;
- Vega în constelația Lyra;
- Castor;
- Sirius.
Stele galbene - stele galbene
Astfel de stele au o strălucire galbenă, iar masa lor se află în masa Soarelui - aproximativ 0,8-1,4. Suprafața unor astfel de stele este de obicei încălzită la o temperatură de 4-6 mii Kelvin. O astfel de stea trăiește aproximativ 10 miliarde de ani.
Exemple de stele galbene:
- Star HD 82943;
- Toliman;
- Dabih;
- Hara;
- Alhita.
Stele roșii - stele roșii
Primele stele roșii au fost descoperite în 1868. Temperaturile lor sunt destul de scăzute, iar straturile exterioare ale giganților roșii sunt umplute cu cantități mari de carbon. Anterior, astfel de stele formau două clase spectrale - N și R, dar acum oamenii de știință au putut determina o altă clasă generală - C.
În cantități. Prin acord general, aceste scale sunt alese astfel încât o stea albă, cum ar fi Sirius, să aibă aceeași magnitudine pe ambele scale. Diferența dintre magnitudinea fotografică și cea fotovizuală se numește indicele de culoare al unei stele date. Pentru stelele albastre precum Rigel, acest număr va fi negativ, deoarece astfel de stele de pe o placă obișnuită prezintă mai multă înnegrire decât pe o placă sensibilă la galben.
Pentru stelele roșii precum Betelgeuse, indicele de culoare ajunge la +2-3 magnitudini. Această măsurare a culorii este, de asemenea, o măsurare a temperaturii suprafeței stelei, stelele albastre fiind semnificativ mai fierbinți decât cele roșii.
Deoarece indicii de culoare pot fi obținuți destul de ușor chiar și pentru stelele foarte slabe, aceștia sunt de mare importanță în studierea distribuției stelelor în spațiu.
Cele mai importante instrumente pentru studierea stelelor includ instrumentele. Chiar și cea mai superficială privire asupra spectrelor stelelor dezvăluie că nu sunt toate la fel. Liniile de hidrogen Balmer sunt puternice în unele spectre, slabe în unele și complet absente în altele.
Curând a devenit clar că spectrele stelelor pot fi împărțite într-un număr mic de clase, transformându-se treptat unele în altele. Folosit în prezent clasificare spectrală a fost dezvoltat la Observatorul Harvard sub conducerea lui E. Pickering.
La început, clasele spectrale au fost desemnate cu litere latine în ordine alfabetică, dar în procesul de clarificare a clasificării au fost stabilite următoarele denumiri pentru clasele succesive: O, B, A, F, G, K, M. În plus, un puține stele neobișnuite sunt combinate în clasele R, N și S, iar anumiți indivizi care nu se încadrează deloc în această clasificare sunt desemnați prin simbolul PEC (peculiar - special).
Este interesant de observat că aranjarea stelelor pe clasă este și aranjarea după culoare.
- Stelele de clasa B, care includ Rigel și multe alte stele din Orion, sunt albastre;
- clasele O și A - alb (Sirius, Deneb);
- clasele F și G - galben (Procyon, Capella);
- clasele K și M, - portocaliu și roșu (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).
Aranjand spectrele în aceeași ordine, vedem cum intensitatea maximă a radiației se schimbă de la capătul violet la capătul roșu al spectrului. Acest lucru indică o scădere a temperaturii pe măsură ce se trece de la clasa O la clasa M. Locul unei stele în secvență este determinat mai mult de temperatura de suprafață decât de compoziția sa chimică. Este în general acceptat că compoziția chimică este aceeași pentru marea majoritate a stelelor, dar temperaturile și presiuni diferite ale suprafeței provoacă diferențe mari în spectrele stelare.
Stele albastre de clasa O sunt cele mai tari. Temperatura lor de suprafață atinge 100.000°C. Spectrele lor pot fi recunoscute cu ușurință prin prezența unor linii strălucitoare caracteristice sau prin răspândirea fundalului departe în regiunea ultravioletă.
Sunt urmăriți imediat stele albastre de clasa B, de asemenea foarte cald (temperatura suprafetei 25.000°C). Spectrele lor conțin linii de heliu și hidrogen. Primele slăbesc, iar cele din urmă se întăresc în timpul tranziției la clasa A.
ÎN clasele F și G(o stea tipică din clasa G este Soarele nostru), liniile de calciu și alte metale, cum ar fi fierul și magneziul, devin treptat mai puternice.
ÎN clasa K Liniile de calciu sunt foarte puternice și apar și benzi moleculare.
Clasa M include stele roșii cu temperaturi la suprafață mai mici de 3000°C; benzi de oxid de titan sunt vizibile în spectrele lor.
Clasele R, N și S aparțin ramurii paralele a stelelor reci, în spectrele căreia sunt prezente și alte componente moleculare.
Pentru un cunoscător, totuși, există o diferență foarte mare între stelele „reci” și „fierbinți” din clasa B Într-un sistem de clasificare precis, fiecare clasă este împărțită în mai multe subclase. Cele mai tari vedete din clasa B sunt subclasa VO, stele cu o temperatură medie pentru o anumită clasă - k subclasa B5, cele mai reci vedete - să subclasa B9. Stelele urmează direct în spatele lor. subclasa AO.
Studierea spectrelor stelelor se dovedește a fi foarte utilă, deoarece face posibilă clasificarea aproximativă a stelelor în funcție de magnitudinea lor absolută. De exemplu, steaua VZ este un gigant cu o magnitudine absolută aproximativ egală cu - 2,5. Este posibil, totuși, ca steaua să se dovedească a fi de zece ori mai strălucitoare (magnitudinea absolută - 5,0) sau de zece ori mai slabă (magnitudinea absolută 0,0), deoarece este imposibil să se ofere o estimare mai precisă doar pe baza tipului spectral.
Atunci când se stabilește o clasificare a spectrelor stelare, este foarte important să se încerce să se separe giganții de pitici în cadrul fiecărei clase spectrale sau, acolo unde această diviziune nu există, să se izoleze din succesiunea normală a stelelor gigantice care au prea multă sau prea puțină luminozitate. .
Toată lumea cunoaște cele trei stări ale materiei: solid, lichid și gazos.. Ce se întâmplă cu o substanță atunci când este încălzită succesiv la temperaturi ridicate într-un volum închis? - Tranziție consecutivă de la o stare de agregare la alta: solid - lichid - gaz(datorită creșterii vitezei de mișcare a moleculelor cu creșterea temperaturii). Odată cu încălzirea suplimentară a gazului la temperaturi de peste 1.200 ºС, începe dezintegrarea moleculelor de gaz în atomi, iar la temperaturi de peste 10.000 ºС - dezintegrarea parțială sau completă a atomilor de gaz în particulele lor elementare constitutive - electroni și nuclee atomice. Plasma este a patra stare a materiei în care moleculele sau atomii unei substanțe sunt distruși parțial sau complet sub influența temperaturilor ridicate sau din alte motive. 99,9% din materia din Univers este în stare de plasmă.
Stelele sunt o clasă de corpuri cosmice cu o masă de 10 26 -10 29 kg.
O stea este un corp cosmic sferic cu plasmă fierbinte, care se află, de regulă, în echilibru hidrodinamic și termodinamic.
Dacă echilibrul este perturbat, steaua începe să pulseze (schimbarea mărimii, luminozității și temperaturii acesteia). Steaua devine o stea variabilă.
Steaua variabilă este o stea a cărei strălucire (luminozitate vizibilă pe cer) se modifică în timp. Cauzele variabilității pot fi procese fizice din interiorul stelei. Se numesc astfel de stele variabile fizice(de exemplu, δ Cephei. Au început să fie numite stele variabile asemănătoare acesteia Cefeide).
Faceți cunoștință cu și eclipsarea variabilelor stele a căror variabilitate este cauzată de eclipsele reciproce ale componentelor lor(de exemplu, β Persei - Algol. Variabilitatea sa a fost descoperită pentru prima dată în 1669 de economistul și astronomul italian Geminiano Montanari).
Stelele variabile eclipsante sunt întotdeauna dubla, aceste. constau din două stele strâns distanțate. Stelele variabile pe diagramele stelare sunt indicate printr-un cerc:
Stelele nu sunt întotdeauna bile. Dacă o stea se rotește foarte repede, atunci forma ei nu este sferică. Steaua se contractă de la poli și devine ca o mandarină sau un dovleac (de exemplu, Vega, Regulus). Dacă steaua este dublă, atunci atracția reciprocă a acestor stele unele față de altele le afectează și forma. Ele devin ovoide sau în formă de pepene galben (de exemplu, componente ale stelei duble β Lyrae sau Spica):
Stelele sunt principalii locuitori ai Galaxiei noastre (Galaxia noastră este scrisă cu majusculă). Există aproximativ 200 de miliarde de stele în el. Chiar și cu ajutorul celor mai mari telescoape, doar jumătate din numărul total de stele din Galaxie poate fi văzută. Peste 95% din toată materia observată în natură este concentrată în stele. Restul de 5% constau din gaz interstelar, praf și toate corpurile neautoluminoase.
În afară de Soare, toate stelele sunt atât de departe de noi încât chiar și la cele mai mari telescoape sunt observate sub formă de puncte luminoase de diferite culori și strălucire. Cel mai apropiat sistem de Soare este sistemul α Centauri, format din trei stele. Una dintre ele, o pitică roșie numită Proxima, este cea mai apropiată stea. Este la 4,2 ani lumină distanță. Către Sirius - 8,6 sv. ani, la Altair - 17 St. ani. Spre Vega - 26 St. ani. Către Steaua Polară - 830 sv. ani. Pentru Deneb - 1.500 sv. ani. Pentru prima dată în 1837, V.Ya a putut determina distanța până la o altă stea (era Vega). Struve.
Prima stea pentru care a fost posibilă obținerea unei imagini a discului (și chiar și a unor pete pe acesta) este Betelgeuse (α Orionis). Dar asta pentru că Betelgeuse este de 500-800 de ori mai mare în diametru decât Soarele (steaua pulsa). S-a obținut și o imagine a discului lui Altair (α Aquila), dar asta pentru că Altair este una dintre cele mai apropiate stele.
Culoarea stelelor depinde de temperatura straturilor lor exterioare. Interval de temperatură - de la 2.000 la 60.000 °C. Cele mai tari stele sunt roșii, iar cele mai fierbinți sunt albastre. După culoarea unei stele poți judeca cât de fierbinți sunt straturile sale exterioare.
Exemple de stele roșii: Antares (α Scorpii) și Betelgeuse (α Orionis).
Exemple de stele portocalii: Aldebaran (α Tauri),
Arcturus (α Bootes)
și Pollux (β Gemeni).
Exemple de stele galbene: Soarele, Capella (α Aurigae) și Toliman (α Centauri).
Exemple de stele alb-gălbui: Procyon (α Canis Minor) și Canopus (α Carinae).
Exemple de stele albe: Sirius (α Canis Majoris), Vega (α Lyrae), Altair (α Eagle) și Deneb (α Cygnus).
Exemple de stele albăstrui: Regulus (α Leu) și Spica (α Fecioară).
Datorită faptului că foarte puțină lumină vine de la stele, ochiul uman este capabil să distingă nuanțele de culoare doar de cele mai strălucitoare dintre ele. Cu binoclul și cu atât mai mult cu un telescop (captează mai multă lumină decât ochiul), culoarea stelelor devine mai vizibilă.
Temperatura crește odată cu adâncimea. Chiar și cele mai reci stele au temperaturi care ajung la milioane de grade în centrele lor. Soarele are în centru aproximativ 15.000.000 °C (se folosește și scara Kelvin - o scară a temperaturilor absolute, dar când vorbim de temperaturi foarte ridicate, diferența de 273 ° între scara Kelvin și Celsius poate fi neglijată).
Ce încălzește atât de mult interiorul stelar? Se dovedește că se întâmplă procese termonucleare, în urma căreia se eliberează o cantitate imensă de energie. Tradus din greacă, „termos” înseamnă cald. Principalul element chimic din care sunt formate stelele este hidrogen. Acesta este combustibilul proceselor termonucleare. În aceste procese, nucleele atomilor de hidrogen sunt transformate în nucleele atomilor de heliu, ceea ce este însoțit de eliberarea de energie. Numărul de nuclee de hidrogen din stea scade, iar numărul de nuclee de heliu crește. În timp, alte elemente chimice sunt sintetizate în stea. Toate elementele chimice care alcătuiesc moleculele diferitelor substanțe s-au născut cândva în adâncurile stelelor.„Stelele sunt trecutul omului, iar omul este viitorul stelei”, așa cum se spune uneori la figurat.
Procesul prin care o stea emite energie sub formă de unde electromagnetice și particule se numește radiatii. Stelele emit energie nu numai sub formă de lumină și căldură, ci și alte tipuri de radiații - raze gamma, raze X, ultraviolete, radiații radio. În plus, stelele emit fluxuri de particule neutre și încărcate. Aceste fluxuri formează vântul stelar. Vânt stelar este procesul de ieșire a materiei din stele în spațiul cosmic. Ca urmare, masa stelelor scade constant și treptat. Este vântul stelar de la Soare (vânt solar) care duce la apariția aurorelor pe Pământ și pe alte planete. Este vântul solar care deviază cozile cometelor în direcția opusă Soarelui.
Stelele, desigur, nu apar din vid (spațiul dintre stele nu este un vid absolut). Materialele sunt gaze și praf. Ele sunt distribuite neuniform în spațiu, formând nori fără formă de densitate foarte mică și întindere enormă - de la unul sau doi până la zeci de ani lumină. Se numesc astfel de nori difuz nebuloase gaz-praf. Temperatura în ele este foarte scăzută - aproximativ -250 °C. Dar nu orice nebuloasă gaz-praf produce stele. Unele nebuloase pot exista mult timp fără stele. Ce condiții sunt necesare pentru ca procesul de naștere a stelei să înceapă? Prima este masa norului. Dacă nu este suficientă materie, atunci, desigur, steaua nu va apărea. În al doilea rând, compactitatea. Dacă norul este prea extins și prea liber, procesele de comprimare a acestuia nu pot începe. Ei bine, și în al treilea rând, este nevoie de o sămânță - adică. un cheag de praf și gaz, care va deveni mai târziu embrionul unei stele - o protostea. Protostar- aceasta este o stea în stadiul final al formării sale. Dacă aceste condiții sunt îndeplinite, atunci începe compresia gravitațională și încălzirea norului. Acest proces se încheie formarea stelelor- apariția de noi stele. Acest proces durează milioane de ani. Astronomii au găsit nebuloase în care procesul de formare a stelelor este în plină desfășurare - unele stele s-au luminat deja, unele sunt sub formă de embrioni - protostele, iar nebuloasa este încă păstrată. Un exemplu este Marea Nebuloasă Orion.
Principalele caracteristici fizice ale unei stele sunt luminozitatea, masa și raza(sau diametrul), care sunt determinate din observații. Cunoscându-le, precum și compoziția chimică a stelei (care este determinată de spectrul acesteia), este posibil să se calculeze un model al stelei, adică. condiţiile fizice în profunzimile sale, pentru a explora procesele care au loc în el.Să ne oprim mai în detaliu asupra principalelor caracteristici ale stelelor.
Greutate. Masa poate fi estimată direct doar prin efectul gravitațional al stelei asupra corpurilor din jur. Masa Soarelui, de exemplu, a fost determinată din perioadele cunoscute de revoluție a planetelor din jurul său. Planetele nu sunt observate direct în alte stele. Măsurarea fiabilă a masei este posibilă numai pentru stelele duble (folosind legea lui Kepler generalizată de Newton III, nși atunci eroarea este de 20-60%). Aproximativ jumătate din toate stelele din galaxia noastră sunt duble. Masele stelare variază între ≈0,08 și ≈100 de mase solare.Nu există stele cu o masă mai mică de 0,08 mase solare, pur și simplu nu devin stele, ci rămân corpuri întunecate.Stelele cu o masă mai mare de 100 de mase solare sunt extrem de rare. Majoritatea stelelor au mase mai mici de 5 mase solare. Soarta unei stele depinde de masa ei, adică. scenariul conform căruia steaua se dezvoltă și evoluează. Piticile mici și roșii reci folosesc hidrogenul foarte puțin și, prin urmare, viața lor durează sute de miliarde de ani. Durata de viață a Soarelui, o pitică galbenă, este de aproximativ 10 miliarde de ani (Soarele a trăit deja aproximativ jumătate din viață). Supergiantii masivi consuma hidrogen rapid si dispar in cateva milioane de ani de la nastere. Cu cât steaua este mai masivă, cu atât calea sa de viață este mai scurtă.
Vârsta Universului este estimată la 13,7 miliarde de ani. Prin urmare, stelele mai vechi de 13,7 miliarde de ani nu există încă.
- Stele cu masă 0,08 masele solare sunt pitice brune; soarta lor este comprimarea și răcirea constantă odată cu încetarea tuturor reacțiilor termonucleare și transformarea în corpuri asemănătoare planetelor întunecate.
- Stele cu masă 0,08-0,5
Masele Soarelui (acestea sunt întotdeauna pitice roșii) după consumarea hidrogenului încep să se comprima lent, în timp ce se încălzesc și devin o pitică albă.
- Stele cu masă 0,5-8
mase de Soare la sfârșitul vieții lor se transformă mai întâi în giganți roșii și apoi în pitice albe. Straturile exterioare ale stelei sunt împrăștiate în spațiul cosmic sub formă nebuloasa planetara. O nebuloasă planetară este adesea sferică sau în formă de inel.
- Stele cu masă 8-10 Masele solare pot exploda la sfârșitul vieții sau pot îmbătrâni în liniște, transformându-se mai întâi în supergiganți roșii și apoi în pitice roșii.
- Stele cu o masă mai mare decât 10
mase ale Soarelui la sfârșitul vieții, ei devin mai întâi supergiganți roșii, apoi explodează ca supernove (o supernovă nu este o stea nouă, ci o stea veche) și apoi se transformă în stele neutronice sau devin găuri negre.
Găuri negre- acestea nu sunt găuri în spațiul cosmic, ci obiecte (rămășițe de stele masive) cu masă și densitate foarte mare. Găurile negre nu au puteri supranaturale sau magice și nu sunt „monstri ai Universului”. Pur și simplu au un câmp gravitațional atât de puternic încât nicio radiație (nici vizibilă - lumină, nici invizibilă) nu le poate părăsi. De aceea, găurile negre sunt invizibile. Cu toate acestea, ele pot fi detectate prin efectul lor asupra stelelor și nebuloaselor din jur. Găurile negre sunt un fenomen complet obișnuit în Univers și nu trebuie să vă fie frică de ele. Este posibil să existe o gaură neagră supermasivă în centrul galaxiei noastre.
Raza (sau diametrul). Dimensiunile stelelor variază foarte mult - de la câțiva kilometri (stelele neutronice) până la 2.000 de ori diametrul Soarelui (supergiganți). De regulă, cu cât steaua este mai mică, cu atât densitatea medie este mai mare. La stelele neutronice, densitatea ajunge la 10 13 g/cm 3! Un degetar dintr-o astfel de substanță ar cântări 10 milioane de tone pe Pământ. Dar supergiganții au o densitate mai mică decât densitatea aerului de la suprafața Pământului.
Diametrele unor stele în comparație cu Soarele:
Sirius și Altair sunt de 1,7 ori mai mari,
Vega este de 2,5 ori mai mare,
Regulus este de 3,5 ori mai mare,
Arcturus este de 26 de ori mai mare
Polar este de 30 de ori mai mare,
Bara transversală este de 70 de ori mai mare,
Deneb este de 200 de ori mai mare,
Antares este de 800 de ori mai mare
YV Canis Majoris este de 2.000 de ori mai mare (cea mai mare stea cunoscută).
Luminozitatea este energia totală emisă de un obiect (în acest caz stelele) pe unitatea de timp. Luminozitatea stelelor este de obicei comparată cu luminozitatea Soarelui (luminozitatea stelelor este exprimată prin luminozitatea Soarelui). Sirius, de exemplu, emite de 22 de ori mai multă energie decât Soarele (luminozitatea lui Sirius este egală cu 22 de sori). Luminozitatea lui Vega este de 50 de sori, iar luminozitatea lui Deneb este de 54.000 de sori (Deneb este una dintre cele mai puternice stele).
Luminozitatea aparentă (mai corect, luminozitatea) unei stele de pe cerul pământului depinde de:
- distanta pana la stea. Dacă o stea se apropie de noi, luminozitatea ei aparentă va crește treptat. Și invers, pe măsură ce o stea se îndepărtează de noi, luminozitatea ei aparentă va scădea treptat. Dacă luați două stele identice, cea mai apropiată de noi va apărea mai strălucitoare.
- asupra temperaturii straturilor exterioare. Cu cât o stea este mai fierbinte, cu atât trimite mai multă energie luminoasă în spațiu și va apărea mai strălucitoare. Dacă o stea se răcește, atunci luminozitatea sa aparentă pe cer va scădea. Două stele de aceeași dimensiune și la aceleași distanțe față de noi vor apărea la fel ca luminozitate aparentă, cu condiția să emită aceeași cantitate de energie luminoasă, adică. au aceeași temperatură a straturilor exterioare. Dacă una dintre stele este mai rece decât cealaltă, atunci va părea mai puțin strălucitoare.
- pe dimensiune (diametru). Dacă luați două stele cu aceeași temperatură a straturilor exterioare (aceeași culoare) și le plasați la aceeași distanță de noi, steaua mai mare va emite mai multă energie luminoasă și, prin urmare, va apărea mai strălucitoare pe cer.
- de la absorbția luminii de către norii de praf și gaz cosmic aflați pe calea liniei de vedere. Cu cât stratul de praf cosmic este mai gros, cu atât absoarbe mai multă lumină de la stea, iar steaua apare mai slabă. Dacă luăm două stele identice și plasăm o nebuloasă de gaz-praf în fața uneia dintre ele, atunci această stea va apărea mai puțin strălucitoare.
- de la înălțimea stelei deasupra orizontului. Există întotdeauna o ceață densă lângă orizont, care absoarbe o parte din lumina stelelor. Aproape de orizont (la scurt timp după răsărit sau chiar înainte de apus), stelele par întotdeauna mai slabe decât atunci când sunt deasupra capului.
Este foarte important să nu confundați conceptele de „apare” și „fi”.
O stea poate fi foarte luminos în sine, dar pare estompată din diverse motive: datorită distanței mari până la acesta, datorită dimensiunilor sale mici, datorită absorbției luminii sale de către praful cosmic sau praful din atmosfera Pământului. Prin urmare, atunci când vorbesc despre strălucirea unei stele de pe cerul pământului, ei folosesc expresia „luminozitate aparentă” sau „strălucire”.
După cum am menționat deja, există stele duble. Dar există și triple (de exemplu, α Centauri) și cvadruple (de exemplu, ε Lyra), și cinci și șase (de exemplu, Castor), etc. Stelele individuale dintr-un sistem stelar sunt numite componente. Sunt numite stele cu mai mult de două componente multipli stele. Toate componentele unei stele multiple sunt conectate prin forțe gravitaționale reciproce (formă un sistem de stele) și se mișcă pe traiectorii complexe.
Dacă există multe componente, atunci aceasta nu mai este o stea multiplă, dar cluster stelar. Distinge mingeŞi risipite clustere de stele. Grupurile globulare conțin multe stele vechi și sunt mai vechi decât clusterele deschise, care conțin multe stele tinere. Grupurile globulare sunt destul de stabile, deoarece... stelele din ele se află la distanțe mici unele de altele și forțele de atracție reciprocă dintre ele sunt mult mai mari decât între stelele din clustere deschise. Grupurile deschise se dispersează și mai mult în timp.
Grupurile deschise sunt de obicei localizate pe sau în apropierea benzii Calei Lactee. Dimpotrivă, clusterele globulare sunt situate pe cerul înstelat departe de Calea Lactee.
Unele grupuri de stele pot fi văzute pe cer chiar și cu ochiul liber. De exemplu, clusterele deschise Hyades și Pleiade (M 45) în Taur, clusterul deschis Manger (M 44) în Rac, clusterul globular M 13 în Hercule. Destul de multe dintre ele sunt vizibile prin binoclu.
Stelele sunt acumulări uriașe de gaz fierbinte. Ele constau în principal din două tipuri de gaz - hidrogen și heliu. Datorită fuziunii hidrogenului și heliului, are loc o eliberare de energie, datorită căreia stelele sunt atât de strălucitoare și fierbinți și, probabil, de aceea ni se par albe. Dar cea mai faimoasă vedetă -? Nu ni se mai pare atât de alb și pare mai degrabă galben. Există, de asemenea, stele roșii, maro și albastre.
Pentru a înțelege de ce stelele vin în culori diferite, trebuie să urmăriți întreaga cale de viață a unei stele din momentul apariției sale și până la dispariția sa completă.
 |
| Fotografie de Nigel Howe |
Acum înțelegeți că fiecare stea parcurge căi diferite ale dezvoltării sale și își schimbă constant dimensiunea, culoarea, luminozitatea, temperatura. Prin urmare, există atât de multe varietăți de stele. Cele mai mici stele sunt roșii. Stelele medii au o culoare galbenă, cum ar fi Soarele nostru. Stelele mai mari sunt albastre și sunt cele mai strălucitoare. Piticile brune au foarte puțină energie și nu sunt capabile să compenseze energia pierdută prin radiații. Piticile albe sunt stele care se răcesc treptat, care în curând devin invizibile și întunecate.
Singura stea din sistemul nostru solar, Soarele, este un tip de „pitică galbenă”. Steaua polară care arată drumul marinarilor este o supergigantă albastră. Iar steaua cea mai apropiată de Soare, Proxima Centauri, este o pitică roșie. Majoritatea stelelor din Univers sunt și pitice roșii. Și vedem toate stelele ca fiind albe, de ce? Se pare că acest lucru se datorează întunericului stelelor și viziunii noastre. Nu este suficient de clar pentru a detecta culorile diferite ale unor astfel de stele. Dar încă putem distinge culoarea celor mai strălucitoare stele.
Acum știi că stelele nu sunt doar albe și poți finaliza cu ușurință sarcina.
Exercita:
- Desenați un cer plin de stele colorate. Acesta este exact genul de cer pe care l-am vedea dacă am avea o vedere mai clară.
Fiecare persoană știe cum arată stelele pe cer. Lumini mici, strălucitoare. În cele mai vechi timpuri, oamenii nu puteau găsi o explicație pentru acest fenomen. Stelele erau considerate ochii zeilor, sufletele strămoșilor morți, paznicii și protectorii, protejând pacea omului în întunericul nopții. Atunci nimeni nu s-ar fi putut gândi că Soarele este și o stea.
Ce este o stea
Au trecut multe secole până când oamenii au înțeles ce sunt stelele. Tipuri de stele, caracteristicile lor, idei despre procesele chimice și fizice care au loc acolo - aceasta este o nouă zonă de cunoaștere. Astronomii antici nici măcar nu și-au putut imagina că un astfel de luminar nu era, de fapt, deloc o lumină mică, ci o minge de gaz fierbinte de dimensiuni inimaginabile în care au loc reacții.
fuziunea termonucleara. Există un paradox ciudat în faptul că lumina slabă a stelelor este strălucirea orbitoare a unei reacții nucleare, iar căldura confortabilă a soarelui este căldura monstruoasă a milioane de Kelvin.
Toate stelele care pot fi văzute pe cer cu ochiul liber sunt situate în galaxia Calea Lactee. Soarele este, de asemenea, parte din aceasta și este situat la periferia sa. Este imposibil de imaginat cum ar arăta cerul nopții dacă Soarele ar fi în centrul Căii Lactee. La urma urmei, numărul de stele din această galaxie este de peste 200 de miliarde.
Un pic despre istoria astronomiei
Astronomii antici puteau spune și lucruri neobișnuite și interesante despre stelele de pe cer. Sumerienii au identificat deja constelațiile individuale și cercul zodiacal și au fost primii care au calculat împărțirea unui unghi întreg cu 360 0 . Ei au creat și calendarul lunar și l-au putut sincroniza cu cel solar. Egiptenii credeau că Pământul se află în interior, dar știau că Mercur și Venus se învârte în jurul Soarelui.
În China, astronomia ca știință a fost studiată deja la sfârșitul mileniului III î.Hr. e., și
Primele observatoare au apărut în secolul al XII-lea. î.Hr e. Au studiat eclipsele de Lună și Soare, reușind să le înțeleagă cauza și chiar să calculeze datele prognozate, observând ploile de meteoriți și traiectoriile cometelor.
Vechii incași cunoșteau diferențele dintre stele și planete. Există dovezi indirecte că ei erau conștienți de galileeni și de estomparea vizuală a contururilor discului lui Venus, din cauza prezenței unei atmosfere pe planetă.
Grecii antici au fost capabili să demonstreze sfericitatea Pământului și să propună presupunerea că sistemul era heliocentric. Au încercat să calculeze diametrul Soarelui, deși în mod eronat. Dar grecii au fost primii care au sugerat în principiu că Soarele este mai mare decât Pământul, toată lumea, bazându-se pe observații vizuale, credea altfel; Hipparhul grec a fost primul care a creat un catalog de corpuri de iluminat și a identificat diferite tipuri de stele. Clasificarea stelelor în această lucrare științifică sa bazat pe intensitatea strălucirii. Hipparchus a identificat 6 clase de luminozitate, în total, în catalog erau 850 de corpuri de iluminat.
La ce au acordat atenție astronomii antici?
Clasificarea originală a stelelor se baza pe luminozitatea lor. La urma urmei, acest criteriu este singurul disponibil pentru un astronom înarmat doar cu un telescop. Cele mai strălucitoare stele sau cele cu proprietăți vizibile unice și-au primit chiar propriile nume, iar fiecare națiune are propriile sale. Deci, Deneb, Rigel și Algol sunt nume arabe, Sirius este latină, iar Antares este greacă. Steaua polară din fiecare națiune are propriul nume. Aceasta este poate una dintre cele mai importante vedete în „sens practic”. Coordonatele sale pe cerul nopții sunt neschimbate, în ciuda rotației pământului. Dacă celelalte stele se deplasează pe cer, mergând de la răsărit până la apus, atunci Steaua Polară nu își schimbă locația. Prin urmare, marinarii și călătorii l-au folosit ca ghid de încredere. Apropo, contrar credinței populare, aceasta nu este cea mai strălucitoare stea de pe cer. Steaua polară nu se remarcă în niciun fel pe plan extern – nici ca mărime, nici prin intensitatea strălucirii sale. Îl poți găsi doar dacă știi unde să cauți. Este situat chiar la capătul „mânerului găleții” Ursei Mici.
Pe ce se bazează clasificarea în stele?
Astronomii moderni, răspunzând la întrebarea despre ce tipuri de stele există, este puțin probabil să menționeze luminozitatea strălucirii sau locația pe cerul nopții. Poate ca o excursie istorică sau într-o prelegere destinată unui public complet departe de astronomie.
Clasificarea modernă a stelelor se bazează pe analiza lor spectrală. În acest caz, de obicei sunt indicate și masa, luminozitatea și raza corpului ceresc. Toți acești indicatori sunt dați în raport cu Soarele, adică caracteristicile acestuia sunt luate ca unități de măsură.
Clasificarea stelelor se bazează pe un criteriu precum magnitudinea absolută. Acesta este gradul aparent de luminozitate fără atmosferă, situat convențional la o distanță de 10 parsecs de punctul de observație.
În plus, sunt luate în considerare variațiile de luminozitate și dimensiunea stelei. Tipurile de stele sunt în prezent determinate de clasa lor spectrală și, mai detaliat, de subclasa lor. Astronomii Russell și Hertzsprung au analizat independent relația dintre luminozitate, suprafața temperaturii absolute și clasa spectrală a corpurilor de iluminat. Au trasat o diagramă cu axele de coordonate corespunzătoare și au descoperit că rezultatul nu a fost deloc haotic. Luminatele de pe diagramă au fost amplasate în grupuri clar distinse. Diagrama permite, cunoscând clasa spectrală a unei stele, să se determine magnitudinea sa absolută cu o precizie cel puțin aproximativă.
Cum se nasc vedetele
Această diagramă a servit drept dovadă clară în favoarea teoriei moderne a evoluției acestor corpuri cerești. Graficul arată clar că cea mai numeroasă clasă sunt cele aparținând așa-numitelor stele din secvența principală. Tipurile de stele aparținând acestui segment se află în cel mai frecvent punct de dezvoltare în Univers în acest moment. Aceasta este etapa de dezvoltare a unei stele în care energia cheltuită cu radiații este compensată de cea obținută în timpul reacției termonucleare. Durata șederii în acest stadiu de dezvoltare este determinată de masa corpului ceresc și de procentul de elemente mai grele decât heliul.
Teoria general acceptată în prezent a evoluției stelare afirmă că la început
În stadiul de dezvoltare, steaua este un nor gigant de gaz descărcat. Sub influența propriei gravitații, se contractă, transformându-se treptat într-o minge. Cu cât compresia este mai puternică, cu atât energia gravitațională se transformă în energie termică mai intensă. Gazul se încălzește, iar când temperatura ajunge la 15-20 milioane K, la nou-născutul steaui începe o reacție termonucleară. După aceasta, procesul de comprimare gravitațională se oprește.
Perioada principală a vieții unei vedete
La început, reacțiile ciclului hidrogenului predomină în adâncurile stelei tinere. Aceasta este cea mai lungă perioadă din viața unei stele. Tipurile de stele aflate în acest stadiu de dezvoltare sunt reprezentate în cea mai masivă secvență principală a diagramei descrise mai sus. În timp, hidrogenul din miezul stelei se epuizează, transformându-se în heliu. După aceasta, arderea termonucleară este posibilă numai la periferia nucleului. Steaua devine mai strălucitoare, straturile sale exterioare se extind semnificativ și temperatura îi scade. Corpul ceresc se transformă într-o gigantă roșie. Această perioadă a vieții unei vedete
mult mai scurt decât precedentul. Soarta lui ulterioară a fost puțin studiată. Există diverse ipoteze, dar nu a fost primită încă o confirmare de încredere. Cea mai comună teorie este că atunci când există prea mult heliu, nucleul stelar, incapabil să reziste la propria sa masă, se contractă. Temperatura crește până când heliul intră într-o reacție termonucleară. Temperaturile monstruoase duc la o altă expansiune, iar steaua se transformă într-o gigantă roșie. Soarta ulterioară a stelei, potrivit oamenilor de știință, depinde de masa ei. Dar teoriile referitoare la acest lucru sunt doar rezultatul simulărilor pe computer, neconfirmate de observații.
Stele răcoritoare
Probabil, giganții roșii cu masă mică se vor micșora, transformându-se în pitici și răcindu-se treptat. Stelele de masă medie se pot transforma într-un miez, lipsit de acoperiri exterioare, care va continua să existe în centrul unei astfel de formațiuni, răcindu-se treptat și transformându-se într-o pitică albă. Dacă steaua centrală a emis radiații infraroșii semnificative, apar condițiile pentru activarea unui maser cosmic în învelișul de gaz în expansiune al nebuloasei planetare.
Stelele masive, atunci când sunt comprimate, pot atinge un astfel de nivel de presiune încât electronii sunt literalmente presați în nuclee atomice, transformându-se în neutroni. Pentru că între
Aceste particule nu au forțe de repulsie electrostatică, steaua se poate micșora la o dimensiune de câțiva kilometri. În plus, densitatea sa va depăși de 100 de milioane de ori densitatea apei. O astfel de stea se numește stea neutronică și este, de fapt, un uriaș nucleu atomic.
Stele supermasive continuă să existe, sintetizând succesiv în procesul reacțiilor termonucleare din heliu - carbon, apoi oxigen, din acesta - siliciu și, în final, fier. În această etapă a reacției termonucleare, are loc o explozie de supernovă. Supernovele, la rândul lor, se pot transforma în stele neutronice sau, dacă masa lor este suficient de mare, continuă să se prăbușească până la o limită critică și să formeze găuri negre.
Dimensiuni
Clasificarea stelelor după mărime poate fi implementată în două moduri. Mărimea fizică a unei stele poate fi determinată de raza acesteia. Unitatea de măsură în acest caz este raza Soarelui. Există pitici, stele de mărime medie, giganți și supergiganți. Apropo, Soarele însuși este doar un pitic. Raza stelelor neutronice poate atinge doar câțiva kilometri. Și supergigantul se va potrivi complet pe orbita planetei Marte. Mărimea unei stele se poate referi și la masa ei. Este strâns legat de diametrul stelei. Cu cât steaua este mai mare, cu atât densitatea ei este mai mică și invers, cu cât steaua este mai mică, cu atât densitatea este mai mare. Acest criteriu nu variază atât de mult. Există foarte puține stele care sunt de 10 ori mai mari sau mai mici decât Soarele. Majoritatea corpurilor de iluminat se încadrează în intervalul de la 60 la 0,03 mase solare. Densitatea Soarelui, luată ca indicator de pornire, este de 1,43 g/cm 3 . Densitatea piticelor albe ajunge la 10 12 g/cm 3 , iar densitatea supergiganților rarefiate poate fi de milioane de ori mai mică decât a Soarelui.
În clasificarea standard a stelelor, schema de distribuție a masei este următoarea. Luminile mici includ corpuri de iluminat cu o masă de la 0,08 la 0,5 solar. Moderat - de la 0,5 la 8 mase solare și masiv - de la 8 sau mai mult.
Clasificarea stelelor . De la albastru la alb
Clasificarea stelelor după culoare se bazează de fapt nu pe strălucirea vizibilă a corpului, ci pe caracteristicile spectrale. Spectrul de emisie al unui obiect este determinat de compoziția chimică a stelei, iar temperatura acestuia depinde și de aceasta.
Cea mai comună este clasificarea Harvard, creată la începutul secolului al XX-lea. Conform standardelor acceptate la acea vreme, clasificarea stelelor după culoare presupune împărțirea în 7 tipuri.
Astfel, stelele cu cea mai mare temperatură, de la 30 la 60 de mii K, sunt clasificate ca lumini de clasa O. Sunt de culoare albastră, masa unor astfel de corpuri cerești ajunge la 60 de mase solare (s.m.), iar raza este de 15 raze solare (. s.m.). Liniile de hidrogen și heliu din spectrul lor sunt destul de slabe. Luminozitatea unor astfel de obiecte cerești poate ajunge la 1 milion 400 de mii de luminozități solare (s.s.).
Stelele din clasa B includ corpuri de iluminat cu temperaturi de la 10 la 30 mii K. Acestea sunt corpuri cerești de culoare alb-albastru, masa lor începe de la 18 s. m., iar raza este de la 7 s. m. Luminozitatea cea mai scăzută a obiectelor din această clasă este de 20 de mii de secunde. s., iar liniile de hidrogen din spectru se intensifică, atingând valori medii.
Stelele din clasa A au temperaturi cuprinse între 7,5 și 10 mii K și sunt de culoare albă. Masa minimă a unor astfel de corpuri cerești începe de la 3,1 s. m., iar raza este de la 2,1 s. r. Luminozitatea obiectelor variază de la 80 la 20 de mii de secunde. Cu. Liniile de hidrogen din spectrul acestor stele sunt puternice, iar liniile metalice apar.
Obiectele din clasa F sunt de fapt de culoare galben-alb, dar par albe. Temperatura lor variază de la 6 la 7,5 mii K, masa variază de la 1,7 la 3,1 cm, raza - de la 1,3 la 2,1 s. r. Luminozitatea unor astfel de stele variază de la 6 la 80 s. Cu. Liniile de hidrogen din spectru slăbesc, liniile de metale, dimpotrivă, se întăresc.
Astfel, toate tipurile de stele albe se încadrează în clasele de la A la F. În continuare, conform clasificării, sunt luminari galbeni și portocalii.
Stele galbene, portocalii și roșii
Tipurile de stele variază în culori de la albastru la roșu pe măsură ce temperatura scade și dimensiunea și luminozitatea obiectului scad.
Stelele de clasa G, care includ Soarele, ating temperaturi de la 5 la 6 mii K și sunt de culoare galbenă. Masa unor astfel de obiecte este de la 1,1 la 1,7 s. m., rază - de la 1,1 la 1,3 s. r. Luminozitate - de la 1,2 la 6 s. Cu. Liniile spectrale de heliu și metale sunt intense, liniile de hidrogen devin mai slabe.
Luminarele aparținând clasei K au o temperatură de 3,5 până la 5 mii K. Arata galben-portocaliu, dar adevărata culoare a acestor stele este portocaliu. Raza acestor obiecte este în intervalul de la 0,9 la 1,1 s. r., greutate - de la 0,8 la 1,1 s. m. Luminozitatea variază de la 0,4 la 1,2 s. Cu. Liniile de hidrogen sunt aproape invizibile, liniile metalice sunt foarte puternice.
Cele mai reci și mai mici stele sunt clasa M. Temperatura lor este de doar 2,5 - 3,5 mii K și par roșii, deși de fapt aceste obiecte sunt portocalii-roșii. Masa stelelor este în intervalul de la 0,3 la 0,8 s. m., rază - de la 0,4 la 0,9 s. r. Luminozitatea este de numai 0,04 - 0,4 s. Cu. Acestea sunt stele pe moarte. Doar piticele brune descoperite recent sunt mai cool decât ele. Le-a fost alocată o clasă separată M-T.
Încărcare...