Архив рубрики: ЗВЕЗДЫ

Характеристики звёзд

11709994_45_4_5

Благодаря работе астрономов разных стран, за последние десятилетия мы много узнали о развитии звёзд и их эволюции. Все данные получены благодаря наблюдению множества звёзд, находящихся на разных этапах эволюции.

Основными свойствами звёзд являются:

  • масса,
  • светимость (полное количество энергии излучаемое звездой в единицу времени L),
  • радиус,
  • температура поверхности.

Если температура поверхности 3 — 4 тыс. К, то её цвет красноватый, 6 — 7 тыс.К — жёлтый, 10 — 12 тыс.К — белый и голубой. Последовательность спектров звёзд, получающихся при непрерывном изменении их поверхностных слоёв, обозначается следующими буквами: O, B, A, F, G, K, M (от горячих к холодным). Каждый из этих классов подразделяется ещё на 10 подклассов (пример B1, B2, B3…). Светимость звёзд (L) чаще выражается в единицах светимости Солнца (4x эрг/с). По светимости звёзды различаются в очень широких пределах. Большинство звёзд составляют «карлики», их светимость ничтожна иногда даже по сравнению с Солнцем. Характеристикой светимости является «абсолютная величина» звезды. Есть ещё понятие «видимая звёздная величина», которая зависит от светимости звезды, цвета и расстояния до неё. В большинстве случаев используют «абсолютную величину», чтобы реально оценить размеры звёзд, независимо как далеко они находятся. Чтобы узнать истинную величину, просто нужно звёзды отнести на какое- то условное расстояние (допустим на 10ПК). Звёзды высокой светимости имеют отрицательные значения. На пример видимая величина солнца -26,8. На расстоянии в 10ПК эта величина будет уже +5 (самые слабые звёзды видимые невооружённым глазом имеют величину +6).

Ещё звёзды разделяются по массе, но в более узких пределах в отличие от светимости (которая может различаться и в 1000 раз). Очень мало звёзд имеющих массу в 10 раз больше, или меньше Солнечной.

Радиус звёзд может очень сильно отличаться, а также меняться… С появлением возможности проводить спектральный анализ, появились сведения о химическом составе звезды. По химическому составу звёзды представляют собой водородные и гелиевые плазмы, остальных элементов гораздо меньше. На 10тыс атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 углерода и 0,5 железа. Других элементов ещё меньше….

Между всеми этими характеристиками существует связь. Эта связь отображена на диаграмме Герцшпрунга — Рассела (Спектр- Светимость):

Из этой диаграммы видно, что звёзды создают определённую последовательность. Полоса идущая с левого верхнего угла в правый нижний называется «главная последовательность» В верхнем правом углу находятся холодные, но в тоже время огромные звёзды называемые красными гигантами. В левом нижнем углу «белые карлики». Очень горячие звёзды, но и очень маленькие. Солнце имеет спектральный класс G2.

Делались попытки построить теоретическую эволюцию звёзд вдоль главной последовательности на основе представлений о потери масс этими звёздами, но эти попытки оказались неудачны.

Время пребывания звёзд на главной последовательности зависит от их первоначальной массы. Чем больше излучение и масса звезды, тем скорее она израсходует свой водород.

Звезды в созвездиях

Созвездия

• Андромеда (Andromeda — And)
• Близнецы (Gemini — Gem)
• Большая Медведица (Ursa Major — UMa)
• Большой Пес (Canis Major — CMa)
• Весы (Libra — Lib)
• Водолей (Aquarius — Aqr)
• Возничий (Auriga — Aur)
• Волк (Lupus — Lup)
• Волопас (Bootes — Boo)
• Волосы Вероники (Coma Berenices — Com)
• Ворон (Corvus — Crv)
• Геркулес (Hercules — Her)
• Гидра (Hydra — Hya)
• Голубь (Columba — Col)
• Гончие Псы (Canes Venatici — CVn)
• Дева (Virgo — Vir)
• Дельфин (Delphinus — Del)
• Дракон (Draco — Dra)
• Единорог (Monoceros — Mon)
• Жертвенник (Ara — Ara)
• Живописец (Pictor — Pic)
• Жираф (Camelopardalis — Cam)
• Журавль (Grus — Gru)
• Заяц (Lepus — Lep)
• Змееносец (Ophiuchus — Oph)
• Змея (Serpens — Ser)
• Золотая Рыба (Dorado — Dor)
• Индеец (Indus — Ind)
• Кассиопея (Cassiopeja — Cas)
• Кентавр (Centaurus — Cen)
• Киль (Carina — Car)
• Кит (Cetus — Cet)
• Козерог (Capricornus — Cap)
• Компас (Pyxis — Pyx)
• Корма (Puppis — Pup)
• Лебедь (Cygnus — Cyg)
• Лев (Leo — Leo)
• Летучая Рыба (Volans — Vol)
• Лира (Lyra — Lyr)
• Лисичка (Vulpecula — Vul)
• Малая Медведица (Ursa Minor — UMi)
• Малый Конь (Equuleus — Equ)
• Малый Лев (Leo Minor — LMi)
• Малый Пес (Canis Minor — CMi)
• Микроскоп (Microscopium — Mic)
• Муха (Musca — Mus)
• Насос (Antlia — Ant)
• Наугольник (Norma — Nor)
• Овен (Aries — Ari)
• Октант (Octans — Oct)
• Орел (Aquila — Aql)
• Орион (Orion — Ori)
• Павлин (Pavo — Pav)
• Паруса (Vela — Vel)
• Пегас (Pegasus — Peg)
• Персей (Perseus — Per)
• Печь (Fornax — For)
• Райская Птица (Apus — Aps)
• Рак (Cancer  — Cnc)
• Резец (Caelum — Cae)
• Рыбы (Pisces — Psc)
• Рысь (Lynx — Lyn)
• Северная Корона (Corona Borealis — CrB)
• Секстант (Sextans — Sex)
• Сетка (Reticulum — Ret)
• Скорпион (Scorpius — Sco)
• Скульптор (Sculptor — Scl)
• Столовая Гора (Mensa — Men)
• Стрела (Sagitta — Sge)
• Стрелец (Sagittarius — Sgr)
• Телескоп (Telescopium — Tel)
• Телец (Taurus — Tau)
• Треугольник (Triangulum — Tri)
• Тукан (Tucana — Tuc)
• Феникс (Phoenix — Phe)
• Хамелеон (Chamaeleon — Cha)
• Цефей (Cepheus — Cep)
• Циркуль (Circinus — Cir)
• Часы (Horologium — Hor)
• Чаша (Crater — Crt)
• Щит (Scutum — Sct)
• Эридан (Eridanus — Eri)
• Южная Гидра (Hydrus — Hyi)
• Южная Корона (Corona Australis — CrA)
• Южная Рыба (Piscis Austrinus — PsA)
• Южный Крест (Crux — Cru)
• Южный Треугольник (Triangulum Australe — TaA)
• Ящерица (Lacerta — Lac)

Список звезд по созвездиям

Созвездие

 

Звезда

Андромеда

α

Альферац (Сиррах, Альфарет)

β

Мирах

γ1

Аламак

ξ

Адхил

Близнецы

α

Кастор

β

Поллукс

γ

Альгена

δ

Васат

ε

Мебсута

ζ

Мекбуда

η

Пропус (Тейят Приор)

μ

Тейят Постериор

ξ

Альзирр

Дирах

Большая Медведица

α

Дубхе

β

Мерак

γ

Фекда

δ

Мегрец

ε

Алиот

ζ

Мицар

η

Бенетнаш

ι

Талитха Бореалис

κ

Талитха Аустралис

λ

Тания Бореалис

μ

Тания Аустралис

ν

Алула Бореалис

ξ

Алула Аустралис

ο

Мусцида

80

Алькор

Эль Кофра

Большой Пёс

α

Сириус

β

Мирзам

γ

Мулифейн

δ

Везен

ε

Адара

ζ

Фуруд

η

Алудра

Исида

Весы

α

Зубен эль Генуби (Киффа Аустралис)

β

Зубенеш (Зубен эль Шамали, Киффа Бореалис)

γ

Зубен эль Акраб

Водолей

α

Садалмелик

β

Садалсууд

γ

Садахбия

δ

Скат

ε

Альбали

θ

Анха

κ

Ситула

Возничий

α

Капелла

β

Менкалинан

ζ

Хедус I (Садатони)

η

Хедус II

ι

Кабдилинан (Хассалех)

Волопас

α

Арктур

β

Неккар

γ

Сегин

ε

Мирак

η

Муфрид

μ1

Алькалуропс

Принцепс

Волосы Вероники

α

Диадема

Ворон

α

Альхиба

β

Краз

γ

Дженах

δ

Альгораб

ε

Минкар

Геркулес

α

Рас Альгети

β

Корнефор

δ

Сарин

κ

Маасим (Марсик)

λ

Маасым

ω

Кайям

Гидра

α

Альфард

Маркеб

Голубь

α

Факт

β

Вазн

Гончие Псы

α2

Cor Caroli (Сердце Карла, Астерион)

β

Хара

Дева

α

Спика

β

Завиява

γ

Поррима

δ

Аува

ε

Виндемиатрикс

ζ

Хеза

η

Заниах

ι

Сирма

λ

Кхамбалья

Дельфин

α

Суалокин

β

Ротанев

ε

Денеб эль-Дельфини

Дракон

α

Тубан

γ

Этамин

δ

Альтаис (Нодус II)

ε

Тиль

ζ

Альдибаин

ι

Эдасих

λ

Джансар

μ

Арракис

ξ

Грумиум

ψ

Дзибан

Альваид

Нодус I

Журавль

α

Аль Наир

Заяц

α

Арнеб

β

Нихал

Змееносец

α

Рас Альхаг

β

Цебальрай

δ

Йед Приор

ε

Йед Постериор

η

Сабик

λ

Марфик

HIP 87937

Звезда Барнарда

Синистра

Хан

Змея

α

Унук эль Хайя

θ1

Алия

Кассиопея

α

Шедар

β

Каф

δ

Рукбах

ε

Нави

η

Ахирд

Киль

α

Канопус

β

Миаплацид

ε

Авиор

ι

Тураис

Форамен

Кит

α

Менкар

β

Дифда

γ

Каффальджидхма

ζ

Батен Кайтос

ι

Шемали

ο

Мира

Денеб Альгенуби

Козерог

α1

Гиеди

β

Дабиг

γ

Нашира

Шедди

Кастра

Армус

Дорсум

Альшат

Окулус

Бос

Корма

ζ

Наос

ξ

Асмидиске

Маркеб

Лебедь

α

Денеб

γ

Садр

β

Альбирео

Дженах

Азельфафага

Лев

α

Регул

β

Денебола

γ

Альгиеба

δ

Зосма

Альгенуби

ζ

Адхафера

Хорт

Альтерф

Субра

μ

Расаляс

Лира

α

Вега

β

Шелиак

γ

Сулафат

Малая Медведица

α

Полярная

β

Кохаб

γ

Феркад

δ

Йильдун

Малый Конь

α

Китальфа

Малый Пёс

α

Процион

β

Гомейза

Овен

α

Гамаль

β

Шератан

γ

Мезартим

δ

Ботейн

Орёл

α

Альтаир

β

Альшаин

γ

Таразед

ζ

Денеб Окаб

Орион

α

Бетельгейзе

β

Ригель

γ

Беллатрикс

δ

Минтака

ε

Альнилам

ζ

Альнитак

κ

Саиф

Хатиса

θ1

Трапеция Ориона

λ

Мейза

π

Табит

Павлин

α

Павлин

Паруса

λ

Сухайль

Маркеб

γ

Регор

Пегас

β

Шеат

α

Маркаб

γ

Альгениб

ε

Эниф

Хомам

η

Матар

Бихам

μ

Садалбари

Сальма

Персей

α

Мирфак

β

Алголь

ξ

Менкиб

Мирам

Мисам

ο

Атик

Рак

α

Акубенс

β

Альтарф

γ

Северный Ослик

δ

Южный Ослик

Рыбы

α

Альреша

Аль Ферг

Северная Корона

α

Гемма (Альфекка)

β

Нусакан

Скорпион

α

Антарес

δ

Джубба

β

Акраб (Граффиас)

Вей

θ

Саргас

λ

Шаула

Альният

Лезат

Джабхат

Альакраб

Стрела

α

Шам

Стрелец

ε

Каус Аустралис

θ

Нунки

λ

Каус Бореалис

α

Рукбат

γ

Альнасл

δ

Каус Медиус

β1

Аркаб Приор

β2

Аркаб Постериор

Нушаба

ζ

Асцелла

Полис

Манубриум

Альбальдах

Теребеллум

Телец

α

Альдебаран

β

Нат

η

Альциона

27

Атлас

17

Электра

20

Майя

19

Тайгета

Келено

Меропа

Стеропа

Прима Гиадум

Гиадум II

Аин

Аль-Хекка

Треугольник

α

Металлах

Феникс

α

Анкаа

Центавр (Кентавр)

α

Ригиль Кентавра, Толиман, Бунгула

β

Агена (Хадар)

θ

Менкент

Цефей

α

Альдерамин

β

Альфирк

γ

Альраи

μ

Эракис

ξ

Курдах

Чаша

α

Алькес

Аскрепиен

Эридан

α

Ахернар

β

Курса

γ

Заурак

δ

Рана

ζ

Зибаль

η

Азха

θ

Акамар

ο1

Бейд

ο2

Кейд

τ2

Ангетенар

υ1

Тееним

Южный Крест

α

Акрукс

β

Бекрукс (Мимоза)

γ

Гакрукс

Южный Треугольник

α

Атриа

Южная Рыба

α

Фомальгаут

 

Ресурс: http://www.astrotime.ru/constellation.html

Ближайшие звезды

Список ближайших звезд от Земли и их характеристики.

Обозначение

Спектральный класс

Абсолютная звёздная величина

Прямое восхождение

Склонение

Параллакс
(Угловых секунд)

Расстояние
(Световых лет)

Источники

Звёздная система

Звезда

Солнце G2 4.85

0.000 016 (8 световых минут)
α Центавра Проксима Центавра (V645 Центавра) M5.5Ve 15.53 14h 29m 43s -62° 40′ 46″ 0.772″ 4.22 H, Y
α Центавра A (Ригель Центавра; Толиман) G2V 4.38 14h 39m 37s -60° 50′ 2″ 0.747″ 4.36 S, Y
α Центавра B (HD 128621) K0V 5.71 14h 39m 35s -60° 50′ 14″
Звезда Барнарда (BD+04°3561a) M4.0Ve 13.22 17h 55m 23s +04° 33′ 18″ 0.547″ 5.96 H, Y
Вольф 359 (CN Льва) M6.0V 16.55 10h 56m 28s +07° 00′ 42″ 0.419″ 7.78 Y
Лаланд 21185 (BD+36°2147) M5.5e 10.44 11h 00m 37s +36° 18′ 20″ 0.393″ 8.29 H, Y
Сириус Сириус A (α Большого Пса) A1V 1.47 06h 45m 09s -16° 42′ 58″ 0.380″ 8.58 H, Y
Сириус B DA2 11.34
Luyten 726-8 UV Кита (L 726-8 B) M5.5e 15.40 01h 39m 01s +17° 57′ 00″ 0.374″ 8.72 Y
BL Кита (L 726-8 A) M6.0e 15.85
Росс 154 (V1216 Стрельца) M3.5Ve 13.07 18h 49m 49s +23° 50′ 11″ 0.337″ 9.68 H, Y
Росс 248 (HH Андромеды) M5.5Ve 14.79 23h 41m 54s +44° 09′ 32″ 0.316″ 10.32 Y
ε Эридана (BD-09°697) K2V 6.19 03h 32m 56s -09° 27′ 30″ 0.310″ 10.52 H, Y
Лакайль 9352 (CD-36°15693) M1.5Ve 9.75 23h 05m 42s -35° 51′ 11″ 0.304″ 10.74 H, Y
Росс 128 (FI Девы) M4.0Vn 13.51 11h 47m 45s +00° 48′ 17″ 0.299″ 10.91 H, Y
EZ Водолея EZ Водолея (L 0789-006) M5.0Ve 15.64 22h 38m 34s -15° 18′ 02″ 0.290″ 11.26 Y
Gl 866 B M? 15.58
Gl 866 C M? 16.34
Процион (α Малого Пса) Процион A F5V-IV 2.66 07h 39m 18s +05° 13′ 30″ 0.286″ 11.40 H, Y
Процион B DA 12.98
61 Лебедя 61 Лебедя A (BD+38°4343) K3.5Ve 7.49 21h 08m 52s +38° 56′ 51″ 0.286″ 11.40 H, Y
61 Лебедя B (BD+38°4344) K4.7Ve 8.31
Струве 2398 Струве 2398 A (Gl 725, BD+59°1915) M3.0V 11.16 18h 42m 47s +59° 37′ 50″ 0.283″ 11.52 H, Y
Струве 2398 B (HD 173740) M3.5V 11.95
Gl 15 Gl 15 A (GX Андромеды) M3.0V 10.32 18h 42m 47s +59° 37′ 50″ 0.281″ 11.62 H, Y
Gl 15 B (GQ Андромеды) M3.5V 13.30
ε Индейца (CP-57°10015) K5Ve 6.89 22h 03m 22s -56° 47′ 10″ 0.276″ 11.82 H, Y
DX Рака (G051-015) M6.5Ve 16.98 08h 29m 50s +26° 46′ 37″ 0.276″ 11.82 Y
τ Кита (BD-16°295) G8Vp 5.68 01h 44m 04s -15° 56′ 15″ 0.274″ 11.88 H, Y
GJ 1061 (LHS 1565) M5.5V 15.19 03h 35m 57s -44° 30′ 46″ 0.271″ 11.92
YZ Кита (LHS 138) M4.5V 14.17 01h 12m 31s -16° 59′ 57″ 0.269″ 12.13 H, Y
Звезда Лейтена (BD+05°1668) M3.5Vn 11.97 07h 27m 25s +05° 13; 33″ 0.264″ 12.36 H, Y
Звезда Тигардэна (SO025300.5+165258) M6.5V 18.50 42.24369 16.89200 0.43″ 12.46 H
Звезда Каптейна (CD-45°1841) sdM0VI 10.87 05h 11m 41s -45° 01′ 06″ 0.255″ 12.77 H, Y
Лакайль 8760 (AX Микроскопа) M2Ve 8.69 21h 17m 15s -38° 52′ 03″ 0.253″ 12.86 H, Y
Крюгер 60 Крюгер 60 A (BD+56°2783) M3.0V 11.76 22h 28m 00s +57° 41′ 45″ 0.248″ 13.14 S, Y
Крюгер 60 B (DO Cephei) M4.0V 13.38
Росс 614 Росс 614 (LHS 1849) M4.5V 13.09 06h 29m 23s -02° 48′ 50″ 0.244″ 13.34 S, Y
Gl 234 B (V577 Единорога) 16.17
Gl 628 Вольф 1061, BD-12°4523) M3.0V 11.93 16h 30m 18s -12° 39′ 45″ 0.236″ 13.81 H, Y
Звезда Ван Маанена (Gl 35, LHS 7) DZ7 14.21 00h 49m 10s +05° 23′ 19″ 0.232″ 14.06 H, Y
Gl 1 (CD-37°15492) M3.0V 10.35 00h 05m 24s -37° 21′ 27″ 0.229″ 14.22 H, Y
Вольф 424 Вольф 424 A (LHS 333) M5.5Ve 14.97 17h 33m 17s +09° 01′ 15″ 0.228″ 14.30 Y

Кратные звёздные системы

У многих звёзд есть особенная характеристика – кратность. Примерно 30%-50% звёзд образуют двойные, тройные и другие кратные системы.

Компоненты кратных систем движутся относительно друг друга. Иногда они находятся так близко друг к другу, что их невозможно наблюдать раздельно. Компоненты спектрально-двойных систем бывают расположены очень близко друг к другу, и иногда почти соприкасаются своими поверхностями. В таких случаях удается видеть интересные явления вытекания материи из звёзд.

Периоды вращения ТЕСНЫХ пар очень малы. Приблизительно от 18 мин. Наличие звезды расположенной слишком близко, мешает нормальной эволюции звезды. При этом может возникнуть неустойчивость, приводящая к повторяющимся вспышкам через сотни тысяч лет.

Массы компонент двойных систем обычно меняются в небольших пределах. Чаще массы их одинаковы, либо близки. Хотя случается и так, что масса одной компоненты в 10 раз больше другой, а светимость отличается в тысячи раз. Среди компонент также могут встречаться белые карлики (хорошим примером в данном случае служит Сириус). Бывает и так, что одна из компонент настолько мала, что её невозможно наблюдать ни в какие телескопы, эти компоненты называются невидимыми спутниками. Факт двойственности систем с невидимыми спутниками устанавливается благодаря небольшому колебанию звёзд. Наблюдение таких спутников очень нелёгкая задача. Наблюдения показывают что в сфере в 10ПК окружающей нас из 53 звёзд 5 имеют невидимые спутники.

Не так давно было обнаружено, что некоторые, а возможно и большинство звёзд имеют собственные планеты. Это можно определить тремя основными способами. Первый из них заключается в следующем. Медленное перемещение звезды по небу, обусловленное её движением относительно Солнца, должно дополняться волновыми колебаниями. Другой способ назван спектроскопическим. Движение звезды по орбите вокруг центра масс должно вызвать периодические колебания. Этот период колебания должен быть равен периоду вращения. Однако этот эффект ничтожно мал. Третий способ называется фотометрический. Он сводится к измерению блеска звёзд во время прохождения мимо них планет. Но эффективность этого способа по понятным причинам сводится практически к нулю. Наиболее эффективные наблюдения можно вести только из космоса, т.к. там нет атмосферных помех.

Естественно считать, что кратность звёзд и наличие планетных систем – это одно и тоже распространённое явление.

Как же появляются эти кратные системы… Ранее предлагались гипотезы, согласна которым первоначальная звезда делилась на две компоненты. Причиной деления могла быть центробежная сила. Однако гипотезы деления не смогли объяснить результат наблюдения. Также была гипотеза о том, что одна звезда может захватить другую, тем самым образовав систему. Хотя она противоречит наблюдениям. Все факты говорят о том, что кратные системы образовываются из одного газопылевого облака.

Вращение звёзд

Звёзды вращаются с разными скоростями (от 2 до 500км/с). Их скорость вращения зависит от многих факторов. Вращение звезды можно определить по четкости линий спектра некоторых элементов звезды. Экваториальная скорость вращения Солнца 2км/с, хотя многие звёзды превосходят её в 200 раз.

Было установлено, что скорости вращения звёзд закономерно связаны с их спектральным классом. Быстрее всего вращаются массивные и горячие звёзды класса О и В, в то время, как карлики класса М почти не вращаются.(Виды звезд.) Замечу, что где-то вблизи класса F5 скорость вращения очень резко уменьшается.

Что же так влияет на потерю момента количества движения у более холодных звёзд? Рассмотрим пример. Солнце относиться к классу G2, имеет скорость вращения 2км/с и систему из 8 планет. Что будет с Солнцем, если все его планеты с ним сольются? Момент количества движения всех тел должен будет сохраниться, а масса всех планет очень мала по сравнению с Солнцем. Оно стало бы вращаться в 50 раз быстрее, чем сейчас. Следовательно, экваториальная скорость вращения Солнца стала бы почти 100км/с. Но это уже нормальная скорость вращения массивных звёзд. Можно сделать вывод, что большая часть скорости вращения Солнца была когда-то передана планетам. Можно предположить что у большинства медленно вращающихся звёзд есть планеты. Передача движения от звезды к планетам может осуществляться за счёт магнитного поля этой самой звезды.

По мере сжатия туманность (протозвезда) будет вращаться вокруг своей оси всё быстрее и быстрее. Наступает состояние неустойчивости, и часть вещества отделяется от протозвезды образуя экваториальный диск. Однако, силовые линии протозвезды проходят через этот диск.

При наличии такой связи, из-за натяжения силовых линий, вращение звезды будет тормозиться, а диск всё дальше будет отходить и постепенно размажется, и часть его вещества превратится в планеты унося с собой часть момента. У более горячих звёзд такой процесс не происходит из-за того, что масса отделившегося от звезды диска не очень велика и он не так тормозит вращение.

В 1962 году астрофизик Шацман обратил внимание на то, что звезда может терять свой момент и без образования планет. За счёт выделения огромного количества заряженных частиц (корпускул).

Самые яркие звёзды

Самые яркие звёзды, которые можно наблюдать с земли в телескоп.

No

Название

Расстояние, св. лет

Видимая величина

Абсолютная величина

Спектральный класс

0 Солнце 1 а. е. −26.72 4.8 G2V
1 Сириус (α Большого Пса) 8.6 −1.46 1.4 A1Vm
2 Канопус (α Киля) 74 −0.72 −2.5 A9II
3 α Центавра 4.3 −0.27 4.4 G2V+K1V
4 Арктур (α Волопаса) 34 −0.04 0.2 K1.5IIIp
5 Вега (α Лиры) 25 0.03 (перем) 0.6 A0Va
6 Капелла (α Возничего) 41 0.08 0.4 G6III + G2III
7 Ригель (β Ориона) ~1400 0.12 −8.1 B81ae
8 Процион (α Малого Пса) 11.4 0.38 2.6 F5IV-V
9 Ахернар (α Эридана) 69 0.46 −1.3 B3Vnp
10 Бетельгейзе (α Ориона) ~1400 0.50 (перем) −7.2 M2Iab
11 Хадар (β Центавра) 320 0.61 (перем) −4.4 B1III
12 Акрукс (α Южного Креста) 510 0.76 −4.6 B0.5Iv + B1Vn
13 Альтаир (α Орла) 16 0.77 2.3 A7Vn
14 Альдебаран (α Тельца) 60 0.85 (перем) −0.3 K5III
15 Антарес (α Скорпиона) ~520 0.96 (перем) −5.2 M1.5Iab
16 Спика (α Девы) 220 0.98 (перем) −3.2 B1V
17 Поллукс (β Близнецов) 40 1.14 0.7 K0IIIb
18 Фомальгаут (α Южной Рыбы) 22 1.16 2.0 A3Va
19 Бекрукс (β Южного Креста) 460 1.25 (перем) −4.7 B0.5III
20 Денеб (α Лебедя) 1500 1.25 −7.2 A2Ia
21 Регул (α Льва) 69 1.35 −0.3 B7Vn
22 Адара (ε Большого Пса) 570 1.50 −4.8 B2II
23 Кастор (α Близнецов) 49 1.57 0.5 A1V + A2V
24 Гакрукс (γ Южного Креста) 120 1.63 (перем) −1.2 M3.5III
25 Шаула (λ Скорпиона) 330 1.63 (перем) −3.5 B1.5IV

 

Автор статьи: Михаил Карневский

Ресурс: http://www.astrotime.ru/north_star.html

Виды звезд

Во Вселенной существуем множество различных звезд. Большие и маленькое, горячие и холодные, заряженные и не заряженными. Попробуем дать в этой статье классификацию основных видов звезд.

sverhnovayaBIG

Одной из классификаций звезд является спектральная классификация. Согласно этой классификации звезды относят в тот или иной класс согласно их спектру. Спектральная классификация звезд служит многим задачам звездной астрономии и астрофизики. Качественное описание наблюдаемого спектра позволяет оценить важные астрофизические характеристики звезды, такие как эффективная температура ее поверхности, светимость и, в отдельных случаях, особенности химического состава.

Некоторые звезды не попадают не в один из классов этой таблицы. Такие звезды называют пекулярными. Их спектры не укладываются в температурную последовательность O—B—A—F—G—K—M. Хотя, зачастую такие звезды представляют собой определенные эволюционные стадии вполне нормальных звезд, либо представляют звезды, не совсем характерные для ближайших окрестностей Солнца (бедные металлами звезды, такие как звезды шаровых скоплений и галоГалактики). В частности к звездам с пекулярными спектрами относятся звезды с различными особенностями химического состава, что проявляется в усилении или ослаблении спектральных линий некоторых элементов.Виды звезд

Хорошо разобраться в классификации звезд позволяет диаграмма Герцшпрунга — Рассела. Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звезды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки. Диаграмма предложена в 1910 независимо Э. Герцшпрунгом и Г. Расселом. Она используется для классификации звезд и соответствует современным представлениям о звездной эволюции.

Большая часть звезд находится на так называемой главной последовательности. Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90% времени эволюции большинства звезд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр.

Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития звезды подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты. Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К таким, например, относится наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды называются желтыми карликами. 

Звезда могут наблюдаться красным гигантом в момент звездообразования и на поздних стадиях развития. На ранней стадии развития звезда излучает за счет гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии, до того момента пока сжатие не будет остановлено начавшейся термоядерной реакцией. На поздних стадиях эволюции звезд, после выгорания водорода в их недрах, звезды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга — Рассела: этот этап длится ~ 10% от времени «активной» жизни звезд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звездных недрах идут реакции нуклеосинтеза.

Звезда гигант имеет сравнительно низкую температура поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий 800 солнечных и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами.

Звезды карлики являются противоположностью гигантов и включают в себя несколько различных подвидов:

  • Белый карлик — проэволюционировавшие звезды с массой не превышающей 1,4 солнечных массы, лишенные собственных источников термоядерной энергии. Диаметр таких звезд может быть в сотни раз меньше солнечного, а потому плотность может быть в 1 000 000 раз больше плотности воды.
  • Красный карлик — маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М или верхний К. Они довольно сильно отличаются от других звезд. Диаметр и масса красных карликов не превышает трети солнечной (нижний предел массы — 0,08 солнечной, за этим идут коричневые карлики).
  • Коричневый карлик — субзвездные объекты с массами в диапазоне 5—75 масс Юпитера (и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.
  • Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики — холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принято считать планетами.
  • Черный карлик — остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.

Кроме перечисленных, существует еще несколько продуктов эволюции звезд:

  • Нейтронная звезда. Звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10-20 км в диаметре. Плотность таких звезды может достигать 1000 000 000 000 плотностей воды. А магнитное поле во столько же раз больше магнитного поля земли. Такие звезды состоят в основном из нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. Часто такие звезды представляют собой пульсары.
  • Новая звезда. Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызываю вспышку светимости.
  • Сверхновая звезда — это звезда, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.
  •  Двойная звезда — это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс. Иногда встречаются системы из трех и более звезд, в таком общем случае система называется кратной звездой. В тех случаях, когда такая звездная система не слишком далеко удалена от Земли, в телескоп удается различить отдельные звезды. Если же расстояние значительное, то понять, что перед астрономами двойная звезда удается только по косвенным признакам — колебаниям блеска, вызываемым периодическими затмениями одной звезды другою и некоторым другим.

Многообразие звезд во Вселенной неисчерпаемо, и возможно существуют еще звезды или продукты их эволюции, которые не вошли в эту классификацию.

Автор статьи:
Михаил Карневский

Эволюция звёзд

Имеется большое количество аргументов, что звёзды образуются путём конденсации межзвёздной среды. Путём наблюдений удалось определить что звёзды возникали в разное время и возникают по сей день.

Главной проблемой в эволюции звёзд является вопрос о возникновении их энергии, благодаря которой они светятся и излучают огромное количество энергии. Ранее выдвигалось много теорий, которые были призваны выявить источники энергии звёзд. Считали, что непрерывным источником звёздной энергии является непрерывное сжатие. Этот источник конечно хорош, но не может поддерживать соответствующее излучение в течении долгого времени. В середине XX века был найден ответ на этот вопрос. Источником излучения является термоядерные реакции синтеза. В результате этих реакций водород превращается в гелий, а освобождающаяся энергия проходит сквозь недра звезды, трансформируется и излучается в мировое пространство (стоит отметить, что чем больше температура, тем быстрее идут эти реакции; именно поэтому горячие массивные звёзды быстрее сходят с главной последовательности).

Теперь представим возникновение звезды…

Начало конденсироваться облако межзвёздной газопылевой среды. Из этого облака образуется довольно плотный газовый шар. Давление внутри шара пока не в силах уравновесить силы притяжения, поэтому он будет сжиматься (возможно в это время вокруг звезды образуются сгустки с меньшей массой, которые в итоге превращаются в планеты). При сжатии температура повышается. Таким образом, звёзда постепенно садится на главную последовательность. Затем давление газа внутри звезды уравновешивает притяжение и протозвёзда превращается в звезду.

Звезды

Ранняя стадия эволюции звёзды очень не велика и звезда в это время погружена в туманность, поэтому протозвезду очень тяжело обнаружить.

Превращение водорода в гелий происходит только в центральных областях звезды. В наружных слоях содержание водорода остаётся практически неизменным. Так как количество водорода ограничено, рано или поздно он выгорает. Выделение энергии в центре звезды прекращается и ядро звёзды начинает сжиматься, а оболочка разбухать. Далее если звезда меньше 1,2 массы солнца, она сбрасывает наружный слой (образование планетарной туманности).

После того, как от звёзды отделяется оболочка, открываются её внутренние очень горячие слои, а оболочка тем временем отходит всё дальше. Через несколько десятков тысяч лет оболочка распадётся и останется только очень горячая и плотная звезда, постепенно остывая она превратится в белый карлик. Постепенно остывая они превращаются в невидимые чёрные карлики. Чёрные карлики – это очень плотные и холодные звёзды, размером чуть больше Земли, но имеющие массу сравнимую с массой солнца. Процесс остывания белых карликов длится несколько сотен миллионов лет.

Если масса звезды от 1,2 до 2,5 солнечной, то такая звёзда взорвётся. Этот взрыв называется вспышкой сверхновой. Вспыхнувшая звезда за несколько секунд увеличивает свою светимость в сотни миллионов раз. Такие вспышки происходят крайне редко. В нашей Галактике взрыв сверхновой происходит, примерно, раз в сто лет. После подобной вспышки остаётся туманность, которая имеет большое радиоизлучение, а также очень быстро разлетается, и так называемая нейтронная звезда (об этом чуть позже). Помимо огромного радиоизлучения такая туманность будет ещё источником рентгеновского излучения, но это излучение поглощается атмосферой земли, поэтому может наблюдаться лишь из космоса.

Существует несколько гипотез о причине взрывов звёзд (сверхновых), однако общепризнанной теории пока нет. Есть предположение, что это происходит из-за слишком быстрого спада внутренних слоёв звезды к центру. Звезда быстро сжимается до катастрофически маленького размера порядка 10км, а плотность её в таком состоянии составляет 1017 кг/м3, что близко к плотности атомного ядра. Эта звезда состоит из нейтронов (при этом электроны, как бы вдавливаются в протоны), именно поэтому она называется «НЕЙТРОННОЙ». Её начальная температура около миллиарда кельвинов, но в дальнейшем она будет быстро остывать.

 

Эта звезда из-за её маленького размера и быстрого остывания долгое время считалась невозможной для наблюдения. Но через некоторое время были обнаруженыпульсары. Эти пульсары и оказались нейтронными звёздами. Названы они так из-за кратковременного излучения радиоимпульсов. Т.е. звезда как бы «мигает». Это открытие было сделано совершенно случайно и не так давно, а именно в 1967 году. Эти периодичные импульсы обусловлены тем, что при очень быстром вращении мимо нашего взгляда постоянно мелькает конус магнитной оси, которая образует угол с осью вращения.

Пульсар может быть обнаружен только для нас условиях ориентирования магнитной оси, а это примерно 5% из их общего количества. Часть пульсаров не находится в радио туманностях, так как туманности сравнительно быстро рассеиваются. Через сотню тысяч лет эти туманности перестают быть видимыми, а возраст пульсаров исчисляется десятками миллионов лет.

Если масса звезды превышает 2,5 солнечные, то в конце своего существования она как бы обрушится в себя и будет раздавлена собственным весом. В считанные секунды она превратится в точку. Это явление получило название «гравитационный коллапс», а также этот объект стали называть «чёрной дырой».

Из всего выше сказанного видно, что финальная стадия эволюции звезды зависит от её массы, но при этом необходимо ещё учитывать неизбежную ею потерю этой самой массы и вращение.