Stelele pe care le observăm diferă atât ca culoare, cât și ca luminozitate. Luminozitatea unei stele depinde atât de masa ei, cât și de distanța până la ea. Și culoarea strălucirii depinde de temperatura de pe suprafața sa. Cele mai reci stele sunt roșii. Iar cele mai tari au o nuanță albăstruie. Stelele albe și albastre sunt cele mai fierbinți, mai calde decât Soarele. Steaua noastră, Soarele, aparține clasei de stele galbene.
Câte stele sunt pe cer?
Este aproape imposibil de calculat chiar și aproximativ numărul de stele din partea cunoscută a Universului. Oamenii de știință pot spune doar că în Galaxia noastră, care se numește „Calea Lactee”, ar putea exista aproximativ 150 de miliarde de stele. Și mai sunt și alte galaxii! Dar mult mai exact oamenii știu numărul de stele care pot fi văzute de pe suprafața Pământului cu ochiul liber. Există aproximativ 4,5 mii de astfel de stele.
Cum se nasc vedetele?
Dacă stelele sunt aprinse, înseamnă că cineva are nevoie de el? În spațiul exterior nesfârșit, există întotdeauna molecule ale celei mai simple substanțe din Univers - hidrogenul. Undeva este mai puțin hidrogen, undeva mai mult. Sub acțiunea forțelor de atracție reciprocă, moleculele de hidrogen sunt atrase unele de altele. Aceste procese de atracție pot dura foarte mult timp - milioane și chiar miliarde de ani. Dar, mai devreme sau mai târziu, moleculele de hidrogen sunt atrase atât de aproape unele de altele încât se formează un nor de gaz. Cu o atracție suplimentară în centrul unui astfel de nor, temperatura începe să crească. Vor mai trece milioane de ani, iar temperatura din norul de gaz poate crește atât de mult încât va începe reacția de fuziune termonucleară - hidrogenul va începe să se transforme în heliu și o nouă stea va apărea pe cer. Orice stea este o minge de gaz încinsă.
Durata de viață a stelelor variază semnificativ. Oamenii de știință au descoperit că, cu cât masa unei stele nou-născute este mai mare, cu atât durata de viață a acesteia este mai scurtă. Durata de viață a unei stele poate fi fie de sute de milioane de ani, fie de miliarde de ani.
An lumină
Un an lumină este distanța pe care o parcurge o rază de lumină într-un an, călătorind cu o viteză de 300 de mii de kilometri pe secundă. Și într-un an 31.536.000 de secunde! Deci, de la cea mai apropiată stea de noi, numită Proxima Centauri, o rază de lumină zboară de mai bine de patru ani (4,22 ani lumină)! Această stea este de 270 de mii de ori mai departe de noi decât Soarele. Iar restul stelelor sunt mult mai departe - la zeci, sute, mii și chiar milioane de ani lumină de noi. De aceea stelele ni se par atât de mici. Și chiar și în cel mai puternic telescop, spre deosebire de planete, acestea sunt întotdeauna vizibile ca puncte.
Ce este o constelație?
Din cele mai vechi timpuri, oamenii au privit stelele și au văzut în figuri bizare care formează grupuri de stele strălucitoare, imagini cu animale și eroi mitici. Astfel de figuri din firmament au început să fie numite constelații. Și, deși în firmament stelele incluse de oameni din cutare sau cutare constelație sunt vizual aproape una de cealaltă, în spațiul cosmic aceste stele se pot afla la o distanță considerabilă unele de altele. Cele mai cunoscute constelații sunt Ursa Major și Ursa Minor. Cert este că Steaua Polară intră în constelația Ursa Mică, care este indicată de polul nord al planetei noastre Pământ. Și știind cum să găsească Steaua Polară pe cer, orice călător și navigator va putea determina unde se află nordul și va naviga pe teren.
Supernove
La sfârșitul vieții, unele stele încep brusc să strălucească de mii și milioane de ori mai strălucitoare decât de obicei și aruncă mase uriașe de materie în spațiul înconjurător. Se spune că există o explozie de supernovă. Strălucirea supernovei dispare treptat, iar în cele din urmă, în locul unei astfel de stele rămâne doar un nor luminos. O explozie similară a supernovei a fost observată de astronomii antici din Orientul Apropiat și Îndepărtat pe 4 iulie 1054. Dezintegrarea acestei supernove a durat 21 de luni. Acum, în locul acestei stele, se află Nebuloasa Crabului, cunoscută de mulți fani ai astronomiei.
Rezumând această secțiune, observăm că
V. Tipuri de stele
Clasificarea spectrală principală a stelelor:
Pitici brune
Piticile brune sunt un tip de stea în care reacțiile nucleare nu au putut niciodată să compenseze pierderea de energie din cauza radiațiilor. Multă vreme, piticele maro au fost obiecte ipotetice. Existența lor a fost prezisă la mijlocul secolului al XX-lea, pe baza ideilor despre procesele care au loc în timpul formării stelelor. Cu toate acestea, în 2004, a fost descoperită pentru prima dată o pitică maro. Până în prezent, au fost descoperite multe stele de acest tip. Clasa lor spectrală este M - T. În teorie, se distinge o altă clasă - notată cu Y.
Pitici albi
La scurt timp după un flash de heliu, carbonul și oxigenul „se aprind”; fiecare dintre aceste evenimente determină o rearanjare puternică a stelei și deplasarea sa rapidă de-a lungul diagramei Hertzsprung - Russell. Dimensiunea atmosferei stelei crește și mai mult și începe să piardă intens gaz sub formă de fluxuri împrăștiate de vânt stelar. Soarta părții centrale a unei stele depinde complet de masa sa inițială: nucleul unei stele își poate încheia evoluția ca pitică albă (stele cu masă mică), dacă masa sa în etapele ulterioare ale evoluției depășește limita Chandrasekhar - ca o stea neutronică (pulsar), dacă masa ei depășește limita Oppenheimer - Volkov este ca o gaură neagră. În ultimele două cazuri, finalizarea evoluției stelare este însoțită de evenimente catastrofale - explozii de supernova.
Majoritatea covârșitoare a stelelor, inclusiv Soarele, își încheie evoluția, contractându-se până când presiunea electronilor degenerați echilibrează gravitația. În această stare, când dimensiunea stelei scade de o sută de ori și densitatea devine de un milion de ori mai mare decât cea a apei, steaua este numită pitică albă. Este lipsit de surse de energie și, răcindu-se treptat, devine întunecat și invizibil.
Giganți roșii
Giganții și supergiganții roșii sunt stele cu o temperatură efectivă destul de scăzută (3000 - 5000 K), dar cu o luminozitate enormă. Mărimea stelară absolută tipică a unor astfel de obiecte este de ~3m-0m (clasele de luminozitate I și III). Spectrul lor este caracterizat de prezența benzilor de absorbție moleculară, iar radiația maximă se încadrează în domeniul infraroșu.
Stele variabile
O stea variabilă este o stea a cărei strălucire s-a schimbat cel puțin o dată în întreaga istorie a observației sale. Există multe motive pentru variabilitate și pot fi asociate nu numai cu procese interne: dacă steaua este dublă și linia de vedere se află sau este la un unghi mic față de câmpul vizual, atunci o stea, care trece prin discul stea, o va eclipsa, iar luminozitatea se poate schimba, de asemenea, dacă lumina de la stea va trece printr-un câmp gravitațional puternic. Cu toate acestea, în majoritatea cazurilor, variabilitatea este asociată cu procese interne instabile. În cea mai recentă versiune a catalogului general de stele variabile, se adoptă următoarea diviziune:
Stele variabile eruptive- acestea sunt stele care își schimbă strălucirea datorită proceselor violente și erupțiilor în cromosferele și coroanele lor. Modificarea luminozității se produce de obicei din cauza modificărilor învelișului sau a pierderii de masă sub forma unui vânt stelar de intensitate variabilă și/sau interacțiune cu mediul interstelar.
Stele variabile pulsatorii sunt stele care prezintă expansiuni și contracții periodice ale straturilor lor de suprafață. Ondulurile pot fi radiale sau neradiale. Pulsațiile radiale ale stelei își lasă forma sferică, în timp ce pulsațiile non-radiale fac ca steaua să se abată de la forma sferică, iar zonele învecinate ale stelei pot fi în faze opuse.
Stele variabile rotative- sunt stele la care distributia luminozitatii pe suprafata este neomogena si/sau au forma nelipsoidala, drept urmare, atunci cand stelele se rotesc, observatorul le fixeaza variabilitatea. Neregularitățile de luminozitate ale suprafeței pot fi cauzate de pete sau neregularități de temperatură sau chimice cauzate de câmpurile magnetice ale căror axe nu coincid cu axa de rotație a stelei.
Stele variabile cataclismice (explozive și asemănătoare nova).... Variabilitatea acestor stele este cauzată de explozii, care sunt cauzate de procese explozive în straturile lor de suprafață (noi) sau adânci în adâncimea lor (supernova).
Eclipsarea sistemelor binare.
Binare variabile optice cu raze X dure
Noi tipuri de variabile- tipuri de variabilitate descoperite în procesul de publicare a catalogului și deci neincluse în clasele deja publicate.
Nou
Nova este un tip de variabilă cataclismică. Luminozitatea lor nu se schimbă la fel de puternic ca cea a supernovelor (deși amplitudinea poate fi de 9 m): cu câteva zile înainte de maxim, steaua este cu doar 2 m mai slabă. Numărul de astfel de zile determină cărei clase de noi aparține steaua:
Foarte rapid dacă timpul (notat ca t2) este mai mic de 10 zile.
Rapid - 11
Există o dependență a luminozității maxime nova de t2. Uneori, această dependență este folosită pentru a determina distanța până la stea. Maximul de flare în diferite intervale se comportă diferit: atunci când o scădere a radiației este deja observată în domeniul vizibil, o creștere a radiației ultraviolete continuă. Dacă se observă și un bliț în domeniul infraroșu, atunci maximul va fi atins numai după ce luminozitatea în ultraviolet scade. Astfel, luminozitatea bolometrică în timpul unei erupții rămâne neschimbată mult timp.
În Galaxia noastră, se pot distinge două grupuri de noi: discuri noi (în medie, sunt mai strălucitoare și mai rapide) și noi umflături, care sunt puțin mai lente și, în consecință, puțin mai slabe.
Supernove
Supernovele sunt stele care își încheie evoluția într-un proces exploziv catastrofal. Termenul „supernove” a fost folosit pentru a descrie stelele care au explodat mult (în ordine de mărime) mai puternice decât așa-numitele „stele noi”. De fapt, nici una, nici alta nu sunt noi din punct de vedere fizic, stelele deja existente explodează mereu. Dar, în mai multe cazuri istorice, acele stele care anterior erau aproape sau complet invizibile pe cer au izbucnit, ceea ce a creat efectul apariției unei noi stele. Tipul de supernovă este determinat de prezența liniilor de hidrogen în spectrul izbucnirii. Dacă este, înseamnă o supernovă de tip II, dacă nu, atunci o supernovă de tip I
Hipernova
Hypernova - prăbușirea unei stele extrem de grele după ce nu mai au rămas în ea surse care să susțină reacțiile termonucleare; cu alte cuvinte, este o supernova foarte mare. De la începutul anilor 1990, s-au observat explozii atât de puternice de stele, încât forța exploziei a depășit-o pe cea a unei supernove obișnuite de aproximativ 100 de ori, iar energia exploziei a depășit 1046 de jouli. În plus, multe dintre aceste explozii au fost însoțite de explozii de raze gamma foarte puternice. Un studiu intensiv al cerului a găsit mai multe argumente în favoarea existenței hipernovelor, dar până acum, hipernovele sunt obiecte ipotetice. Astăzi, termenul este folosit pentru a descrie exploziile stelelor cu mase de 100 până la 150 sau mai multe mase solare. Teoretic, hipernovele ar putea reprezenta o amenințare serioasă pentru Pământ din cauza unui focar radioactiv puternic, dar în prezent nu există stele în apropierea Pământului care ar putea reprezenta un astfel de pericol. Potrivit unor rapoarte, acum 440 de milioane de ani a avut loc o explozie a unei hipernove în apropierea Pământului. Izotopul de scurtă durată al nichelului, 56Ni, a venit probabil pe Pământ ca urmare a acestei explozii.
Stele neutronice
În stelele mai masive decât Soarele, presiunea electronilor degenerați nu poate conține compresia nucleului și continuă până când majoritatea particulelor se transformă în neutroni, împachetate atât de strâns încât dimensiunea stelei este măsurată în kilometri și densitatea este 280 de trilioane. ori densitatea apei. Un astfel de obiect se numește stea neutronică; echilibrul său este menținut prin presiunea materiei neutronice degenerate.
Orice stea - galbenă, albastră sau roșie - este o minge de gaz încinsă. Clasificarea modernă a corpurilor de iluminat se bazează pe mai mulți parametri. Acestea includ temperatura suprafeței, dimensiunea și luminozitatea. Culoarea unei stele vizibilă într-o noapte senină depinde în principal de primul parametru. Cele mai fierbinți corpuri de iluminat sunt albastre sau chiar albastre, cele mai reci sunt roșii. Stelele galbene, dintre care exemple sunt denumite mai jos, ocupă poziția de mijloc pe scara temperaturii. Printre aceste lumini se numără Soarele.
Diferențele
Corpurile încălzite la temperaturi diferite emit lumină la diferite lungimi de undă. Culoarea determinată de ochiul uman depinde de acest parametru. Cu cât lungimea de undă este mai mică, cu atât corpul este mai fierbinte și cu atât culoarea sa este mai apropiată de alb și albastru. Acest lucru este valabil și pentru stele.
Luminatele roșii sunt cele mai reci. Temperatura lor de suprafață atinge doar 3 mii de grade. Steaua este galbenă, ca Soarele nostru, deja fierbinte. Fotosfera sa se încălzește până la 6000º. Luminile albe sunt și mai fierbinți - de la 10 la 20 de mii de grade. În cele din urmă, stelele albastre sunt cele mai fierbinți. Temperatura lor de suprafață ajunge de la 30 la 100 de mii de grade.
Caracteristici generale
Caracteristicile piticii galbene
Mici ca dimensiuni, corpurile de iluminat se caracterizează printr-o speranță de viață impresionantă. acest parametru este de 10 miliarde de ani. Soarele este acum situat aproximativ la mijlocul ciclului său de viață, adică mai are aproximativ 5 miliarde de ani până să părăsească Secvența Principală și să se transforme într-o gigantă roșie.
Steaua, galbenă și aparținând tipului „pitic”, are dimensiuni asemănătoare cu cele ale soarelui. Sursa de energie pentru astfel de corpuri de iluminat este sinteza heliului din hidrogen. Trec la următoarea etapă de evoluție după ce hidrogenul se termină în miez și heliul începe să ardă.
Pe lângă Soare, piticii galbeni includ A, Alpha of the Northern Crown, Mu Bootes, Tau Ceti și alte lumini.
Subgiganți galbeni
Stelele asemănătoare soarelui încep să se schimbe după ce rămân fără hidrogen. Când heliul se aprinde în miez, lumina se va extinde și se va transforma în Cu toate acestea, această etapă nu vine imediat. Straturile exterioare încep să ardă. Steaua a părăsit deja secvența principală, dar nu s-a extins încă - este în stadiul de subgigant. Masa unui astfel de corp de iluminat variază de obicei de la 1 la 5
Etapa subgiantei galbene poate fi trecută și mai impresionantă ca stele de dimensiune. Cu toate acestea, pentru ei această etapă este mai puțin pronunțată. Cel mai faimos subgiant de astăzi este Procyon (Alpha Canis Minor).
O adevărată raritate
Stelele galbene, ale căror nume au fost date mai sus, aparțin unor tipuri destul de comune în Univers. Situația este diferită cu hipergiganții. Aceștia sunt adevărați giganți, considerați a fi cei mai grei, mai strălucitori și mai mari și, în același timp, au cea mai scurtă speranță de viață. Majoritatea hipergiganților cunoscuți sunt variabile albastre strălucitoare, dar printre ele există stele albe, galbene și chiar roșii.
Printre astfel de corpuri cosmice rare se numără, de exemplu, Rho Cassiopeia. Este o hipergigantă galbenă cu o luminozitate de 550 de mii de ori înaintea Soarelui. Este la 12.000 depărtare de planeta noastră.Într-o noapte senină, poate fi văzut cu ochiul liber (luminozitate vizibilă - 4,52m).
Supergianti
Hipergiganții sunt un caz special de supergiganți. Acesta din urmă include și stele galbene. Ele, potrivit astronomilor, reprezintă o etapă de tranziție în evoluția luminilor de la supergigant albastru la roșu. Cu toate acestea, în stadiul unei supergigante galbene, o stea poate exista mult timp. De regulă, în această etapă de evoluție, luminarii nu mor. Pe toată durata studiului spațiului cosmic, au fost înregistrate doar două supernove, generate de supergiganți galbeni.
Aceste lumini includ Canopus (Alpha Carina), Rastaban (Beta Dragon), Beta Vărsător și alte câteva obiecte.
După cum puteți vedea, fiecare stea, galbenă ca Soarele, are caracteristici specifice. Cu toate acestea, toate au ceva în comun - este culoarea, care este rezultatul încălzirii fotosferei la anumite temperaturi. Pe lângă cele numite, astfel de lumini includ Epsilon of the Shield și Beta Crow (giganți strălucitori), Delta Triunghiului Sudic și Beta Giraffe (supergiganți), Capella și Vindemiatrix (giganți) și multe alte corpuri spațiale. Trebuie remarcat faptul că culoarea indicată în clasificarea unui obiect nu coincide întotdeauna cu cea vizibilă. Acest lucru se datorează faptului că adevărata nuanță a luminii este distorsionată de gaz și praf și după trecerea prin atmosferă. Pentru a determina culoarea, astrofizicienii folosesc aparatul spectrograf: acesta oferă informații mult mai precise decât ochiul uman. Datorită lui, oamenii de știință pot distinge stelele albastre, galbene și roșii situate la distanțe mari de noi.
Nu ne gândim niciodată că poate mai există un fel de viață în afară de planeta noastră, în afară de sistemul nostru solar. Poate că pe unele dintre planetele care orbitează o stea albastră, albă sau roșie, sau poate o stea galbenă, există viață. Poate că există o altă planetă de același fel, pământul, pe care trăiesc aceiași oameni, dar încă nu știm nimic despre el. Sateliții noștri, telescoapele au descoperit o serie de planete pe care viața este posibilă, dar aceste planete sunt la zeci de mii și chiar milioane de ani lumină distanță.
Stele albastre în urmă - stele albastre
Stelele din clustere de stele globulare, a căror temperatură este mai mare decât cea a stelelor obișnuite, iar spectrul se caracterizează printr-o deplasare semnificativă către regiunea albastră decât cea a clusterelor cu luminozitate similară, sunt numite stele albastre întârziate. Această caracteristică le permite să iasă în evidență față de alte stele din acest cluster pe diagrama Hertzsprung-Russell. Existența unor astfel de stele respinge toate teoriile evoluției stelare, a căror esență este aceea că pentru stelele care au apărut în același interval de timp, se presupune că ar trebui să fie situate într-o regiune bine definită a diagramei Hertzsprung-Russell. În acest caz, singurul factor care afectează locația exactă a unei stele este masa sa inițială. Apariția frecventă a stelelor întârziate albastre în afara curbei menționate mai sus poate fi o confirmare a existenței unui astfel de lucru ca o evoluție stelară anormală. 
Experții care încearcă să explice natura apariției lor au prezentat mai multe teorii. Cel mai probabil dintre ele indică faptul că aceste stele albastre în trecut au fost binare, după care au început sau sunt acum în proces de fuziune. Rezultatul fuziunii a două stele este apariția unei noi stele, care are o masă, luminozitate și temperatură mult mai mari decât stelele de aceeași vârstă.
Dacă corectitudinea acestei teorii poate fi dovedită cumva, teoria evoluției stelare ar pierde problemele sub formă de laggards albaștri. Steaua rezultată ar conține mai mult hidrogen, care s-ar comporta similar cu o stea tânără. Există fapte care susțin această teorie. Observațiile au arătat că cel mai adesea stelele întârziate se găsesc în regiunile centrale ale clusterelor globulare. Ca urmare a numărului predominant de stele cu volum unitar acolo, pasajele apropiate sau coliziunile devin mai probabile.
Pentru a testa această ipoteză, este necesar să se studieze pulsația rătăciților albaștri, deoarece pot exista unele diferențe între proprietățile asteroseismologice ale stelelor îmbinate și variabilele pulsatoare în mod normal. Trebuie remarcat faptul că este destul de dificil să măsurați ondulația. Acest proces este, de asemenea, afectat negativ de supraaglomerarea cerului înstelat, de mici fluctuații ale pulsațiilor rătăciților albaștri, precum și de raritatea variabilelor acestora.
Unul dintre exemplele fuziunii a putut fi observat în august 2008, când un astfel de incident a afectat obiectul V1309, a cărui luminozitate, după detectare, a crescut de câteva zeci de mii de ori, iar după câteva luni a revenit la valoarea inițială. Ca urmare a observațiilor de 6 ani, oamenii de știință au ajuns la concluzia că acest obiect este două stele, a căror perioadă de rotație una în jurul celeilalte este de 1,4 zile. Aceste fapte i-au determinat pe oamenii de știință să creadă că în august 2008 a avut loc procesul de fuziune a acestor două stele.
Persoanele albastre sunt caracterizate de un cuplu ridicat. De exemplu, o stea din mijlocul Clusterului 47 Toucan se învârte de 75 de ori viteza Soarelui. Conform ipotezei, masa lor este de 2-3 ori masa altor stele care se află în cluster. De asemenea, cu ajutorul cercetărilor, s-a constatat că dacă stelele albastre sunt apropiate de orice alte stele, atunci acestea din urmă vor avea un procent de oxigen și carbon mai mic decât cel al vecinilor lor. Probabil, stelele trag aceste substanțe de pe alte stele care se mișcă de-a lungul orbitei lor, drept urmare luminozitatea și temperatura lor cresc. În stelele „jefuite” se găsesc locuri în care a avut loc procesul de transformare a carbonului original în alte elemente.
Nume de stele albastre - exemple
Rigel, Gamma Sails, Alpha Giraffe, Zeta Orion, Tau Big Dog, Zeta Poop
Stele albe - stele albe
Friedrich Bessel, care a condus Observatorul Königsberg, a făcut o descoperire interesantă în 1844. Omul de știință a observat cea mai mică abatere a celei mai strălucitoare stele de pe cer - Sirius, de la traiectoria sa pe cer. Astronomul a sugerat că Sirius avea un satelit și a calculat, de asemenea, perioada aproximativă de rotație a stelelor în jurul centrului lor de masă, care era de aproximativ cincizeci de ani. Bessel nu a găsit sprijin adecvat de la alți oameni de știință, de atunci nimeni nu a fost capabil să detecteze satelitul, deși din punct de vedere al masei sale ar fi trebuit să fie comparabil cu Sirius.
Și numai 18 ani mai târziu, Alvan Graham Clark, care testa cel mai bun telescop din acele vremuri, a fost descoperită o stea albă slabă lângă Sirius, care s-a dovedit a fi însoțitorul ei, numit Sirius V.
Suprafața acestei stele albe este încălzită la 25 de mii Kelvin, iar raza sa este mică. Luând în considerare acest lucru, oamenii de știință au concluzionat că satelitul are o densitate mare (la nivelul de 106 g/cm 3 , în timp ce densitatea lui Sirius în sine este de aproximativ 0,25 g/cm 3 , iar cea a Soarelui - 1,4 g/cm 3 ). 3). 55 de ani mai târziu (în 1917), a fost descoperită o altă pitică albă, numită după omul de știință care a descoperit-o - steaua van Maanen, care se află în constelația Pești.
Nume de stele albe - exemple
Vega în constelația Lyra, Altair în constelația Vultur, (vizibil vara și toamna), Sirius, Castor.
Stele galbene - stele galbene
Se obișnuiește să se numească piticele galbene stele mici din secvența principală, a căror masă se află în masa Soarelui (0,8-1,4). Judecând după nume, astfel de stele au o strălucire galbenă, care este eliberată în timpul procesului de fuziune termonucleară din hidrogenul de heliu.
Suprafața unor astfel de stele se încălzește până la temperaturi de 5-6 mii Kelvin, iar tipurile lor spectrale sunt în intervalul G0V și G9V. Pitica galbenă trăiește aproximativ 10 miliarde de ani. Arderea hidrogenului într-o stea face ca aceasta să se înmulțească și să se transforme într-o gigantă roșie. Un exemplu de gigant roșu este Aldebaran. Astfel de stele pot forma nebuloase planetare scăpând de straturile exterioare de gaz. În acest caz, se realizează transformarea nucleului într-o pitică albă, care are o densitate mare.
Dacă luăm în considerare diagrama Hertzsprung-Russell, atunci stelele galbene de pe ea se află în partea centrală a secvenței principale. Deoarece Soarele poate fi numit o pitică galbenă tipică, modelul său este destul de potrivit pentru a lua în considerare modelul general al piticilor galbeni. Dar există și alte stele galbene caracteristice pe cer, ale căror nume sunt Alhita, Dabih, Toliman, Khara etc. aceste stele nu sunt foarte strălucitoare. De exemplu, același Toliman, care, dacă nu țineți cont de Proxima Centauri, este cel mai aproape de Soare, are magnitudinea 0-a, dar în același timp luminozitatea sa este cea mai mare dintre toate piticele galbene. Această stea este situată în constelația Centaurus, este și o verigă într-un sistem complex, care include 6 stele. Clasa spectrală a lui Toliman este G. Dar Dabih, situată la 350 de ani lumină de noi, aparține clasei spectrale F. Dar luminozitatea sa ridicată se datorează prezenței unei stele din apropiere aparținând clasei spectrale - A0.
Pe lângă Toliman, clasa spectrală G are HD82943, care se află pe secvența principală. Această stea, datorită compoziției sale chimice și temperaturii similare cu Soarele, are și două planete mari. Cu toate acestea, forma orbitelor acestor planete este departe de a fi circulară; prin urmare, abordările lor de HD82943 apar relativ des. În prezent, astronomii au reușit să demonstreze că mai devreme această stea avea un număr mult mai mare de planete, dar de-a lungul timpului le-a absorbit pe toate.
Nume de stele galbene - exemple
Toliman, Star HD 82943, Hara, Dabih, Alhita
Stele roșii - stele roșii
Dacă măcar o dată în viață ai văzut în lentila telescopului tău stele roșii pe cer care au ars pe un fundal negru, atunci reamintirea acestui moment te va ajuta să-ți imaginezi mai clar ce va fi scris în acest articol. Dacă nu ați mai văzut niciodată astfel de stele, asigurați-vă că încercați să le găsiți data viitoare. 
Dacă iei o listă cu cele mai strălucitoare stele roșii de pe cer, care pot fi găsite cu ușurință chiar și cu un telescop amator, vei descoperi că toate sunt carbon. Primele stele roșii au fost descoperite în 1868. Temperatura acestor giganți roșii este scăzută, în plus, straturile lor exterioare sunt umplute cu cantități uriașe de carbon. Dacă mai devreme astfel de stele erau două clase spectrale - R și N, acum oamenii de știință le-au identificat într-o clasă generală - C. Fiecare clasă spectrală are subclase - de la 9 la 0. În același timp, clasa C0 înseamnă că steaua are o clasă mai mare. temperatură, dar mai puțin roșie decât stelele C9. De asemenea, este important ca toate stelele dominate de carbon să fie în mod inerent variabile: cu perioadă lungă, semiregulate sau neregulate.
În plus, două stele, numite variabile semiregulare roșii, au fost incluse în această listă, dintre care cea mai cunoscută este m Cephei. William Herschel, care a botezat-o „rodie”, a devenit interesat de culoarea ei roșie neobișnuită. Astfel de stele se caracterizează printr-o schimbare neregulată a luminozității, care poate dura de la câteva zeci la câteva sute de zile. Astfel de stele variabile aparțin clasei M (stelele sunt reci, a căror temperatură la suprafață este de la 2400 la 3800 K).
Având în vedere faptul că toate stelele din rating sunt variabile, este necesar să se clarifice denumirile. Este în general acceptat că stelele roșii au un nume care constă din două componente - litera alfabetului latin și numele variabilei constelației (de exemplu, T Hare). Prima variabilă care a fost descoperită în această constelație i se atribuie litera R și așa mai departe, până la litera Z. Dacă există multe astfel de variabile, este prevăzută o combinație dublă de litere latine - de la RR la ZZ. Această metodă permite „denumirea” a 334 de obiecte. În plus, este posibilă desemnarea stelelor cu litera V în combinație cu un număr de serie (V228 Cygnus). Prima coloană a ratingului este atribuită desemnării variabilelor.
Următoarele două coloane din tabel indică locațiile stelelor în anul 2000.0. Ca urmare a popularității crescute a atlasului Uranometria 2000.0 în rândul pasionaților de astronomie, ultima coloană a clasamentului afișează numărul diagramei de căutare pentru fiecare stea din clasament. În acest caz, prima cifră este afișarea numărului de volum, iar a doua este numărul de serie al cardului.
Evaluarea afișează, de asemenea, mărimile maxime și minime ale mărimilor. Trebuie amintit că cea mai mare saturație de roșu se observă în stele, a căror luminozitate este minimă. Pentru stelele a căror perioadă de variabilitate este cunoscută, aceasta este afișată ca număr de zile, în timp ce obiectele care nu au perioada corectă sunt afișate ca Irr.
Nu este nevoie de multă îndemânare pentru a găsi o stea de carbon, doar suficient pentru ca telescopul tău să o poată vedea. Chiar dacă dimensiunea sa este mică, culoarea roșie pronunțată ar trebui să vă atragă atenția. Prin urmare, nu ar trebui să vă supărați dacă nu le puteți detecta imediat. Este suficient să folosiți atlasul pentru a găsi o stea strălucitoare din apropiere și apoi să treceți de la ea la cea roșie.
Stelele de carbon sunt văzute diferit de diferiți observatori. Pentru unii, seamănă cu rubine sau cărbune care arde în depărtare. Alții văd nuanțe purpurie sau roșu-sânge în astfel de stele. Pentru început, ratingul conține o listă cu șase dintre cele mai strălucitoare stele roșii, care au găsit și pe care le puteți bucura la maxim de frumusețea lor.
Nume de stele roșii - exemple
Diferențele stelelor după culoare
Există o mare varietate de stele cu nuanțe de culoare de nedescris. Drept urmare, chiar și o constelație a fost numită „Cutie de bijuterii”, care se bazează pe stele albastre și safir, iar în centrul ei se află o stea portocalie strălucitoare. Dacă luăm în considerare soarele, atunci are o culoare galben pal.
Factorul direct care afectează diferența de culoare dintre stele este temperatura lor de suprafață. Explicația este simplă. Lumina prin natura sa este radiație sub formă de unde. Lungimea de undă este distanța dintre crestele sale și este foarte mică. Pentru a-l imagina, trebuie să împărțiți 1 cm în 100 de mii de părți identice. Câteva dintre aceste particule vor alcătui lungimea de undă a luminii.
Având în vedere că acest număr se dovedește a fi destul de mic, fiecare, chiar și cea mai mică, modificare a acestuia va fi motivul pentru care imaginea pe care o observăm se va schimba. La urma urmei, viziunea noastră percepe diferite lungimi de undă de lumină ca culori diferite. De exemplu, undele albastre au o lungime de undă de 1,5 ori mai scurtă decât cea a roșiilor.
De asemenea, aproape fiecare dintre noi știe că temperatura poate avea cel mai direct efect asupra culorii corpului. De exemplu, puteți lua orice obiect metalic și îl puteți pune pe foc. Va deveni roșu în timpul încălzirii. Dacă temperatura focului ar crește semnificativ, s-ar schimba și culoarea obiectului - de la roșu la portocaliu, de la portocaliu la galben, de la galben la alb și, în final, de la alb la albastru-alb.
Deoarece Soarele are o temperatură la suprafață în regiunea de 5,5 mii 0 C, este un exemplu tipic de stele galbene. Dar cele mai fierbinți stele albastre se pot încălzi până la 33 de mii de grade.
Culoarea și temperatura au fost legate de oamenii de știință folosind legile fizice. Deci temperatura corpului este direct proporțională cu radiația sa și invers proporțională cu lungimea de undă. Undele albastre au lungimi de undă mai scurte în comparație cu roșii. Gazele fierbinți emit fotoni, a căror energie este direct proporțională cu temperatura și invers proporțională cu lungimea de undă. De aceea, intervalul de emisie albastru-albastru este caracteristic celor mai fierbinți stele.
Deoarece combustibilul nuclear de pe stele nu este nelimitat, acesta tinde să fie consumat, ceea ce duce la răcirea stelelor. Prin urmare, stelele de vârstă mijlocie sunt galbene, în timp ce stelele vechi sunt roșii.
Ca urmare a faptului că Soarele este foarte aproape de planeta noastră, este posibil să-i descriem cu precizie culoarea. Dar pentru stelele aflate la un milion de ani lumină distanță, sarcina devine mai complicată. Pentru aceasta este folosit un dispozitiv numit spectrograf. Prin ea, oamenii de știință trec lumina emisă de stele, în urma căreia este posibil să se analizeze spectral aproape orice stea.
În plus, folosind culoarea stelei, puteți determina vârsta acesteia, deoarece formulele matematice permit utilizarea analizei spectrale pentru a determina temperatura unei stele, din care este ușor de calculat vârsta acesteia.
Videoclipuri cu secretele vedetelor vizionate online
ce culoare au stelele? și de ce?
- Stelele vin în toate culorile curcubeului. Pentru că au temperaturi și compoziții diferite.
http://www.pockommoc.ru/color.php- Stelele au o mare varietate de culori. Arcturus are o nuanță galben-portocalie, Rigel este albastru-alb, Antares este roșu aprins. Culoarea dominantă în spectrul unei stele depinde de temperatura suprafeței acesteia. Învelișul gazos al unei stele se comportă aproape ca un emițător ideal (un corp absolut negru) și respectă în totalitate legile clasice ale radiațiilor lui M. Planck (18581947), J. Stefan (18351893) și V. Wien (18641928), care relaționează temperatura corpului și natura radiațiilor sale. Legea lui Planck descrie distribuția energiei în spectrul unui corp. El subliniază că odată cu creșterea temperaturii, fluxul total de radiații crește, iar maximul din spectru se deplasează către unde scurte. Lungimea de undă (în centimetri) la care cade radiația maximă este determinată de legea lui Wien: lmax = 0,29 / T. Această lege explică culoarea roșie a lui Antares (T = 3500 K) și culoarea albăstruie a lui Rigel (T = 18000 K).
CLASIFICARE SPECTRALĂ HARVARD
Clasa spectrală Temperatura efectivă, K Culoare
O ———————————————— 2600035000 —————— Albastru
B ——————————————— 1200025000 ———- Alb-albastru
A ————————————————— 800011000 ——————— Alb
F —————————————————- 62007900 ———- Galben-alb
G ———————————————— 50006100 ——————- Galben
K —————————————————- 35004900 ————- Portocaliu
M ———————————————— 26003400 —————— Roșu - Soarele nostru este o stea galben pal. În general, stelele au o mare varietate de culori și nuanțe. Diferențele de culoare a stelelor se datorează faptului că au temperaturi diferite. Și de aceea se întâmplă. Lumina, după cum știți, este radiație de undă, a cărei lungime de undă este foarte mică. Dacă lungimea acestei lumini este chiar puțin modificată, atunci culoarea imaginii pe care o observăm se va schimba dramatic. De exemplu, lungimea de undă a roșului este de o dată și jumătate lungimea de undă a albastrului.
Un grup de stele multicolore
Oamenii de știință au formulat legile fizicii care leagă culoarea și temperatura. Cu cât corpul este mai fierbinte, cu atât energia radiației de la suprafața sa este mai mare și lungimea undelor radiate este mai scurtă. Prin urmare, dacă un corp radiază în intervalul de lungimi de undă albastră, atunci este mai fierbinte decât un corp care emite roșu.
Atomii de gaz strălucitori ai stelelor emit fotoni. Cu cât gazul este mai fierbinte, cu atât energia fotonilor este mai mare și unda lor este mai scurtă. Prin urmare, cele mai fierbinți nove emit în intervalul albastru-alb. Stelele se răcesc pe măsură ce combustibilul lor nuclear este consumat. Prin urmare, stelele vechi, răcoritoare, emit în gama roșie a spectrului. Stele de vârstă mijlocie precum Soarele emit în intervalul galben.
Soarele nostru este relativ aproape de noi și, prin urmare, îi putem vedea clar culoarea. Alte stele sunt atât de departe de noi încât noi, chiar și cu ajutorul telescoapelor puternice, nu putem spune cu certitudine ce culoare sunt. Pentru a clarifica această problemă, oamenii de știință folosesc un spectrograf - un dispozitiv pentru detectarea compoziției spectrale a luminii stelelor. - Cele mai fierbinți culori alb și albastru depind de temperatură, cele mai reci roșii, dar și atunci au o temperatură mai mare decât orice metal topit.
- soarele este alb?
- Simțul culorii este pur subiectiv, depinde de reacția retinei ochiului observatorului.
- in cer? Știu că există albastru, galben și alb. aici este Soarele nostru - o pitică galbenă)))
- Stelele vin în culori diferite. Albastrul are o temperatură mai mare decât roșu și o energie de radiație mai mare de la suprafața sa. De asemenea, sunt albe, galbene și portocalii și aproape toate sunt făcute din hidrogen.
- Stelele vin într-o varietate de culori, aproape toate culorile curcubeului (de exemplu: Soarele nostru este galben, Rigel este albastru-alb, Antares este roșu etc.)
Diferențele de culoare a stelelor se datorează faptului că au temperaturi diferite. Și de aceea se întâmplă. Lumina, după cum știți, este radiație de undă, a cărei lungime de undă este foarte mică. Dacă lungimea acestei lumini este chiar puțin modificată, atunci culoarea imaginii pe care o observăm se va schimba dramatic. De exemplu, lungimea de undă a roșului este de o dată și jumătate lungimea de undă a albastrului.
După cum știți, metalul încălzit cu creșterea temperaturii începe mai întâi să strălucească cu lumină roșie, apoi galben și în final alb. Stelele strălucesc într-un mod similar. Roșii sunt cei mai reci, iar albii (sau chiar albaștrii!) sunt cei mai tari. Steaua nou evazată va avea o culoare corespunzătoare energiei eliberate în miezul său, iar intensitatea acestei eliberări, la rândul ei, depinde de masa stelei. Prin urmare, toate stelele normale sunt mai reci cu cât sunt mai roșii, ca să spunem așa. Stelele „grele” sunt fierbinți și albe, iar cele „luminoase”, nemasive, sunt roșii și relativ reci. Am denumit deja temperaturile celor mai fierbinți și mai reci stele (vezi mai sus). Știm acum că cele mai ridicate temperaturi corespund stelelor albastre, cele mai scăzute celor roșii. Să lămurim că în acest paragraf vorbeam despre temperaturile suprafețelor vizibile ale stelelor, deoarece în centrul stelelor (în nucleele lor) temperatura este mult mai ridicată, dar este și cea mai ridicată în stelele albastre masive.
Spectrul unei stele și temperatura acesteia sunt strâns legate de indicele de culoare, adică de raportul dintre luminozitatea stelei în intervalele galben și albastru ale spectrului. Legea lui Planck, care descrie distribuția energiei în spectru, dă o expresie pentru indicele de culoare: C.I. = 7200 / T 0,64. Stelele reci au un indice de culoare mai mare decât cele fierbinți, adică stelele reci sunt relativ mai strălucitoare în razele galbene decât în cele albastre. Stelele fierbinți (albastre) arată mai strălucitoare pe plăcile fotografice obișnuite, în timp ce stelele reci par mai strălucitoare pentru ochi și emulsiile fotografice speciale care sunt sensibile la razele galbene.
Oamenii de știință au formulat legile fizicii care leagă culoarea și temperatura. Cu cât corpul este mai fierbinte, cu atât energia radiației de la suprafața sa este mai mare și lungimea undelor radiate este mai scurtă. Prin urmare, dacă un corp radiază în intervalul de lungimi de undă albastră, atunci este mai fierbinte decât un corp care emite roșu.
Atomii de gaz strălucitori ai stelelor emit fotoni. Cu cât gazul este mai fierbinte, cu atât energia fotonilor este mai mare și unda lor este mai scurtă. Prin urmare, cele mai fierbinți nove emit în intervalul albastru-alb. Stelele se răcesc pe măsură ce combustibilul lor nuclear este consumat. Prin urmare, stelele vechi, răcoritoare, emit în gama roșie a spectrului. Stele de vârstă mijlocie precum Soarele emit în intervalul galben.
Soarele nostru este relativ aproape de noi și, prin urmare, îi putem vedea clar culoarea. Alte stele sunt atât de departe de noi încât noi, chiar și cu ajutorul telescoapelor puternice, nu putem spune cu certitudine ce culoare sunt. Pentru a clarifica această problemă, oamenii de știință folosesc un spectrograf - un dispozitiv pentru detectarea compoziției spectrale a luminii stelelor.
CLASIFICAREA SPECTRALĂ HARVARD oferă o dependență de temperatura culorii unei stele, de exemplu: 35004900 - portocaliu, 800011000 alb, 2600035000 albastru etc. http://www.pockomoc.ru/color.phpȘi un alt fapt important: dependența culorii strălucirii stelei de masă.
Stele normale mai masive au temperaturi de suprafață și interioare mai ridicate. Își ard combustibilul nuclear mai repede - hidrogenul, din care, practic, sunt compuse aproape toate stelele. Care dintre cele două stele normale este mai masivă poate fi judecată după culoarea sa: albastrul este mai greu decât albul, albul este galben, galbenul este portocaliu, portocaliul este roșu.
Îmi place să privesc cerul înstelat. E foarte incitant. Când cade un asterisc, îmi pun întotdeauna o dorință. Pentru mine personal, fiecare stea este o lume misterioasă și neexplorată. Oamenii de știință demonstrează că în afară de Pământ, nu există viață în întreaga Galaxie. Este așa... Poate, pe vreo stea și există ceva. Sunt milioane și totul este atât de departe de noi.
Care sunt stelele ca mărime
Toată lumea știe ce este o stea. Noi de pe Pământ vedem un mic corp ceresc strălucitor. De fapt, este foarte bile mari, care constau din diferite gaze... Este dovedit că în lor temperatura centrală de aproximativ 6 milioane de grade... Și stelele se bazează pe vhidrogen gazos (90%) și heliu (puțin mai puțin de 10%). De fapt, o stea este și Soarele, doar că mai mică (sau mai mare). Astronomii le numesc adesea „mingi de foc”.
Dacă te uiți printr-un telescop, poți vedea că fiecare stea este diferită ca mărime, formă și este înconjurată de o nebuloasă diferită. După mărime, stelele sunt împărțite în trei tipuri:
- pitici- cei mai mulți dintre ei. Sunt multe mai putin soare, prin urmare, își economisesc energia și pot străluci zeci de miliarde de ani;
- giganți - masa lor este aproximativ aceeași cu cea a Soarelui... Mai puțin strălucitoare decât piticii;
- supergiganți- sunt relativ rare în sistemul solar. Diametrul lor este de peste 1 miliard de km. Astfel de stele în 1 00 de ori mai mare de la Soare.
Clasificarea stelelor după culoare
Știi că culoarea unei stele depinde direct de temperatura acesteia s. Stelele roșii au cea mai scăzută temperatură, stelele albastre au cea mai ridicată:
- stele roșii- temperatura 2.500 -3.500 ° C. Aceștia sunt în principal pitici, într-o măsură mai mică - giganți. Ele sunt denumite stele reci;
- portocale- 3.500 - 5000 ° C. De asemenea stele reci, pitici;
- maro 5000 -6000 ° C. Ele sunt adesea vorbite de planete, mai ales de pitici;
- galben- 6000 - 7.500 ° C. Sunt clasificate ca tip solar. Acestea sunt stele gigantice;
- alb- 7.500 -10.000 ° C. Se referă la un număr de răcire;
- albastru- 10.000 - 28.000 ° C. Să aibă o strălucire albastră. Unele dintre cele mai tari;
- albastru- 28.000 - 50.000 ° C. Cele mai tari vedete.
De pe Pământ ni se pare că toate stelele sunt practic la fel. Și credem că ele diferă doar prin strălucirea strălucirii. De fapt - toate stelele au dimensiuni diferite și au temperaturi diferite.