Намира се в горната лява част. Тяхната маса е в диапазона от 10-50 слънчеви маси (), максималният радиус достига 25 слънчеви радиуса (). Тези редки и мистериозни звезди са сред най-горещите, най-големите и най-ярките обекти в изследваната област на Вселената.

Поради масивните си маси те имат сравнително кратък живот (10-50 милиона години) и присъстват само в младите космически структури, като отворени купове, оръжия с спирални галактики и неправилни галактики. На практика те не се намират в ядрата на спиралните и елиптични галактики или в кълбовидните купове, за които се смята, че са стари предмети.

Въпреки тяхната рядкост и краткия си живот, сините свръхгианти често се срещат сред звездите, видими с просто око; тяхната характерна яркост компенсира малкия им размер.

Взаимно превръщане

Сините свръхгианти са масивни звезди, които се намират в определена фаза на „умиращия” процес. В тази фаза интензивността на термоядрените реакции, протичащи в ядрото на звездата, намалява, което води до компресия на звездата. В резултат на значително намаляване на повърхността, плътността на емитираната енергия се увеличава, което на свой ред води до нагряване на повърхността. Този вид компресия на масивна звезда води до превръщането на червения свръхгигант в синя. Възможен е и обратен процес - превръщането на синия свръхгигант в червен.

Докато звездният вятър от червения супергигант е гъст и бавен, вятърът от синия свръхгигант е бърз, но разрежен. Ако в резултат на компресията червеният свръхгигант стане син, по-бързият вятър ще се сблъска с предишния излъчен слаб вятър и ще предизвика изхвърляния материал да се кондензира в тънка обвивка. Почти всички наблюдавани сини свръхгиганти имат подобна обвивка, потвърждавайки, че всички те са били преди това червени супергиганти.

Когато се развива, звездата може да се върти няколко пъти от червен свръхгигант (бавен, плътен вятър) в синя свръхгигант (бърз, разрежен вятър) и обратно, което създава концентрични слаби черупки около звездата. В междинната фаза звездата може да бъде жълта или бяла, като например Polar Star. Като правило, масивна звезда завършва своето съществуване чрез експлозия на свръхнова, но много малък брой звезди, чиято маса варира от осем до дванадесет слънчеви маси, не експлодират, а продължават да се развиват и в крайна сметка се превръщат в бели джуджета. Все още не е ясно как и защо тези бели джуджета се формират от звезди, които теоретично трябва да завършат еволюцията с експлозия на малка свръхнова. Сините и червените свръхгианти могат да се развият в супернова.

Тъй като масивните звезди са в състояние на червени супергиганти за значителна част от времето, виждаме повече червени свръхгианти, отколкото сините, и повечето от суперновите идват от червени свръхгианти. Астрофизиците преди това дори приемаха, че всички свръхнови произхождат от червени свръхгианти, но свръхновата SN 1987A се формира от синия свръхгигант и по този начин това предположение се оказа неправилно. Това събитие доведе и до преразглеждане на някои разпоредби на теорията за еволюцията на звездите.

Примери за сини супергиганти

обиколка на железопътния

Най-известният пример е Ригел (бета на Орион), най-ярката звезда в съзвездието Орион, чиято маса е около 20 пъти по-голяма от масата на Слънцето и има яркост от 14 000 пъти по-голяма от тази на Слънцето.

Гама Парусов

Гама Парусов (Regor) - масивен син свръхгигант. Тя има маса 30 пъти по-голяма от масата на слънцето. Регор не е много голяма звезда. Диаметърът му е 8 пъти по-голям от слънцето. Светлината на Regor - 10 600 слънчеви светлини

Алфа жираф

Зита Орион

Голямото куче Тау

Zeta Korma

ξ Корма е масивна синя звезда, която има яркост от 870 000 светимост на Слънцето. Zeta Poop е 59 пъти по-масивна от Слънцето. Той има спектрален клас O90. Това е синя хипергиант.

Вижте също

• Червен свръхгигант

Звездите
еволюция
протони
видове
Останките
"Nedozvozdy"
структура
нуклеосинтез
свойства
списъци

Фондация Уикимедия. 2010.

С просто око и още повече, когато се наблюдава чрез бинокъл или телескоп, лесно е да се види, че звездите се различават по цвят. Цветът на звездите до голяма степен се определя от температурата на видимата им повърхност. Така повърхностната температура на сравнително редки сини и бели звезди от тип t, Orion, е около 40,000 K, а най-студената, тъмночервена е около 3000 K. Пример за последната е звездата C на Cepheus, която е кръстена на интензивния му тъмночервен цвят. "Звезда от нар". Естествено, има и по-горещи и по-студени звезди, но много по-рядко. Цветовете на няколко от най-ярките звезди са показани в таблицата; въпреки това, може да има несъответствия в дефиницията на нюансите на цвета на звездите, тъй като това зависи от оборудването и гледната точка на наблюдателя. Като цяло, невъзможно е с просто око да определи цвета на слабите звезди, докато на снимките лесно се различава. Безспорно, цветът на звездите е много по-лесно да се определи, когато се наблюдава с телескоп с голяма апертура. Трябва да се има предвид обаче, че наблюдателите възприемат цвета по различен начин: в някои очи е по-чувствителен към сините лъчи и е трудно да се разграничат червените звезди или обратното. Също така е отбелязано, че червените звезди изглеждат по-ярки, колкото по-дълго се разглеждат (особено от изследователи на променливи звезди). Много интересни комбинации от цветове често се срещат в двойни звезди, но в много отношения това е един вид оптична илюзия, генерирана от ефекта на контраста.

Отидете нагоре по страницата

Спектрални класове

В каталозите на звездите, заедно с други параметри, обикновено се посочват спектрални класове, които се определят от присъствието в спектъра на звездата на една или друга абсорбционна линия и нейната интензивност. И тъй като тези характеристики на спектъра зависят от температурата на повърхността на звездата и от наличието на „отговорни“ химически елементи за съответната спектрална линия, спектралният клас ни позволява да определим по-точно температурата на звездата, отколкото нейния цвят. Последователността на спектралните класове съответства на температурната последователност, и в тази последователност звездите, подредени в низходящ ред на температурата, се обозначават с буквите O, B, A, F, G, K, M (това са първите букви на думите на мнемоничната фраза, които улесняват запомнянето на тази последователност: " Бъди хубаво момиче Целуни ме ”, в превода:“ О, бъди добро момиче, целуни ме ”). Има няколко допълнителни спектрални класа, обозначени с буквите R, N, S, C, WN, WC, които включват редки звезди с химически вариации. Всеки спектрален клас е разделен на десет подкласа, като към съответната буква се добавят числата от 0 до 9 (от по-горещо към по-студено). По този начин всички звезди са разделени на спектрални класове от O5 до M8. Слънцето, чиято повърхностна температура е около 6000 K, принадлежи на звездите от спектрален клас G2. Звездите също се класифицират по размер и осветеност - количеството енергия, излъчвано от цялата повърхност на звездата за 1 s. Така че звездите като Антарес (и Скорпион), чийто радиус надвишава радиуса на орбитата на Марс, принадлежат на свръхгиганти; звезди с бял цвят с много слаба светлина, които не превишават размера на Земята, принадлежат на бели джуджета.

Отидете нагоре по страницата

Звездни величини и разстояния до звезди

Видимата яркост на звездата се определя в звездни величини. Така звездата, която се възприема от очите като звезда от първата величина, е почти два пъти по-ярка от звезда от втора величина, която от своя страна е толкова пъти по-ярка от звезда от трета величина и т.н. Точните измервания показаха, че разликата във величината с една величина съответства на съотношение на яркост от 2.512: 1. Тази връзка между очите и мозъка се възприема като отчетлив скок в яркостта. Връзката между величините и съотношението на яркостта на звездите е по-лесна за запомняне, като се има предвид, че звезда от първата величина е точно 100 пъти по-ярка от звездата от шестата величина. Освен това е полезно да се знаят величините на някои от най-ярките звезди (виж таблицата). Както може да се види от таблицата, най-ярките звезди имат отрицателни величини. На практика доста често трябва да знаете точните стойности на величините на по-слабите звезди, дори в някои избрани части от звездното небе. Обикновено такива данни се представят на карти на малки стандартни зони на небето в съзвездията Мала Урса, Южен кръст и Плеяди.

Въпреки всички постижения на съвременните технологии, определянето на разстоянията до звездите все още остава една от най-трудните задачи на астрономията. Разстоянията до звездите са толкова големи, че нито километри, нито дори астрономически единици (a. E) са подходящи за оценяването им. Астрономите използват такива единици на разстояние като светлинната година (година), но по-често parsecs (pc; кратко за две думи, паралакс втора) - разстоянието, от което радиусът на земната орбита е 1 a. , видими под ъгъл от 1 "(секунда на дъга). 1 бр \u003d 3.216 св \u003d \u003d 206265 и.s. \u003d 3.1 10" км. За целите на галактическата и извънгалактическата астрономия се използват още по-големи единици на разстояние: килопарсек (1 kpc \u003d 1000 pc) и мегапарсек (1 Mpc \u003d i00000 pc).

Звездната величина, определена от наблюденията от Земята, се нарича видимата звездна величина (обозначена с буквата t). Очевидно, видимата величина зависи не само от собствената яркост на звездата (нейната осветеност), но и от разстоянието "до нея. Така че, звезда с висока светлина, но разположена много далеч, се вижда със слаба звездичка, докато звезда с ниска светлина, но близо до За да се получи представа за действителната яркост на звездите (техните светлинни точки), nx е поставен психически на същото разстояние от Земята, равен на 10 pc.Тогава техните звездни величини се считат за абсолютни звездни величини ( чай от буквата М), те характеризират истинската, а не в зависимост от разстоянието ия яркостта на звездите, както се вижда от таблицата, като разликата между видимия и абсолютна звездна величина може да бъде поразителен !.

Всяка звезда - жълта, синя или червена - е гореща газ. Съвременната класификация на осветителните тела се основава на няколко параметъра. Те включват температура, размер и яркост на повърхността. Цветът на звездата, видим в ясна нощ, зависи главно от първия параметър. Най-горещите светлини са сини или дори сини, най-студените са червени. Жълти звезди, примери за които са изброени по-долу, заемат средно положение на температурната скала. Слънцето също влиза в броя на тези осветителни тела.

разлики

Телата, нагрявани до различни температури, излъчват светлина от неравномерна дължина на вълната. Цветът, определен от човешкото око, зависи от този параметър. Колкото по-къса е дължината на вълната, толкова по-горещо е тялото и колкото по-близо е цветът му до бяло и синьо. Това е вярно за звездите.

Червените светлини са най-студените. Температурата на повърхността им достига само 3 хиляди градуса. Звездата е жълта, като нашето Слънце, вече гореща. Фотосферата му се загрява до 6000º. Бялата светлина се загрява още повече - от 10 до 20 хиляди градуса. И накрая, сините звезди са най-горещите. Температурата на повърхността им достига от 30 до 100 хиляди градуса.

Общи характеристики

Има жълто джудже

Малки по размер осветителни тела се характеризират с впечатляваща продължителност на живота. Този параметър - 10 милиарда години. Слънцето сега се намира приблизително в средата на жизнения цикъл, т.е. преди да изчезне от Главната последователност и да се превърне в червен гигант, то остава около 5 милиарда години.

Звездата, жълта и принадлежаща към вида "джуджета", има размери, подобни на тези на слънцето. Източник на енергия на такива звезди е синтеза на хелий от водород. Те преминават към следващия етап на еволюция, след като водородът в ядрото завърши и хелийът започва да гори.

В допълнение към Слънцето, А, Алфа на Северна Корона, Му Буа, Тау Сети и други светила принадлежат на жълти джуджета.

Жълти субгианти

Звезди като Слънцето, след изчерпване на водородното гориво, започват да се променят. Когато хелиевата звезда светне в ядрото, тя се разширява и се превръща в. Но този етап не се появява веднага. Първо, външните слоеве започват да изгарят. Звездата вече е напуснала Главната последователност, но все още не се е разширила - тя е в подчинен етап. Масата на такава звезда обикновено варира от 1 до 5

Етапът на жълтия субгиант може да премине по-впечатляващи звезди. За тях обаче този етап е по-слабо изразен. Най-известният субгиант за днешния ден е Procyon (Alpha the Little Dog).

Истинска рядкост

Жълтите звезди, чиито имена са цитирани по-горе, са от често срещани типове във Вселената. Нещата са различни с хипергианти. Това са истинските гиганти, считани за най-тежки, ярки и големи и в същото време притежаващи най-краткия живот. Повечето от известните хипергианти принадлежат към светлосини променливи, но сред тях се срещат бели, жълти звезди и дори червени.

Броят на такива редки космически тела включва, например, Ро Касиопея. Това е жълт хипергиант, със сияние 550 хиляди пъти пред Слънцето. От нашата планета тя се премахва на 12 000. При ясна нощ може да се види с просто око (видимият блясък е 4,52 м).

свръхгиганти

Хипергиантите са специален случай на свръхгианти. Последните включват и жълти звезди. Според астрономите те са преходен етап в еволюцията на звездите от синия до червения свръхгигант. Въпреки това, в един жълт свръхгоист етап, една звезда може да оцелее достатъчно дълго. По правило на този етап от еволюцията светилата не загиват. През цялото време изучаващо пространство, бяха открити само две свръхнови, генерирани от жълти супергианти.

Тези осветителни тела включват Canopus (Alpha Kiel), Rastaban (Бета Дракон), Beta Aquarius и някои други предмети.

Както виждате, всяка звезда, жълта като слънцето, има специфични характеристики. Всеки обаче има нещо общо - това е цветът, който е резултат от нагряване на фотосферата до определени температури. В допълнение към споменатите, Epsilon Shield и Beta Voron (светли гиганти), Делта на Южния триъгълник и Бета Жираф (свръхгиганти), Капела и Виндемиатрис (гиганти) и много други космически тела се отнасят към такива осветителни тела. Трябва да се отбележи, че цветът, означен в класификацията на обекта, не винаги съвпада с видимия. Това е така, защото истинският нюанс на светлината е изкривен поради газ и прах, както и след преминаване през атмосферата. Астрофизиците използват спектрограф за определяне на цвета: той дава значително по-точна информация от човешкото око. Благодарение на него учените могат да разпознаят сини, жълти и червени звезди, отстранени от нас на големи разстояния.

Колко струва да напишете работата си?

   Избор на вид работа Дипломна работа (Бакалавър / Специалист) Част от дипломната работа Магистърски курс с практика Теория на курса Анотация Есе Разглеждане Задачи Сертификационна работа (VAR / WRC) Бизнес план Въпроси за изпита MBA дипломна работа (колеж / техникум) работа, РГР Онлайн помощ Доклад за дейността Намиране на информация Представяне в PowerPoint Резюме за следдипломно обучение Съпътстващи материали към дипломата Статия Тестови чертежи още »

Благодарим Ви, че изпратихте писмо. Проверете пощата.

Искате ли промоционален код за 15% отстъпка?

Вземи SMS
   с промо код

Успешно!

?Уведомете промоционалния код по време на разговор с мениджъра.
   Промоционалният код може да се приложи веднъж при първата поръчка.
   Тип промоционален код - " дисертация".

Звездите

С просто око и още повече, когато се наблюдава чрез бинокъл или телескоп, лесно е да се види, че звездите се различават по цвят. Цветът на звездите до голяма степен се определя от температурата на видимата им повърхност. Така повърхностната температура на сравнително редки сини и бели звезди от тип t, Orion, е около 40,000 K, а най-студената, тъмночервена е около 3000 K. Пример за последната е звездата C на Cepheus, която е кръстена на интензивния му тъмночервен цвят. "Звезда от нар". Естествено, има и по-горещи и по-студени звезди, но много по-рядко. Цветовете на няколко от най-ярките звезди са показани в таблицата; въпреки това, може да има несъответствия в дефиницията на нюансите на цвета на звездите, тъй като това зависи от оборудването и гледната точка на наблюдателя. Като цяло, невъзможно е с просто око да определи цвета на слабите звезди, докато на снимките лесно се различава. Безспорно, цветът на звездите е много по-лесно да се определи, когато се наблюдава с телескоп с голяма апертура. Трябва да се има предвид обаче, че наблюдателите възприемат цвета по различен начин: в някои очи е по-чувствителен към сините лъчи и е трудно да се разграничат червените звезди или обратното. Също така е отбелязано, че червените звезди изглеждат по-ярки, колкото по-дълго се разглеждат (особено от изследователи на променливи звезди). Много интересни комбинации от цветове често се срещат в двойни звезди, но в много отношения това е един вид оптична илюзия, генерирана от ефекта на контраста.

Цветове на някои звезди
звезда	име	цвят
α Aur	параклис		жълт
α Bootes	Арктур		оранжево жълто
α Малко куче	Sirius		синкаво бяло
μ Cephei	"Звездата от нар"		тъмно червено
α Лира	Vega		синкаво бяло
α Скорпион	Antares		червеното
α Телец	Алдебаран		оранжев

Спектрални класове

В каталозите на звездите, заедно с други параметри, обикновено се посочват спектрални класове, които се определят от присъствието в спектъра на звездата на една или друга абсорбционна линия и нейната интензивност. И тъй като тези характеристики на спектъра зависят от температурата на повърхността на звездата и от наличието на „отговорни“ химически елементи за съответната спектрална линия, спектралният клас ни позволява да определим по-точно температурата на звездата, отколкото нейния цвят. Последователността на спектралните класове съответства на температурната последователност, и в тази последователност звездите, подредени в низходящ ред на температурата, се обозначават с буквите O, B, A, F, G, K, M (това са първите букви на думите на мнемоничната фраза, които улесняват запомнянето на тази последователност: " Бъди хубаво момиче Целуни ме ”, в превода:“ О, бъди добро момиче, целуни ме ”). Има няколко допълнителни спектрални класа, обозначени с буквите R, N, S, C, WN, WC, които включват редки звезди с химически вариации. Всеки спектрален клас е разделен на десет подкласа, като към съответната буква се добавят числата от 0 до 9 (от по-горещо към по-студено). По този начин всички звезди са разделени на спектрални класове от O5 до M8. Слънцето, чиято повърхностна температура е около 6000 K, принадлежи на звездите от спектрален клас G2. Звездите също се класифицират по размер и осветеност - количеството енергия, излъчвано от цялата повърхност на звездата за 1 s. Така че звездите като Антарес (и Скорпион), чийто радиус надвишава радиуса на орбитата на Марс, принадлежат на свръхгиганти; звезди с бял цвят с много слаба светлина, които не превишават размера на Земята, принадлежат на бели джуджета.

Звездни величини и разстояния до звезди

Видимата яркост на звездата се определя в звездни величини. Така една звезда, която се възприема от окото като звезда от първата величина, е почти два пъти по-ярка от звезда от втора величина, която, от своя страна, е толкова пъти по-ярка от звезда от трета величина и т.н. Точните измервания показаха, че разликата във величината с една величина съответства на съотношение на яркост от 2.512: 1. Тази връзка между очите и мозъка се възприема като отчетлив скок в яркостта. Връзката между величините и съотношението на яркостта на звездите е по-лесна за запомняне, като се има предвид, че звезда от първата величина е точно 100 пъти по-ярка от звездата от шестата величина. Освен това е полезно да се знаят величините на някои от най-ярките звезди (виж таблицата). Както може да се види от таблицата, най-ярките звезди имат отрицателни величини. На практика доста често трябва да знаете точните стойности на величините на по-слабите звезди, дори в някои избрани части от звездното небе. Обикновено такива данни се представят на карти на малки стандартни зони на небето в съзвездията Мала Урса, Южен кръст и Плеяди.

Въпреки всички постижения на съвременните технологии, определянето на разстоянията до звездите все още остава една от най-трудните задачи на астрономията. Разстоянията до звездите са толкова големи, че нито километри, нито дори астрономически единици (a. E) са подходящи за оценяването им. Астрономите използват такива единици на разстояние като светлинната година (година), но по-често parsecs (pc; кратко за две думи, паралакс втора) - разстоянието, от което радиусът на земната орбита е 1 a. , видими под ъгъл от 1 "(секунда на дъга). 1 бр \u003d 3.216 св \u003d \u003d 206265 и.s. \u003d 3.1 10" км. За целите на галактическата и извънгалактическата астрономия се използват още по-големи единици на разстояние: килопарсек (1 kpc \u003d 1000 pc) и мегапарсек (1 Mpc \u003d i00000 pc).

Звездната величина, определена от наблюденията от Земята, се нарича видимата звездна величина (обозначена с буквата t). Очевидно, видимата величина зависи не само от собствената яркост на звездата (нейната осветеност), но и от разстоянието "до нея. Така че, звезда с висока светлина, но разположена много далеч, се вижда със слаба звездичка, докато звезда с ниска светлина, но близо до За да се получи представа за действителната яркост на звездите (техните светлинни точки), nx е поставен психически на същото разстояние от Земята, равен на 10 pc.Тогава техните звездни величини се считат за абсолютни звездни величини ( чай от буквата М), те характеризират истинската, а не в зависимост от разстоянието ия яркостта на звездите, както се вижда от таблицата, като разликата между видимия и абсолютна звездна величина може да бъде поразителен !.

Позоваването

С. Данлог "Азбука на звездното небе" 1990.

Подобни есета:

Главната звезда на съзвездието - Полярната звезда - е основната му атракция. Общото познаване на Полярната звезда се дължи не толкова на неговите физически характеристики, колкото на близостта му до Северния полюс на света.

Описание на основните звезди.

Подобно на много физически обекти, звездите могат да колебаят около равновесно състояние. В най-простия случай това са сферично симетрични пулсации.

Съзвездието на Херкулес е забележително, на първо място, от факта, че именно в това съзвездие се намира върхът - тази въображаема точка, към която непрекъснато лети цялата ни Слънчева система, водена от Слънцето.

Гледайки звездното небе, можете да видите, че звездите са различни по своята яркост или, както казват астрономите, в привидния си блясък. Най-ярките звезди се съгласиха да се наричат \u200b\u200bзвезди от първата величина.

Главната звезда на съзвездието Боутс, Арктурус, е първата звезда, която се вижда през деня с телескоп. Френският астроном Морин, съвременник на Галилео, прави това през 1635.

В 5 часа сутринта на 9 февруари 1946 г. следотърсачът от Амурската железница Алексей Степанович Каменчук забеляза непозната звезда в съзвездието Северна корона. Тя беше дори малко по-ярка от Джема, главната звезда на съзвездието.

За звездите

Слушайте В крайна сметка, ако звездите светят -

означава ли това, че някой се нуждае от него?

Така че - това е необходимо

така всяка вечер

над покривите

запали поне една звезда?!

И физиците, и лириците са привлечени да говорят за звездите, докато артистите се опитват да заснемат звездното небе върху платна.
Но докато се възхищаваме на блещукащите звезди в нощното небе, понякога си спомняме, че звездите са далеч, огромни и разнообразни светове.

Какви са звездите?
Звезда по отношение на астрономията- масивна светеща газова топка от същата природа като слънцето.
   Звездите се образуват от газо-прахова среда (главно от водород и хелий) в резултат на гравитационната компресия.
   Звездите се различават един от друг по маса, емисионен спектър, според етапите на еволюцията.
   И така, какви са звездите

Спектрални класове
   В спектралната класа звездите варират от горещо синьо до студено червено и от 0,0767 до 300 слънчеви маси. Светлината и цвета на една звезда зависят от нейната повърхностна температура и маса. Спектрални класове - от горещо до студено са: (O, B, A, F, G, K, M).

Звездна диаграма
   В началото на 20-ти век Херцспанг и Ръсел са начертали " Абсолютна величина "-" спектрален клас"Различни звезди и се оказа, че повечето от тях са групирани по тясна крива - основната последователност  звезди.

   На основната последователност е нашето Слънце - типична звезда от спектрален клас G, жълто джудже.
   Наименованието на класа звезди: първо идва буквеното обозначение на спектралния клас, а след това в арабски цифри е спектрален подклас, след което в римски цифри има клас на осветеност (номерът на областта в диаграмата). Слънцето има клас G2V.

Звезди от главната последователност
   Тези звезди са на етап от живота, в който енергията на излъчване е напълно компенсирана от енергията, която тече в центъра, термоядрените реакции, Луминесценцията на такива звезди може да бъде различна, в зависимост от вида на реакцията.
   В този клас учените разграничават следните видове звезди: O - синьо, B - бяло и синьо, A - бяло,F-   бяло и жълто;G-   жълт; K- оранжево; M червено.
Най-висока температура са звездите, най-ниските са звездите.. Слънцето е жълторазновидности на звездите, възрастта му е малко над 4,5 милиарда години.
   Светещите тела се считат за гиганти, имащи диаметър и маса десетки хиляди пъти по-големи от Слънцето.
Между другото, да се запомнизвездните класове се забавляват мнемонична фраза: Един обръснат англичанин датира дъвча като моркови (O, B, A, F, G, K, M).

Оказва се, че разнообразието от видове звезди е отражение количествен  характеристики на звездите (маса, химичен състав) и. \\ t еволюционен етап  където звездата е в момента.
ЗВЕЗДНА ЕВОЛЮЦИЯ в астрономията, последователността от промени, които една звезда претърпява през живота си.
Звезда за  милиони и милиарди години от живота ми   преминава през най-различни етапи на еволюцията ...

Еволюция на Слънцето

Една звезда може да се превърне от гигантска звезда в бяло джудже или червен гигант и след това да избухне супернова или да се превърне в ужасна черна дупка.
   Как се случват тези трансформации?

ЗВЕЗДА ЕВОЛЮЦИЯ
   Майката на всяко небесно тяло може да се нарече гравитация, а бащата - съпротивлението на материята към компресия.
Звездата започва живота сикато облак от междузвезден газ, компресиран от собственото си действие и приемащ формата на топка. Когато се компресира, енергията на гравитацията се превръща в топлина и температурата се увеличава.
Когато температурата в центъра достигне 15-20  милиона, термоядрените реакции започват и компресията спира. Обектът става пълна звезда.!
Син гигант  - звезда от спектрален клас О  или B, Това са млади горещи масивни звезди. Масите на сините гиганти достигат до 10-20 маси слънце, а светлината е хиляди пъти по-голяма от слънцето.
В първия етап  животът на звездата е доминиран от реакциите на водородния цикъл. Когато целият водород в центъра на звездата се превръща в хелий, термоядрените реакции спират.

Червен гигант  - Един от етапите на еволюцията на звезда.
   Диаметърът на звездата се увеличава с времето, когато водородът изгаря в ядрото си. Сиянието на горещите газове придобива червен оттенък, а температурата им е сравнително ниска.

Без натиска, възникващ по време на реакциите и балансиращ собственото гравитационно привличане на звездата, звездата отново започва компресиране, Температурата и налягането нарастват.
колапс  трае, докато при температура от около 100 милиона започват термоядрени реакции, включващи хелий.
Обновен термоядрен изгаряневещество, хелий, става причина за чудовищната експанзия на звездата, нейният размер се увеличава 100 пъти! Звездата става червен гигант, а фазата на изгаряне на хелий продължава няколко милиона години.

Червени гиганти и супергиганти- Звезди с ниски температури (3000–5000 K), но с огромна осветеност. Абсолютната величина на такива обекти е −3m - 0m, а максималната им радиация в инфрачервен  диапазон.
   Почти всички червени гиганти  са променливи звезди.
   Има допълнително термоядрено преобразуване на хелий (хелий в въглерод, въглерод в кислород, кислород в силиций и накрая силиций в желязо).
Червено джудже
Малки, студени червени джуджета бавно изгарят водородните запаси и остават така милиарди години, а масивните свръхгианти ще се променят в рамките на няколко милиона години след формирането.
Средни звездикато Слънцето, остават на основната последователност за около 10 милиарда години.
   След избухването на хелий, въглеродът и кислородът се запалват; Това води до силно преструктуриране на звездата. Размерът на атмосферата на звездата се увеличава и започва да губи газ под формата на потоци. звезден вятър.

Бяла джудже или черна дупка?
   Съдбата на звездата зависи от нейната първоначална маса.
   Ядрото на звездата може да завърши еволюцията:
   как бяло джудже  (звезди с малка маса),
   как неутронна звезда (пулсар)  - ако неговата маса надвишава границата на Чандрасекар,
   и как черна дупка  - ако масата надвишава границата на Опенхаймер-Волков.
   В последните два случая краят на еволюцията на звездите се съпровожда от катастрофални събития - избухват свръхнови.

Бели джуджета
   Преобладаващото мнозинство от звездите, включително Слънцето, завършват еволюцията, свивайки се до натискът на изроденото ядро \u200b\u200bне балансира гравитацията .

   В това състояние, когато размерът на звезда намалява до сто  време плътността получава милион пъти по-висока  плътността на водата, звездата се нарича бяло джудже, Тя е лишена от енергийни източници и се охлажда тъмен и невидим.

Нова звезда  - вид катаклизмични променливи. Техният блясък не се променя толкова драматично, колкото при суперновите (въпреки че амплитудата може да бъде 9m).

супернови- звезди, завършващи еволюцията си в катастрофален експлозивен процес. Терминът "свръхнови" се наричаха звезди, които изригнаха по-силно от "новите звезди". Всъщност всички те не са нови, вече съществуват звезди. Но понякога блещукаха звезди, които преди това бяха невидими в небето, което създаде ефекта от появата на нова звезда.

свръхнова— тежък звезден колапсслед като в него няма повече източници, които да подкрепят термоядрените реакции; много голяма супернова. Терминът се използва за описание на експлозиите на звезди с маса от 100 или повече слънчеви маси.

Променлива звезда  - Това е звезда, в цялата история на наблюдение на която поне веднъж яркостта се е променила. Причините за променливостта са много. Например, ако звездата е двойна, тогава една звезда, минаваща през диска на друга звезда, ще я засенчи.



   Но в повечето случаи променливостта е свързана с нестабилни вътрешни процеси.

Черна дупка- област в пространството-време, гравитационното привличане на което е толкова голямо, че дори обекти, движещи се със скоростта на светлината (включително и кванти на светлината), не могат да я напуснат.



   Границата на тази зона се нарича хоризонт на събитиятаи характерният му размер е гравитационният радиус. В най-простия случай това е така радиус на Шварцшилд.
R w \u003d 2G M / s2
   където c е скоростта на светлината, M е масата на тялото, G е гравитационната константа.
………………………
Неутронна звезда  - астрономически обект, състоящ се от неутронно ядро \u200b\u200bи тънък (1 км) кортекс на изродено вещество, съдържащо тежки атомни ядра. Масите на неутронните звезди са сравними с масата на Слънцето, но радиусите са само десетки километри, Смята се, че се раждат неутронни звезди при свръхнови експлозии.

Така Крабмъглявината в съзвездието Телец е остатък от свръхнова, експлозията на която е наблюдавана, според записи на арабски и китайски астрономи, на 4 юли 1054 година. Епидемията беше видима за 23 дни с невъоръжено око, дори през деня.
Мъглявина от рацив условни цветове (синьо - рентгеново, червено - оптичен). В центъра - пулсар.

пулсар- източник на пространство периодичен  радио (радио-пулсар), оптично, рентгеново или гама лъчение, идващо на Земята във формата периодични импулси.
Първата пулсарна неутронна звезда , открита през юни 1967 г. от Джоселин Бел, възпитаник на Е. Хюиш. Тя открива обекти, които излъчват редовни импулси от радиовълни, Явлението е обяснено по-късно като насочен радио лъч от въртящ се обект - вид "космически фар". Но обикновените звезди биха се сринали само поради толкова висока скорост на въртене неутронни звезди.
   За тази цел Хюиш получи Нобелова награда през 1974 година.
Интересно ече пулсарът първо е получил името LGM-1  (от малките зелени мъже - малки зелени мъже). Това име се свързва с предположението, че те   периодични импулси на радиоизлъчванеимам изкуствен произход, Тогава хипотезата за сигналите на извънземна цивилизация изчезна.

Cepheid  - клас пулсиращи променливи звезди с точна зависимост на периода - светимост, наречена на звездата δ Cephei. Една от най-известните цефеиди е звездната звезда.
Кафяви джуджета  Това е вид звезда, в която ядрените реакции не са компенсирали загубата на енергия поради радиация. Тяхното съществуване е предсказано в средата на 20-ти век, а през 2004 г. за първи път е открито кафяво джудже.



Към днешна дата има достатъчно отворени такива звезди, техният спектрален клас М е Т.

Черно джудже- крайният етап от еволюцията на звезда с малка маса, охладена и безжизнена.
......................
Други космически обекти

Бяла дупка
   Това е хипотетичен физически обект във Вселената, в който нищо не може да влезе. Бялата дупка е временната противоположност на черната дупка.
квазари
квазер- това е изключително отдалечен, извънгалактически обект с висока осветеност и малък ъглов размер, далечно активно галактическо ядро. Според една теория, квазарите са галактики в началния етап на развитие, в които супермасивната черна дупка поглъща околното вещество.
   От думите quas istellа r("Квазизвезда", "подобно на звезда") и (""), буквално "квазизвезден радиоизточник".

галактика  (древногръцки. Мляко) - гигантска система от звезди, звездни купове, междузвезден газ. Всички обекти в композицията галактика   участват в движението спрямо общото