Звезди: видове звезди и тяхната класификация по цвят и размер

Всеки човек знае как изглежда звездите в небето. Малки светлини, блестящи от студена бяла светлина. В древни времена хората не можаха да обяснят това явление. Звездите се считат за очите на боговете, душите на мъртвите предци, настойници и защитници, които защитават мира на човека в тъмнината на нощта. Тогава никой дори не можеше да си помисли, че Слънцето също е звезда.

Какво е звезда

Много векове са минали, преди хората да разберат какви са звездите. Типове звезди, техните характеристики, представяния на химическите и физическите процеси, които се случват там - това е ново поле на познание. Древните астрономи дори не можеха да си представят, че такава звезда всъщност не е малък пламък, а невъобразимите размери на топката от горещ газ, в която възникват реакциите термоядрен синтез. Има странна парадокса, че тъмната звездна светлина е ослепително излъчване на ядрената реакция и уютната слънчева топлина е чудовищната жега на милиони Келвин.

Всички звезди, които могат да се видят в небето с просто око, са в галактиката Млечният път. Слънцето също е част от това звездна система, и се намира в покрайнините. Невъзможно е да си представим как ще изглежда нощното небе, ако Слънцето беше в центъра на Млечния път. В края на краищата броят на звездите в тази галактика е над 200 милиарда.

Малко за историята на астрономията

Древните астрономи също могат да кажат необичайни и интересни за звездите в небето. Шумерите вече са набелязали отделни съзвездия и зодиакалния кръг, но за пръв път са изчислили разделянето на общия ъгъл с 360⁰. Те също така създадоха лунния календар и успяха да го синхронизират със слънчевия календар. Египтяните вярваха, че Земята е в нея център на Вселената, но те знаеха, че Меркурий и Венера се въртят около Слънцето.

В Китай астрономията като наука е била ангажирана в края на III хил. Пр.н.е. и., и първите обсерватории се появяват през XII век. Преди новата ера. д. Те са изследвали лунните и слънчеви затъмнения, като са могли да разберат причината за тях и дори да са изчислили прогнозните дати, метеоритните потоци и траекториите на кометите.

Древните инки познаваха разликите между звездите и планетите. Има убедителни доказателства, че са знаели Галилея Луната на Юпитер и визуалното размиване на контурите на диска на Венера, причинено от присъствието на атмосферата на планетата.

Древните гърци са били в състояние да докажат сферичността на Земята, изложиха предположението за хелоцентричност на системата. Те се опитаха да изчислят диаметъра на Слънцето, дори и да не беше наред. Но гърците бяха първите, които по принцип приемаха, че Слънцето е по-голямо от Земята, преди всичко, което се основаваше на визуални наблюдения, се разглеждаше по различен начин. Гръцкият Хипарх за пръв път създаде каталог с осветителни тела и открои различни видове звезди. Класификацията на звездите в тази научна работа се основава на интензивността на блясъка. Хипархъс идентифицира 6 класа яркост, общо в каталога бяха 850 светлини.

Какво са обърнали внимание на древните астрономи

Оригиналната класификация на звездите се основаваше на тяхната яркост. В крайна сметка, този критерий е единственият, който е на разположение на един астроном, въоръжен само с телескоп. Най-светлите или притежаващи уникални видими свойства на звездите дори са получили свои собствени имена и всяка нация има своя собствена. Така че, Денеб, Ригел и Алгол - имената са арабски, Сириус - латински и Антарес - гръцки. Полярната звезда във всяка нация има свое име. Това може би е една от най-важните звезди в "практическия смисъл". Неговите координати на нощното небе са непроменени, въпреки ротацията на земята. Ако другите звезди се движат в небето, минавайки по пътя от изгрева до залеза, Северната звезда не променя местоположението си. Следователно тя е била използвана от моряци и пътници като надежден водач. Между другото, противно на широко разпространената грешка, това не е най-ярката звезда в небето. Полярната звезда не се появява външно по никакъв начин - нито по размер, нито по интензивност на луминисценцията. Можете да го намерите само ако знаете къде да търсите. Намира се в самия край на "дръжката на кофата" на Малката Урша.

Каква е основата на звездната класификация

Съвременните астрономи, отговарящи на въпроса какви звезди са, едва ли ще споменат яркостта на сиянието или мястото на нощното небе. Освен в ред на историческа екскурзия или в лекция, предназначена за аудитория, много далече от астрономията.

Съвременната класификация на звездите се основава на техния спектрален анализ. В този случай обикновено се посочват масата, осветеността и радиусът на небесното тяло. Всички тези индикатори са дадени във връзка със Слънцето, т.е. неговите характеристики се приемат като единици за измерване.

Класификацията на звездите се основава на критерий като абсолютна величина. Това е явната степен на яркост небесно тяло без атмосфера, конвенционално разположена на разстояние от 10 парсека от наблюдателната точка.Освен това се вземат предвид променливостта на яркостта и размера на звездата. Типовете звезди сега се определят от спектралния им клас и вече са по-подробни - подклас. Астрономите Ръсел и Херцпринг независимо анализираха връзката между осветеност, абсолютна звездна величина, температурна повърхност и спектрален клас осветителни тела. Те изградиха диаграма със съответните координатни оси и установиха, че резултатът изобщо не е хаотичен. Осветителните тела на графиката бяха ясно разграничими групи. Диаграмата позволява, знаейки спектралния клас на звезда, да определи с приблизителна точност абсолютната си звездна величина.

Как се раждат звездите

Тази диаграма служи като визуално доказателство в полза на съвременната теория за еволюцията на данните на небесните тела. Графиката ясно показва, че най-многобройните класове са тези, свързани с така наречената главна последователност на звездата. Типовете звезди, принадлежащи към този сегмент, са в най-разпространената точка на развитие в момента във Вселената. Това е етапът на развитие на осветителното тяло, в което енергията, изразходвана за лъчение, се компенсира от термоядрената реакция. Дължината на престоя в този етап на развитие се определя от масата на небесното тяло и от процента на елементите, по-тежки от хелий.

Всеобщо приетата теория за еволюцията на звездите казва, че в началото Сцената на развитие на звездата представлява изтощен гигантски газов облак. Под влияние на собственото си гравитационно тя се свива, постепенно се превръща в сфера. Колкото по-силно е компресията, толкова по-силна е гравитационната енергия в термичната. Газът се загрява и когато температурата достигне 15-20 милиона К, термоядрената реакция се задейства в новородено звезда. След това се спира процесът на гравитационно свиване.

Основният период на живот на звездата

Първоначално, в червата на младия лунен, реакциите на цикъла на водорода преобладават. Това е най-дългият период от живота на звездата. Видовете звезди, които са на този етап от развитието, са представени в най-масивната главна последователност на диаграмата, описана по-горе. От време на време водородът в сърцевината на звездата завършва, превръщайки се в хелий. След това термоядреното изгаряне е възможно само на периферията на ядрото. Звездата става по-ярка, външните й слоеве се разширяват значително и температурата намалява. Небесното тяло се превръща в червен гигант. Този период на живот на звездата много по-къса от предишната. Неговата по-нататъшна съдба е изследвана малко. Има различни предположения, но все още не са получени надеждни потвърждения. Най-често срещаната теория е, че когато хелият стане прекалено много, звездното ядро, което не поддържа собствената си маса, се свива. Температурата се покачва, докато хелият не навлезе в термоядрената реакция. Чудовищните температури водят до следващото разширение и звездата се превръща в червен гигант. Бъдещата съдба на осветителното тяло, според учените, зависи от масата му. Но теориите за това са просто резултат от компютърното моделиране, което не се потвърждава от наблюденията.

Охлаждащи звезди

Предполага се, че червените гиганти с малка маса ще се свиват, превръщайки се в джуджета и постепенно охлаждане. Средновековните звезди могат да бъдат трансформирани планетарни мъглявини, докато в центъра на това образование сърцевината, която е изгубила външните си черупки, ще продължи да съществува, постепенно да се охлажда и да се превърне в бяло джудже. Ако централната звезда излъчва значително инфрачервено лъчение, възникват условия за активиране в разширяващата се обвивка на газовете на планетарната мъглявина на космическия масър.

Масивните осветителни тела, стискащи, могат да достигнат такова ниво на натиск, че електроните буквално се сливат в атомните ядра, превръщайки се в неутрони. Оттогава нататък тези частици нямат силите на електростатично отблъскване, звездата може да се свие на разстояние от няколко километра. В същото време неговата плътност ще надвиши плътността на водата със 100 милиона пъти. Такава звезда се нарича неутрон и в действителност е огромно атомно ядро.

Супермасивните звезди продължават да съществуват, последователно синтезират в процеса на термоядрени реакции от хелий - въглерод, след това кислород, от него - силиций и накрая желязо. На този етап от термоядрената реакция възниква експлозия на свръхнова. Суперновите, от своя страна, могат да се превърнат в неутронни звезди или, ако масата им е достатъчно голяма, да продължи да се свива до критична граница и да образува черни дупки.

размери

Класификацията на звездите по размер може да се осъществи по два начина. Физическият размер на звездата може да се определи от нейния радиус. В този случай измервателната единица е радиусът на Слънцето. Има джуджета, звезди със средни размери, гиганти и супериганти. Между другото, самото слънце е просто джудже. Радиусът на неутронните звезди може да достигне само няколко километра. И в супержия ще се побере изцяло орбитата на планетата Марс. Размерът на звездата може да се разбира и като нейната маса. Той е тясно свързан с диаметъра на светлината. Колкото по-висока е звездата, толкова по-ниска е нейната плътност и обратно, толкова по-малка е светлината, толкова по-голяма е плътността. Този критерий не е много вирулентен. Звезди, които ще бъдат повече или по-малко от Слънцето 10 пъти, много малко. Повечето от осветителните тела се побират в интервала от 60 до 0,03 слънчеви маси. Плътността на слънцето, взета за началния индекс, е 1,43 г / см³. Плътността на белите джуджета достига 10¹² g / cm³, и плътността на rarefied supergiants може да бъде милиони пъти по-малка от слънчевата плътност.

При стандартната класификация на звездите схемата за разпределение на масата изглежда както следва. Малките включват светлина с маса от 0,08 до 0,5 слънчева енергия. Да модерират - от 0,5 до 8 слънчеви маси и до масивни - от 8 или повече.

Класификация на звездите. От синьо до бяло

Класификацията на звездите по цвят всъщност се основава не на видимата светлина на тялото, а на спектралните характеристики. Емисионният спектър на даден обект се определя от химичния състав на звездата и температурата му също зависи от него.Най-често срещаната е Харвардската класификация, създадена в началото на 20-ти век. Съгласно тогава приетите стандарти класификацията на звездите по цвят предполага разделяне на 7 вида.

. По този начин, на звездите, най-високата температура от 30-60000 K, посочени като клас А. Те светила сини, маса подобни небесни тела 60 достига слънчеви маси (и М..) И радиуса - 15 слънчеви радиуса (ите. стр.). Водородните и хелиевите линии в техния спектър са доста слаби. Светлината на такива небесни обекти може да достигне 1 милион 400 хиляди слънчеви светлини (стр.).

Звездите от клас В включват звезди с температура от 10 до 30 хиляди К. Това са небесни тела от бял и син цвят, масата им започва от 18 секунди. m, а радиусът е от 7 секунди. м. Най-ниската яркост на обекти от този клас е 20 000 с. и водородните линии в спектъра се усилват, достигайки средни стойности.

Звездите от клас А имат температури от 7,5 до 10 000 К, те са бели. Минималната маса на такива небесни тела започва от 3,1 секунди. m и радиусът е от 2.1 секунди. стр. Светлината на обектите е в диапазона от 80 до 20 000 s. а. Водородните линии в спектъра на тези звезди са силни, има линии от метали.

Обектите от клас F са всъщност жълто-бели, но изглеждат бели. Техните температурни граници от 6 до 7500 К, масов обхват от 1.7-3.1 радиус см -. 1,3 до 2,1 и. стр. Светлината на тези звезди варира от 6 до 80 секунди. а. Водородните линии в спектъра отслабват, линиите на металите, напротив, се усилват.

По този начин всички видове бели звезди попадат в рамките на класовете от А до F. Освен това, според класификацията, жълтите и оранжевите светилници следват.

Жълти, оранжеви и червени звезди

Типовете цветни звезди се разпределят от синьо до червено, тъй като температурата намалява и размерът и осветеността на обекта намаляват.

Звездите от клас G, към които принадлежи Слънцето, достигат температури от 5 до 6000 K, те са жълти. Масата на такива обекти е от 1,1 до 1,7 секунди. m, радиусът е от 1.1 до 1.3 s. стр. Светлината е от 1,2 до 6 сек. а. Спектралните линии на хелий и метали са интензивни, водородните линии стават все по-слаби.

Светлината, която принадлежи към клас K, имат температура от 3.5 до 5 хиляди К. Те се появяват жълто-оранжев, но истинският цвят на тези звезди. - Orange. Радиусът на тези обекти е в диапазона от 0,9 до 1,1 s. Маса - от 0,8 до 1,1 с. м. Яркостта варира от 0.4 до 1.2 сек. а. Водородните линии са почти невидими, металните линии са много силни.

Най-студените и най-малките звезди са от клас М. Тяхната температура е само 2,5 - 3,5 хиляди К и те изглеждат червени, въпреки че в действителност тези предмети са оранжево-червени. Масата на звездите е в интервала от 0.3 до 0.8 секунди. m, радиусът е от 0.4 до 0.9 s. стр. Светлината е само 0,04-0,4 секунди. а. Това са умиращи звезди. Тя е по-студена от новооткритата им кафяви джуджета. За тях бе отделен отделен клас M-T.