Hviezdy môžu byť veľmi odlišné: malé a veľké, svetlé a málo jasné, staré a mladé, horúce a „studené“, biele, modré, žlté, červené atď.

Hertzsprung-Russellov diagram vám umožňuje pochopiť klasifikáciu hviezd.

Ukazuje vzťah medzi absolútnou magnitúdou, svietivosťou, spektrálnym typom a povrchovou teplotou hviezdy. Hviezdy v tomto diagrame nie sú umiestnené náhodne, ale tvoria jasne viditeľné oblasti.

Väčšina hviezd je na tzv hlavná sekvencia. Existencia hlavnej sekvencie je spôsobená skutočnosťou, že fáza horenia vodíka predstavuje ~ 90 % evolučného času väčšiny hviezd: horenie vodíka v centrálnych oblastiach hviezdy vedie k vytvoreniu izotermického héliového jadra, prechod do štádia červeného obra a odchod hviezdy z hlavnej sekvencie. Relatívne krátky vývoj červených obrov vedie v závislosti od ich hmotnosti k vzniku bielych trpaslíkov, neutrónových hviezd alebo čiernych dier.

Keďže sa hviezdy nachádzajú v rôznych štádiách svojho evolučného vývoja, delia sa na normálne hviezdy, trpasličie hviezdy a obrovské hviezdy.

Normálne hviezdy sú hviezdy hlavnej postupnosti. Medzi ne patrí aj naše Slnko. Niekedy sa normálne hviezdy ako Slnko nazývajú žltými trpaslíkmi.

Žltý trpaslík

Žltý trpaslík je typ malej hviezdy hlavnej postupnosti s hmotnosťou medzi 0,8 a 1,2 hmotnosti Slnka a povrchovou teplotou 5000–6000 K.

Životnosť žltého trpaslíka je v priemere 10 miliárd rokov.

Po spálení celej zásoby vodíka sa hviezda mnohonásobne zväčší a zmení sa na červeného obra. Príkladom tohto typu hviezdy je Aldebaran.

Červený obr vyvrhuje svoje vonkajšie vrstvy plynu a vytvára planetárne hmloviny, zatiaľ čo jadro sa zrúti do malého, hustého bieleho trpaslíka.

Červený obr je veľká hviezda s červenkastou alebo oranžovou farbou. Vznik takýchto hviezd je možný tak v štádiu vzniku hviezd, ako aj v neskorších štádiách ich existencie.

V ranom štádiu hviezda vyžaruje v dôsledku gravitačnej energie uvoľnenej počas kompresie, kým kompresiu nezastaví začatá termonukleárna reakcia.

V neskorších štádiách vývoja hviezd, po spálení vodíka v ich jadrách, hviezdy opúšťajú hlavnú postupnosť a presúvajú sa do oblasti červených obrov a supergigantov Hertzsprung-Russellovho diagramu: táto fáza trvá približne 10 % čas „aktívneho“ života hviezd, to znamená štádiá ich vývoja, počas ktorých prebiehajú nukleosyntetické reakcie vo vnútri hviezd.

Obrovská hviezda má relatívne nízku povrchovú teplotu, približne 5000 stupňov. Obrovský polomer, dosahujúci 800 slnečných lúčov a vďaka takým veľkým rozmerom obrovská svietivosť. Maximum žiarenia sa vyskytuje v červenej a infračervenej oblasti spektra, preto sa nazývajú červení obri.

Najväčší z obrov sa mení na červených supergigantov. Hviezda s názvom Betelgeuse v súhvezdí Orion je najvýraznejším príkladom červeného supergianta.

Trpasličí hviezdy sú opakom obrov a môžu byť ďalšie.

Biely trpaslík je to, čo zostane z obyčajnej hviezdy s hmotnosťou menšou ako 1,4 hmotnosti Slnka po tom, čo prejde cez stupeň červeného obra.

Kvôli nedostatku vodíka v jadre takýchto hviezd neprebiehajú termonukleárne reakcie.

Bieli trpaslíci sú veľmi hustí. Nie sú väčšie ako Zem, ale ich hmotnosť sa dá prirovnať k hmotnosti Slnka.

Sú to neuveriteľne horúce hviezdy, ich teploty dosahujú 100 000 stupňov alebo viac. Svietia pomocou svojej zostávajúcej energie, ktorá sa však časom minie a jadro sa ochladí a zmení sa na čierneho trpaslíka.

Červení trpaslíci sú najbežnejšie objekty hviezdneho typu vo vesmíre. Odhady ich počtu sa pohybujú od 70 do 90 % z počtu všetkých hviezd v galaxii. Sú dosť odlišné od ostatných hviezd.

Hmotnosť červených trpaslíkov nepresahuje tretinu hmotnosti Slnka (dolná hranica hmotnosti je 0,08 Slnka, nasledujú hnedí trpaslíci), povrchová teplota dosahuje 3500 K. Červení trpaslíci majú spektrálnu triedu M alebo neskoré K. Hviezdy tohto typu vyžarujú veľmi málo svetla, niekedy 10 000-krát menšie ako Slnko.

Vzhľadom na ich nízku radiáciu nie je žiadny z červených trpaslíkov viditeľný zo Zeme voľným okom. Dokonca aj najbližší červený trpaslík k Slnku, Proxima Centauri (najbližšia hviezda v trojitom systéme k Slnku), a najbližší jediný červený trpaslík, Barnardova hviezda, majú zdanlivú magnitúdu 11,09 a 9,53. V tomto prípade možno voľným okom pozorovať hviezdu s magnitúdou až 7,72.

Vďaka nízkej rýchlosti spaľovania vodíka majú červení trpaslíci veľmi dlhú životnosť, ktorá sa pohybuje od desiatok miliárd až po desiatky biliónov rokov (červený trpaslík s hmotnosťou 0,1 hmotnosti Slnka bude horieť 10 biliónov rokov).

U červených trpaslíkov sú termonukleárne reakcie s héliom nemožné, takže sa nemôžu zmeniť na červených obrov. Postupom času sa postupne zmenšujú a zahrievajú stále viac, až kým nevyčerpajú celú zásobu vodíkového paliva.

Postupne sa podľa teoretických koncepcií menia na modrých trpaslíkov - hypotetickú triedu hviezd, pričom žiadnemu z červených trpaslíkov sa zatiaľ nepodarilo premeniť na modrého trpaslíka a následne na bielych trpaslíkov s héliovým jadrom.

Hnedý trpaslík - subhviezdne objekty (s hmotnosťou približne 0,01 až 0,08 hmotnosti Slnka, resp. 12,57 až 80,35 hmotnosti Jupitera a priemerom približne rovným priemeru Jupitera), v hĺbke ktorých na rozdiel od hlavnej postupnosti hviezd, nedochádza k termonukleárnej fúznej reakcii s premenou vodíka na hélium.

Minimálna teplota hviezd hlavnej postupnosti je asi 4000 K, teplota hnedých trpaslíkov leží v rozmedzí od 300 do 3000 K. Hnedí trpaslíci sa počas celého života neustále ochladzujú a čím je trpaslík väčší, tým sa ochladzuje pomalšie.

Subhnedí trpaslíci

Subhnedí trpaslíci alebo hnedí trpaslíci sú chladné útvary, ktoré spadajú pod hranicu hmotnosti hnedého trpaslíka. Ich hmotnosť je menšia ako približne jedna stotina hmotnosti Slnka, alebo teda 12,57 hmotnosti Jupitera, spodná hranica nie je určená. Vo všeobecnosti sa považujú za planéty, hoci vedecká komunita ešte nedospela ku konečnému záveru o tom, čo sa považuje za planétu a čo je podhnedý trpaslík.

Čierny trpaslík

Čierni trpaslíci sú bieli trpaslíci, ktorí sa ochladili a v dôsledku toho nevyžarujú vo viditeľnom rozsahu. Predstavuje záverečnú fázu evolúcie bielych trpaslíkov. Hmotnosti čiernych trpaslíkov, rovnako ako hmotnosti bielych trpaslíkov, sú obmedzené nad 1,4 hmotnosti Slnka.

Dvojhviezda sú dve gravitačne viazané hviezdy obiehajúce okolo spoločného ťažiska.

Niekedy existujú systémy troch alebo viacerých hviezd, v tomto všeobecnom prípade sa systém nazýva viacnásobná hviezda.

V prípadoch, keď takýto hviezdny systém nie je príliš ďaleko od Zeme, možno jednotlivé hviezdy rozlíšiť pomocou ďalekohľadu. Ak je vzdialenosť významná, potom astronómovia môžu pochopiť, že dvojitá hviezda je viditeľná iba nepriamymi znakmi - kolísaním jasu spôsobeným periodickými zatmeniami jednej hviezdy druhou a niektorými ďalšími.

Nová hviezda

Hviezdy, ktorých svietivosť sa náhle zvýši 10 000-krát. Nova je binárny systém pozostávajúci z bieleho trpaslíka a sprievodnej hviezdy umiestnenej v hlavnej postupnosti. V takýchto systémoch plyn z hviezdy postupne prúdi k bielemu trpaslíkovi a tam periodicky exploduje, čo spôsobí výbuch jasu.

Supernova

Supernova je hviezda, ktorá končí svoj vývoj v katastrofickom výbušnom procese. Vzplanutie v tomto prípade môže byť o niekoľko rádov väčšie ako v prípade novy. Takáto silná explózia je dôsledkom procesov prebiehajúcich vo hviezde v poslednom štádiu vývoja.

Neutrónová hviezda

Neutrónové hviezdy (NS) sú hviezdne formácie s hmotnosťou rádovo 1,5 Slnka a veľkosťami výrazne menšími ako bieli trpaslíci; typický polomer neutrónovej hviezdy je pravdepodobne rádovo 10-20 kilometrov.

Pozostávajú prevažne z neutrálnych subatomárnych častíc – neutrónov, tesne stlačených gravitačnými silami. Hustota takýchto hviezd je extrémne vysoká, je porovnateľná a podľa niektorých odhadov môže byť niekoľkonásobne vyššia ako priemerná hustota atómového jadra. Jeden kubický centimeter látky NS bude vážiť stovky miliónov ton. Gravitácia na povrchu neutrónovej hviezdy je asi 100 miliárd krát vyššia ako na Zemi.

V našej Galaxii môže podľa vedcov existovať od 100 miliónov do 1 miliardy neutrónových hviezd, teda niekde okolo jednej promile obyčajných hviezd.

Pulzary

Pulzary sú kozmické zdroje elektromagnetického žiarenia prichádzajúceho na Zem vo forme periodických výbojov (impulzov).

Podľa dominantného astrofyzikálneho modelu sú pulzary rotujúce neutrónové hviezdy s magnetickým poľom, ktoré je naklonené k osi rotácie. Keď Zem spadne do kužeľa vytvoreného týmto žiarením, je možné zaznamenať pulz žiarenia opakujúci sa v intervaloch rovných perióde otáčania hviezdy. Niektoré neutrónové hviezdy rotujú až 600-krát za sekundu.

Cefeidy

Cefeidy sú triedou pulzujúcich premenných hviezd s pomerne presným vzťahom medzi periódou a svietivosťou, pomenované podľa hviezdy Delta Cephei. Jednou z najznámejších cefeíd je Polaris.

Uvedený zoznam hlavných typov (typov) hviezd s ich stručnými charakteristikami samozrejme nevyčerpáva celú možnú škálu hviezd vo vesmíre.

Historické miesto Bagheera - tajomstvá histórie, tajomstvá vesmíru. Záhady veľkých impérií a starovekých civilizácií, osudy zmiznutých pokladov a biografie ľudí, ktorí zmenili svet, tajomstvá špeciálnych služieb. História vojen, záhady bitiek a bitiek, prieskumné operácie minulosti a súčasnosti. Svetové tradície, moderný život v Rusku, tajomstvá ZSSR, hlavné smery kultúry a ďalšie súvisiace témy - všetko, o čom oficiálna história mlčí.

Študujte tajomstvá histórie - je to zaujímavé...

Aktuálne čítam

Jedného dňa v roku 1722 Peter I. osobne pristrihol symbolické krídla z bielych šiat svojej dcéry Alžbety. Cár Pyotr Alekseevič sa o tomto rituále dozvedel v Európe a ponáhľal sa ho vykonať vo svojom paláci, najmä keď jeho dieťa „prešlo“ dvanásť rokov. Po páde krídel na podlahu začala byť Alžbeta považovaná za nevestu. Pravda, keď sa v rodine rozprávali o svadbe, Lizanka vždy začala plakať a prosiť rodičov, aby ju nechali doma.

Lenin tvrdil, že NEP vyvedie krajinu z krízy a sovietska moc bude len silnejšia, pretože všetky páky kontroly zostanú v rukách štátu. A ekonomika sa skutočne rozbehla, ale proletársky vodca sa trochu mýlil v súvislosti s „pákami“.

Dokonca aj v krutých časoch stredoveku sa snažili nepopravovať námorníkov: trénovať sa na dobrého námorníka bolo príliš dlhé a náročné. Skúsený námorník mal cenu zlata, čo však neprekážalo lodným katom (profesionálnym dôstojníkom, exekútorom – táto pozícia sa v námorníctve rôznych krajín nazývala rôzne) v ére plachetníc, aby svojich sluhov mučili ako Sidorov. kozy. Trest smrti sa však stále uplatňoval na námorníkov pomerne zriedkavo. Na to bolo potrebné spáchať skutočne hrozný zločin.

„Srdce vyrobené zo silnej damaškovej ocele“ – takto zvyčajne hovoríme o ľuďoch, pričom kladieme dôraz na ich odolnosť. Viete však, čo je damašková oceľ? Pamätáte si, že toto slovo je neoddeliteľne spojené s históriou Ruska?

V lete 1941 bolo v Moskve stanné právo. Zvyšujúca sa frekvencia náletov nemeckých bombardérov prinútila sovietsku vládu evakuovať z hlavného mesta najcennejšie archívy, múzejné exponáty a kultúrne predmety. Múmia V.I. bola samozrejme považovaná za obzvlášť drahý predmet, ktorý sa musel okamžite odstrániť. Lenin.

V hrdinských a tragických 30. rokoch 20. storočia ruské ženy viac ako raz ukázali svetu svoju neochvejnú silu ducha a svoje úspechy v profesiách, ktoré boli pre ženy predtým nepredstaviteľné. V októbri 1938 agentúra TASS oznámila nový svetový letecký rekord v rozsahu letov. Ťažké dvojmotorové lietadlo „Rodina“, riadené ženskou posádkou v zložení: prvá pilotka – Valentina Grizodubová, druhá pilotka – Polina Osipenko, navigátorka – Marina Rasková, letelo po trase Moskva – Ďaleký východ.

Od rozpadu Sovietskeho zväzu uplynulo takmer 30 rokov, ale otázka „Kto je vinníkom za smrť Červenej ríše? je aktuálne aj dnes. Niektorí veria, že komunizmus bol sám o sebe neživotaschopná utópia, iní poukazujú na „podvratné aktivity kapitalistických spravodajských služieb“. Veľmi málo pozornosti sa však venuje tomu, ako takmer na celom svete prispel k pádu komunistických režimov ďalší velikán západnej civilizácie, rímskokatolícka cirkev.

Tanzánia sa na mape objavila v roku 1964 v dôsledku zjednotenia dvoch krajín – Tanganiky a Zanzibaru. Predtým tu vládli skutočné zákony džungle – bola to kolónia, ktorá zásobovala kávou, tabakom a otrokmi. A až v polovici 20. storočia krajina potrebovala nových ľudí. A takí sa našli – syn ​​kmeňového vodcu Júliusa Nyerereho bol v správnom čase na správnom mieste.

Po mnoho storočí milióny ľudských očí s nástupom noci upriamujú svoj pohľad nahor - na tajomné svetlá na oblohe - hviezd nášho vesmíru. Starovekí ľudia videli rôzne postavy zvierat a ľudí v zhlukoch hviezd a každá z nich vytvorila svoj vlastný príbeh. Neskôr sa takéto zhluky začali nazývať súhvezdiami. Dnes astronómovia identifikujú 88 súhvezdí, ktoré rozdeľujú hviezdnu oblohu na určité oblasti, podľa ktorých sa dá navigovať a určiť polohu hviezd. V našom vesmíre sú najpočetnejšie objekty dostupné ľudskému oku hviezdy. Predstavujú zdroj svetla a energie pre celú slnečnú sústavu. Vytvárajú tiež ťažké prvky potrebné pre vznik života. A bez hviezd vesmíru by nebol život, pretože Slnko dáva svoju energiu takmer všetkým živým bytostiam na Zemi. Ohrieva povrch našej planéty, čím vytvára teplú oázu plnú života medzi permafrostom vesmíru. Stupeň jasu hviezdy vo vesmíre je určený jej veľkosťou.

Poznáte najväčšiu hviezdu v celom vesmíre?

Hviezda VY Canis Majoris nachádzajúca sa v súhvezdí Veľkého psa je najväčším predstaviteľom hviezdneho sveta. V súčasnosti je to najväčšia hviezda vo vesmíre. Hviezda sa nachádza 5 tisíc svetelných rokov od slnečnej sústavy. Priemer hviezdy je 2,9 miliardy km.

Ale nie všetky hviezdy vo vesmíre sú také obrovské. Existujú aj takzvané trpasličie hviezdy.

Porovnávacie veľkosti hviezd

Astronómovia hodnotia veľkosť hviezd na stupnici, podľa ktorej čím je hviezda jasnejšia, tým je jej číslo nižšie. Každé nasledujúce číslo zodpovedá hviezde desaťkrát menej jasnej ako predchádzajúce. Najjasnejšia hviezda na nočnej oblohe vo vesmíre je Sirius. Jej zdanlivá magnitúda je -1,46, čo znamená, že je 15-krát jasnejšia ako hviezda s nulovou magnitúdou. Hviezdy, ktorých magnitúda je 8 a viac, nie je možné vidieť voľným okom. Hviezdy sú tiež klasifikované podľa farby do spektrálnych tried, čo naznačuje ich teplotu. Vo vesmíre existujú tieto triedy hviezd: O, B, A, F, G, K a M. Trieda O zodpovedá najhorúcejším hviezdam vo vesmíre – modrej. Najchladnejšie hviezdy patria do triedy M, ich farba je červená.

Trieda	Teplota, K	skutočná farba	Viditeľná farba	Hlavné rysy
O	30 000—60 000	Modrá	Modrá	Slabé čiary neutrálneho vodíka, hélia, ionizovaného hélia, mnohonásobne ionizovaného Si, C, N.
B	10 000—30 000	bielo-modrá	bielo-modrá a biela	Absorpčné čiary hélia a vodíka. Slabé H a K línie Ca II.
A	7500—10 000	biely	biely	Silná séria Balmer, línie H a K Ca II sa zintenzívňujú smerom k triede F. Tiež bližšie k triede F sa začínajú objavovať línie kovov
F	6000—7500	žlto-biela	biely	Línie H a K Ca II, línie kovov, sú silné. Vodíkové čiary začínajú slabnúť. Objaví sa línia Ca I. Objaví sa a zintenzívni sa pás G tvorený líniami Fe, Ca a Ti.
G	5000—6000	žltá	žltá	Línie H a K Ca II sú intenzívne. Ca I linka a početné kovové linky. Vodíkové čiary naďalej slabnú a objavujú sa pásy molekúl CH a CN.
K	3500—5000	oranžová	žltooranžová	Kovové línie a G pásmo sú intenzívne. Vodíková čiara je takmer neviditeľná. Objavujú sa absorpčné pásy TiO.
M	2000—3500	červená	oranžovo-červená	Pásy TiO a iných molekúl sú intenzívne. Pásmo G sa oslabuje. Kovové línie sú stále viditeľné.

Na rozdiel od všeobecného presvedčenia stojí za zmienku, že hviezdy vesmíru v skutočnosti neblikajú. Toto je len optická ilúzia - výsledok atmosférického rušenia. Podobný efekt možno pozorovať aj v horúcom letnom dni pri pohľade na rozpálený asfalt alebo betón. Horúci vzduch stúpa hore a zdá sa, že sa pozeráte cez trasúce sa sklo. Rovnaký proces spôsobuje ilúziu hviezdneho blikania. Čím bližšie je hviezda k Zemi, tým viac bude „blikať“, pretože jej svetlo prechádza hustejšími vrstvami atmosféry.

Nuclear Hearth of the Universe Stars

Hviezda vo vesmíre je obrovské jadrové centrum. Jadrová reakcia v nej premieňa vodík na hélium vďaka procesu fúzie, ktorým hviezda získava svoju energiu. Jadrá vodíka s jedným protónom sa spájajú a vytvárajú atómy hélia s dvoma protónmi. Jadro obyčajného atómu vodíka má iba jeden protón. Dva izotopy vodíka tiež obsahujú jeden protón, ale majú aj neutróny. Deutérium má jeden neutrón, zatiaľ čo trícium má dva. Hlboko vo vnútri hviezdy sa atóm deutéria spája s atómom trícia a vytvára atóm hélia a voľný neutrón. V dôsledku tohto dlhého procesu sa uvoľňuje obrovské množstvo energie.

Pre hviezdy hlavnej postupnosti sú hlavným zdrojom energie jadrové reakcie zahŕňajúce vodík: protón-protónový cyklus, charakteristický pre hviezdy s hmotnosťou okolo Slnka, a cyklus CNO, ktorý sa vyskytuje iba v masívnych hviezdach a iba vtedy, ak obsahujú uhlík. V neskorších štádiách života hviezdy môžu nastať jadrové reakcie s ťažšími prvkami, až po železo.

	Protón-protónový cyklus	Cyklus CNO
Základné reťazce	p + p → ²D + e + + ν e+ 0,4 MeV ²D + p → 3 He + γ + 5,49 MeV. 3 He + 3 He → 4 He + 2p + 12,85 MeV.	12C + 1H -> 13N+ γ +1,95 MeV 13N ->13C+ e+ + ν e+1,37 MeV 13C + 1H -> 14N+ γ | +7,54 MeV 14N + 1H -> 150+ γ +7,29 MeV 150 → 15N+ e+ + ν e+2,76 MeV 15N + 1H -> 12C + 4 He+4,96 MeV

Keď sa vyčerpajú zásoby vodíka hviezdy, začne hélium premieňať na kyslík a uhlík. Ak je hviezda dostatočne masívna, proces premeny bude pokračovať, kým uhlík a kyslík nevytvoria neón, sodík, horčík, síru a kremík. Nakoniec sa tieto prvky premenia na vápnik, železo, nikel, chróm a meď, až kým jadro nebude zložené výlučne z kovu. Akonáhle sa to stane, jadrová reakcia sa zastaví, pretože teplota topenia železa je príliš vysoká. Vnútorný gravitačný tlak je vyšší ako vonkajší tlak jadrovej reakcie a hviezda sa nakoniec zrúti. Ďalší vývoj udalostí závisí od počiatočnej hmotnosti hviezdy.

Typy hviezd vo vesmíre

Hlavnou sekvenciou je obdobie existencie hviezd vo vesmíre, počas ktorého v ňom prebieha jadrová reakcia, čo je najdlhšie obdobie života hviezdy. Naše Slnko sa momentálne nachádza v tomto období. Počas tejto doby hviezda prechádza miernymi výkyvmi jasu a teploty. Trvanie tohto obdobia závisí od hmotnosti hviezdy. U veľkých masívnych hviezd je kratší a u malých dlhší. Veľmi veľké hviezdy majú vnútorné palivo, ktoré vydrží niekoľko stoviek tisíc rokov, zatiaľ čo malé hviezdy ako Slnko budú svietiť miliardy rokov. Najväčšie hviezdy sa počas hlavnej sekvencie menia na modrých obrov.

Typy hviezd vo vesmíre
Červený obr- Toto je veľká hviezda červenkastej alebo oranžovej farby. Predstavuje neskorú fázu cyklu, keď sa míňajú zásoby vodíka a hélium sa začína premieňať na iné prvky. Zvýšenie vnútornej teploty jadra vedie ku kolapsu hviezdy. Vonkajší povrch hviezdy sa rozťahuje a ochladzuje, čo spôsobuje sčervenanie hviezdy. Červení obri sú veľmi veľké. Ich veľkosť je stokrát väčšia ako bežné hviezdy. Najväčší z obrov sa mení na červených supergigantov. Hviezda s názvom Betelgeuse v súhvezdí Orion je najjasnejším príkladom červeného supergianta.
Biely trpaslík- to je to, čo zostane z obyčajnej hviezdy po tom, čo prejde štádiom červeného obra. Keď hviezda nemá už žiadne palivo, môže uvoľniť časť svojej hmoty do vesmíru a vytvoriť tak planetárnu hmlovinu. To, čo zostáva, je mŕtve jadro. Nie je v ňom možná jadrová reakcia. Vďaka svojej zostávajúcej energii svieti, ale skôr či neskôr sa minie a potom sa jadro ochladí a zmení sa na čierneho trpaslíka. Bieli trpaslíci sú veľmi hustí. Nie sú väčšie ako Zem, ale ich hmotnosť sa dá prirovnať k hmotnosti Slnka. Sú to neuveriteľne horúce hviezdy s teplotami dosahujúcimi 100 000 stupňov alebo viac.
Hnedý trpaslík nazývaná aj podhviezda. Počas svojho životného cyklu niektoré protohviezdy nikdy nedosiahnu kritickú hmotnosť na začatie jadrových procesov. Ak je hmotnosť protohviezdy iba 1/10 hmotnosti Slnka, jej žiara bude krátkodobá, potom rýchlo vybledne. Zostáva hnedý trpaslík. Je to obrovská plynová guľa, príliš veľká na to, aby bola planétou a príliš malá na to, aby bola hviezdou. Je menšia ako Slnko, no niekoľkonásobne väčšia ako Jupiter. Hnedí trpaslíci nevyžarujú svetlo ani teplo. Toto je len tmavá zrazenina hmoty existujúca v rozľahlosti vesmíru.
Cepheid je hviezda s premenlivou svietivosťou, ktorej pulzačný cyklus sa pohybuje od niekoľkých sekúnd až po niekoľko rokov v závislosti od typu premennej hviezdy. Cefeidy zvyčajne menia svoju svietivosť na začiatku svojho života a na konci svojho života. Sú vnútorné (meniace sa svietivosť v dôsledku procesov vo vnútri hviezdy) a vonkajšie, meniace sa jas v dôsledku vonkajších faktorov, ako je napríklad vplyv obežnej dráhy blízkej hviezdy. Toto sa nazýva aj duálny systém.
Mnohé hviezdy vo vesmíre sú súčasťou veľkých hviezdnych systémov. Dvojité hviezdy je sústava dvoch hviezd navzájom gravitačne spojených. Otáčajú sa po uzavretých dráhach okolo jedného ťažiska. Je dokázané, že polovica všetkých hviezd v našej galaxii má pár. Vizuálne vyzerajú spárované hviezdy ako dve samostatné hviezdy. Môžu byť určené posunom spektrálnych čiar (Dopplerov jav). V zákrytových binárnych systémoch sa hviezdy pravidelne navzájom zatmia, pretože ich obežné dráhy sú umiestnené pod malým uhlom k zornej línii.

Životný cyklus hviezd vo vesmíre

Hviezda vo vesmíre začína svoj život ako oblak prachu a plynu nazývaný hmlovina. Gravitácia blízkej hviezdy alebo tlaková vlna zo supernovy môže spôsobiť zmenšenie hmloviny. Prvky plynového oblaku sa spájajú do hustej oblasti nazývanej protohviezda. V dôsledku následného stlačenia sa protohviezda zahreje. Nakoniec dosiahne kritické množstvo a začne jadrový proces; postupne hviezda prechádza všetkými fázami svojej existencie. Prvá (jadrová) etapa života hviezdy je najdlhšia a najstabilnejšia. Životnosť hviezdy závisí od jej veľkosti. Veľké hviezdy spotrebujú svoje životne dôležité palivo rýchlejšie. Ich životný cyklus nemôže trvať dlhšie ako niekoľko stotisíc rokov. Malé hviezdy však žijú mnoho miliárd rokov, pretože svoju energiu míňajú pomalšie.

Ale nech je to akokoľvek, skôr či neskôr sa minie hviezdne palivo a potom sa malá hviezda zmení na červeného obra a veľká hviezda na červeného superobra. Táto fáza bude trvať až do úplného spotrebovania paliva. V tomto kritickom momente vnútorný tlak jadrovej reakcie zoslabne a už nedokáže vyvážiť silu gravitácie a v dôsledku toho hviezda skolabuje. Malé hviezdy vo vesmíre sa potom zvyčajne vyvinú do planetárnej hmloviny s jasným, žiariacim jadrom nazývaným biely trpaslík. Postupom času sa ochladí a zmení sa na tmavú zrazeninu hmoty - čierneho trpaslíka.

Pre veľké hviezdy sa veci dejú trochu inak. Počas kolapsu uvoľňujú neskutočné množstvo energie a silný výbuch zrodí supernovu. Ak je jej magnitúda 1,4 magnitúdy Slnka, tak, žiaľ, jadro nebude schopné udržať svoju existenciu a po ďalšom kolapse sa supernova stane neutrónom. Vnútorná hmota hviezdy sa stlačí do takej miery, že atómy vytvoria hustú škrupinu pozostávajúcu z neutrónov. Ak je hviezdna magnitúda trojnásobkom slnečnej magnitúdy, potom ju kolaps jednoducho zničí a vymaže z tváre vesmíru. Zostane z nej iba oblasť silnej gravitácie, prezývaná čierna diera.

Hmlovina, ktorú po sebe zanechala hviezda vo vesmíre, sa môže rozširovať v priebehu miliónov rokov. Nakoniec to ovplyvní gravitácia susednej hviezdy alebo nárazová vlna supernovy a všetko sa zopakuje. Tento proces bude prebiehať v celom vesmíre - nekonečný cyklus života, smrti a znovuzrodenia. Výsledkom tohto hviezdneho vývoja je vznik ťažkých prvkov nevyhnutných pre život. Naša slnečná sústava vznikla z druhej alebo tretej generácie hmloviny a vďaka tomu sa na Zemi a iných planétach nachádzajú ťažké prvky. To znamená, že v každom z nás sú kúsky hviezd. Všetky atómy nášho tela sa zrodili v atómovom zdroji alebo v dôsledku ničivej explózie supernovy
.

Zdanlivo nenápadný UY Shield

Čo sa týka hviezd, zdá sa, že moderná astrofyzika znovu prežíva svoje začiatky. Pozorovania hviezd poskytujú viac otázok ako odpovedí. Preto pri otázke, ktorá hviezda je najväčšia vo vesmíre, musíte byť okamžite pripravení odpovedať na otázky. Pýtate sa na najväčšiu hviezdu, ktorú veda pozná, alebo na to, čo veda obmedzuje hviezdu? Ako to už býva, v oboch prípadoch nedostanete jednoznačnú odpoveď. Najpravdepodobnejší kandidát na najväčšiu hviezdu sa celkom rovnako delí o dlaň so svojimi „susedmi“. Otvorené zostáva aj to, o koľko môže byť menší ako skutočný „kráľ hviezdy“.

Porovnanie veľkostí Slnka a hviezdy UY Scuti. Slnko je takmer neviditeľný pixel naľavo od UY Scutum.

S určitými výhradami možno superobra UY Scuti nazvať najväčšou pozorovanou hviezdou súčasnosti. Prečo „s výhradou“ bude uvedené nižšie. UY Scuti je od nás vzdialená 9 500 svetelných rokov a je pozorovaná ako slabá premenná hviezda, viditeľná v malom ďalekohľade. Podľa astronómov jeho polomer presahuje 1 700 slnečných polomerov a počas obdobia pulzácie sa táto veľkosť môže zvýšiť až na 2 000.

Ukazuje sa, že ak by sa takáto hviezda umiestnila na miesto Slnka, súčasné obežné dráhy pozemskej planéty by boli v hĺbke superobra a hranice jej fotosféry by občas priliehali k orbite. Ak si našu Zem predstavíme ako zrnko pohánky a Slnko ako vodný melón, potom bude priemer UY štítu porovnateľný s výškou televíznej veže Ostankino.

Prelet okolo takejto hviezdy rýchlosťou svetla bude trvať až 7-8 hodín. Pripomeňme si, že svetlo vyžarované Slnkom dosiahne našu planétu len za 8 minút. Ak letíte rovnakou rýchlosťou, akou urobí jednu otáčku okolo Zeme za hodinu a pol, potom let okolo UY Scuti potrvá približne 36 rokov. Teraz si predstavme tieto váhy, berúc do úvahy, že ISS letí 20-krát rýchlejšie ako guľka a desaťkrát rýchlejšie ako osobné lietadlá.

Hmotnosť a svietivosť UY Scuti

Stojí za zmienku, že taká monštruózna veľkosť UY Shield je úplne neporovnateľná s jeho ostatnými parametrami. Táto hviezda je „len“ 7-10 krát hmotnejšia ako Slnko. Ukazuje sa, že priemerná hustota tohto superobra je takmer miliónkrát nižšia ako hustota vzduchu okolo nás! Pre porovnanie, hustota Slnka je jedenapolkrát vyššia ako hustota vody a zrnko hmoty dokonca „váži“ milióny ton. Zhruba povedané, priemerná hmota takejto hviezdy je svojou hustotou podobná vrstve atmosféry nachádzajúcej sa vo výške asi sto kilometrov nad morom. Táto vrstva, tiež nazývaná Karmanova čiara, je konvenčnou hranicou medzi zemskou atmosférou a vesmírom. Ukazuje sa, že hustota UY Shield je len o málo menšia ako vákuum vesmíru!

Tiež UY Scutum nie je najjasnejší. So svojou vlastnou svietivosťou 340 000 slnečných lúčov je desaťkrát slabšia ako najjasnejšie hviezdy. Dobrým príkladom je hviezda R136, ktorá je dnes najhmotnejšou známou hviezdou (265 hmotností Slnka) a je takmer deväťmiliónkrát jasnejšia ako Slnko. Okrem toho je hviezda len 36-krát väčšia ako Slnko. Ukazuje sa, že R136 je 25-krát jasnejší a približne rovnaký početkrát masívnejší ako UY Scuti, napriek tomu, že je 50-krát menší ako obr.

Fyzikálne parametre UY Shield

Celkovo je UY Scuti pulzujúcim premenlivým červeným supergiantom spektrálnej triedy M4Ia. To znamená, že na Hertzsprung-Russellovom diagrame spektra-svietivosti sa UY Scuti nachádza v pravom hornom rohu.

Momentálne sa hviezda blíži k záverečnej fáze svojho vývoja. Rovnako ako všetky supergianty začal aktívne spaľovať hélium a niektoré ďalšie ťažšie prvky. Podľa súčasných modelov sa UY Scuti v priebehu miliónov rokov postupne premení na žltého supergianta, potom na jasne modrú premennú alebo Wolf-Rayetovu hviezdu. Poslednými fázami jej vývoja bude explózia supernovy, počas ktorej hviezda zhodí svoj obal a s najväčšou pravdepodobnosťou zanechá za sebou neutrónovú hviezdu.

Už teraz UY Scuti prejavuje svoju aktivitu v podobe polopravidelnej variability s približnou dobou pulzovania 740 dní. Ak vezmeme do úvahy, že hviezda môže zmeniť svoj polomer od 1700 do 2000 polomerov Slnka, rýchlosť jej rozpínania a zmršťovania je porovnateľná s rýchlosťou kozmických lodí! Jeho strata hmotnosti je pôsobivou rýchlosťou 58 miliónov hmotností Slnka za rok (alebo 19 hmotností Zeme za rok). To je takmer jeden a pol hmotnosti Zeme za mesiac. UY Scuti, ktorý sa nachádzal v hlavnej postupnosti pred miliónmi rokov, mohol mať hmotnosť 25 až 40 hmotností Slnka.

Obri medzi hviezdami

Keď sa vrátime k vyššie uvedenému odmietnutiu zodpovednosti, poznamenávame, že prvenstvo UY Scuti ako najväčšej známej hviezdy nemožno nazvať jednoznačným. Faktom je, že astronómovia stále nedokážu určiť vzdialenosť k väčšine hviezd s dostatočnou presnosťou, a preto odhadujú ich veľkosti. Okrem toho sú veľké hviezdy zvyčajne veľmi nestabilné (pamätajte na pulzáciu UY Scuti). Rovnako tak majú dosť rozmazanú štruktúru. Môžu mať pomerne rozsiahlu atmosféru, nepriehľadné škrupiny plynu a prachu, disky alebo veľkú sprievodnú hviezdu (napríklad VV Cephei, pozri nižšie). Nie je možné presne povedať, kde leží hranica takýchto hviezd. Koniec koncov, zavedený koncept hranice hviezd ako polomeru ich fotosféry je už extrémne svojvoľný.

Preto toto číslo môže zahŕňať asi tucet hviezd, medzi ktoré patria NML Cygnus, VV Cephei A, VY Canis Majoris, WOH G64 a niektoré ďalšie. Všetky tieto hviezdy sa nachádzajú v blízkosti našej galaxie (vrátane jej satelitov) a sú si v mnohom podobné. Všetci sú červení superobri alebo hyperobri (pozri nižšie rozdiel medzi super a hyper). Každá z nich sa o niekoľko miliónov, ba až tisícok rokov zmení na supernovu. Majú tiež podobnú veľkosť, ležia v rozmedzí 1400-2000 slnečných lúčov.

Každá z týchto hviezd má svoju zvláštnosť. Takže v UY Scutum je táto vlastnosť už spomínaná variabilita. WOH G64 má toroidný plyno-prachový obal. Mimoriadne zaujímavá je dvojitá zákrytová premenná hviezda VV Cephei. Ide o tesný systém dvoch hviezd, ktorý pozostáva z červeného hyperobra VV Cephei A a modrej hviezdy hlavnej postupnosti VV Cephei B. Centrá týchto hviezd sú od seba vzdialené asi 17-34 . Vzhľadom na to, že polomer VV Cepheus B môže dosiahnuť 9 AU. (1900 polomerov Slnka), sú hviezdy umiestnené vo vzdialenosti „na dĺžku paže“ od seba. Ich tandem je tak blízko, že celé kusy hyperobra prúdia obrovskou rýchlosťou na „malého suseda“, ktorý je od neho takmer 200-krát menší.

Hľadá sa vodca

Za takýchto podmienok je už odhadovanie veľkosti hviezd problematické. Ako môžeme hovoriť o veľkosti hviezdy, ak jej atmosféra prúdi do inej hviezdy alebo sa plynule mení na disk plynu a prachu? A to aj napriek tomu, že samotná hviezda pozostáva z veľmi riedeného plynu.

Navyše, všetky najväčšie hviezdy sú extrémne nestabilné a majú krátke trvanie. Takéto hviezdy môžu žiť niekoľko miliónov alebo dokonca stoviek tisíc rokov. Preto si pri pozorovaní obrovskej hviezdy v inej galaxii môžete byť istí, že na jej mieste teraz pulzuje neutrónová hviezda alebo čierna diera ohýba priestor, obklopený zvyškami výbuchu supernovy. Aj keď je takáto hviezda od nás vzdialená tisíce svetelných rokov, človek si nemôže byť úplne istý, že stále existuje alebo zostáva tým istým obrom.

Pridajme k tomu nedokonalosť moderných metód určovania vzdialenosti ku hviezdam a množstvo bližšie nešpecifikovaných problémov. Ukazuje sa, že ani medzi tuctom známych najväčších hviezd nie je možné identifikovať konkrétneho vodcu a usporiadať ich podľa rastúcej veľkosti. V tomto prípade bol UY Shield uvedený ako najpravdepodobnejší kandidát na vedenie Veľkej desiatky. To vôbec neznamená, že jeho vedenie je nepopierateľné a že napríklad NML Cygnus alebo VY Canis Majoris nemôžu byť väčší ako ona. Preto môžu rôzne zdroje odpovedať na otázku o najväčšej známej hviezde rôznymi spôsobmi. To hovorí menej o ich neschopnosti ako o tom, že veda nevie dať jednoznačné odpovede ani na takéto priame otázky.

Najväčší vo vesmíre

Ak sa veda nezaviaže vybrať tie najväčšie spomedzi objavených hviezd, ako môžeme hovoriť o tom, ktorá hviezda je najväčšia vo vesmíre? Vedci odhadujú, že počet hviezd, dokonca aj v rámci pozorovateľného vesmíru, je desaťkrát väčší ako počet zrniek piesku na všetkých plážach sveta. Samozrejme, aj tie najvýkonnejšie moderné teleskopy ich dokážu vidieť nepredstaviteľne menšiu časť. Pri hľadaní „hviezdneho vodcu“ nepomôže, že najväčšie hviezdy môžu vyniknúť svojou svietivosťou. Nech je ich jasnosť akákoľvek, pri pozorovaní vzdialených galaxií bude slabnúť. Navyše, ako už bolo uvedené, najjasnejšie hviezdy nie sú najväčšie (napríklad R136).

Pamätajme tiež, že pri pozorovaní veľkej hviezdy vo vzdialenej galaxii skutočne uvidíme jej „duch“. Preto nie je ľahké nájsť najväčšiu hviezdu vo vesmíre, hľadať ju bude jednoducho zbytočné.

Hypergianti

Ak je prakticky nemožné nájsť najväčšiu hviezdu, možno stojí za to ju teoreticky vyvinúť? Teda nájsť určitú hranicu, po ktorej už existencia hviezdy hviezdou byť nemôže. Aj tu však moderná veda čelí problému. Moderný teoretický model evolúcie a fyziky hviezd nevysvetľuje veľa z toho, čo v skutočnosti existuje a je pozorované v ďalekohľadoch. Príkladom toho sú hypergianti.

Astronómovia museli opakovane zvyšovať latku na hranici hmotnosti hviezd. Túto hranicu prvýkrát zaviedol v roku 1924 anglický astrofyzik Arthur Eddington. Po získaní kubickej závislosti svietivosti hviezd od ich hmotnosti. Eddington si uvedomil, že hviezda nemôže hromadiť hmotu donekonečna. Jas sa zvyšuje rýchlejšie ako hmotnosť a to skôr či neskôr povedie k narušeniu hydrostatickej rovnováhy. Ľahký tlak zvyšujúcej sa jasnosti doslova odfúkne vonkajšie vrstvy hviezdy. Hranica vypočítaná Eddingtonom bola 65 hmotností Slnka. Následne astrofyzici spresnili jeho výpočty pridaním nezapočítaných komponentov a použitím výkonných počítačov. Takže súčasný teoretický limit hmotnosti hviezd je 150 hmotností Slnka. Teraz si pamätajte, že R136a1 má hmotnosť 265 hmotností Slnka, čo je takmer dvojnásobok teoretického limitu!

R136a1 je v súčasnosti najhmotnejšia známa hviezda. Okrem nej má niekoľko ďalších hviezd významné hmotnosti, ktorých počet v našej galaxii možno spočítať na jednej ruke. Takéto hviezdy sa nazývali hypergianti. Všimnite si, že R136a1 je výrazne menší ako hviezdy, ktoré by, ako sa zdá, mali byť v triede nižšie - napríklad supergiant UY Scuti. Hypergianty sa totiž nazývajú nie najväčšie hviezdy, ale tie najhmotnejšie. Pre takéto hviezdy bola vytvorená samostatná trieda na diagrame spektrálnej svietivosti (O), ktorá sa nachádza nad triedou supergiantov (Ia). Presná počiatočná hmotnosť hypergianta nebola stanovená, ale spravidla ich hmotnosť presahuje 100 hmotností Slnka. Žiadna z najväčších hviezd Veľkej desiatky nedosahuje tieto limity.

Teoretická slepá ulička

Moderná veda nedokáže vysvetliť podstatu existencie hviezd, ktorých hmotnosť presahuje 150 hmotností Slnka. To vyvoláva otázku, ako možno určiť teoretickú hranicu veľkosti hviezd, ak je polomer hviezdy, na rozdiel od hmotnosti, sám o sebe vágnym pojmom.

Zoberme do úvahy skutočnosť, že nie je presne známe, aké boli hviezdy prvej generácie a aké budú počas ďalšieho vývoja vesmíru. Zmeny v zložení a metalicite hviezd môžu viesť k radikálnym zmenám v ich štruktúre. Astrofyzici ešte musia pochopiť prekvapenia, ktoré im prinesú ďalšie pozorovania a teoretické výskumy. Je celkom možné, že UY Scuti sa môže ukázať ako skutočná omrvinka na pozadí hypotetickej „kráľovskej hviezdy“, ktorá niekde svieti alebo bude svietiť v najvzdialenejších kútoch nášho vesmíru.

> hviezdy

hviezdy– masívne plynové gule: história pozorovaní, mená vo vesmíre, klasifikácia s fotografiami, zrod hviezdy, vývoj, dvojité hviezdy, zoznam najjasnejších.

hviezdy- nebeské telesá a obrie žeravé gule plazmy. Len v našej galaxii Mliečna dráha, vrátane Slnka, sú ich miliardy. Nie je to tak dávno, čo sme sa dozvedeli, že niektoré z nich majú aj planéty.

História pozorovania hviezd

Teraz si môžete jednoducho kúpiť ďalekohľad a pozorovať nočnú oblohu alebo použiť teleskopy online na našej stránke. Od staroveku zohrávali hviezdy na oblohe dôležitú úlohu v mnohých kultúrach. Boli zaznamenané nielen v mýtoch a náboženských príbehoch, ale slúžili aj ako prvé navigačné nástroje. Preto je astronómia považovaná za jednu z najstarších vied. Príchod ďalekohľadov a objavenie zákonov pohybu a gravitácie v 17. storočí pomohli pochopiť, že všetky hviezdy sa podobajú našim, a preto sa riadia rovnakými fyzikálnymi zákonmi.

Vynález fotografie a spektroskopie v 19. storočí (štúdium vlnových dĺžok svetla vyžarovaného predmetmi) poskytol pohľad na zloženie hviezd a princípy pohybu (vytvorenie astrofyziky). Prvý rádioteleskop sa objavil v roku 1937. S jeho pomocou bolo možné nájsť neviditeľné hviezdne žiarenie. A v roku 1990 bolo možné spustiť prvý Hubbleov vesmírny teleskop, schopný získať najhlbší a najdetailnejší pohľad na vesmír (kvalitné Hubbleove fotografie pre rôzne nebeské telesá nájdete na našej stránke).

Názvy hviezd vesmíru

Starovekí ľudia nemali naše technické výhody, a tak rozpoznávali obrazy rôznych tvorov v nebeských objektoch. Boli to súhvezdia, o ktorých sa skladali mýty, aby si ich mená zapamätali. Navyše takmer všetky tieto názvy sa zachovali a používajú sa dodnes.

V modernom svete existuje (medzi nimi 12 patrí do zverokruhu). Najjasnejšia hviezda je označená ako „alfa“, druhá je označená ako „beta“ a tretia je označená ako „gama“. A tak to pokračuje až do konca gréckej abecedy. Existujú hviezdy, ktoré predstavujú časti tela. Napríklad najjasnejšia hviezda Orionu (Alpha Orionis) je „rameno (podpazušie) obra“.

Nezabudnite, že celý ten čas bolo zostavených veľa katalógov, ktorých označenia sa používajú dodnes. Napríklad katalóg Henryho Drapera ponúka spektrálne klasifikácie a pozície pre 272 150 hviezd. Označenie Betelgeuse je HD 39801.

Na oblohe je ale neskutočne veľa hviezd, preto pre nové používajú skratky označujúce typ hviezdy alebo katalóg. Napríklad PSR J1302-6350 je pulzar (PSR), J používa súradnicový systém J2000 a posledné dve skupiny čísel sú súradnice s kódmi zemepisnej šírky a dĺžky.

Sú všetky hviezdy rovnaké? No, keď pozorujete bez použitia technológie, líšia sa len nepatrne jasom. Ale to sú len obrovské plynové gule, však? Nie naozaj. V skutočnosti majú hviezdy klasifikáciu založenú na ich hlavných charakteristikách.

Medzi zástupcami nájdete modrých obrov a drobných hnedých trpaslíkov. Niekedy narazíte na zvláštne hviezdy, ako sú neutrónové hviezdy. Ponorenie do vesmíru je nemožné bez pochopenia týchto vecí, preto sa pozrime bližšie na typy hviezd.

Väčšina hviezd vo vesmíre je v štádiu hlavnej sekvencie. Môžete si spomenúť na Slnko, Alfa Centauri A a Sirus. Môžu sa radikálne líšiť v mierke, masívnosti a jase, ale vykonávajú rovnaký proces: transformujú vodík na hélium. To spôsobuje obrovský nárast energie. Takáto hviezda zažíva pocit hydrostatickej rovnováhy. Gravitácia spôsobí, že sa objekt zmenší, no jadrová fúzia ho vytlačí. Tieto sily pôsobia v rovnováhe a hviezde sa darí udržať si svoj guľovitý tvar. Veľkosť závisí od masívnosti. Čiara má hmotnosť 80 Jupiterov. Toto je minimálna značka, pri ktorej je možné aktivovať proces tavenia. Ale teoreticky je maximálna hmotnosť 100 solárnych.

Ak nie je palivo, hviezda už nemá dostatočnú hmotnosť na predĺženie jadrovej fúzie. Premení sa na bieleho trpaslíka. Vonkajší tlak nefunguje a v dôsledku gravitácie sa zmenšuje. Trpaslík naďalej svieti, pretože stále zostávajú horúce teploty. Keď sa ochladí, dosiahne teplotu pozadia. Bude to trvať stovky miliárd rokov, takže zatiaľ je jednoducho nemožné nájsť jediného zástupcu. Planetárne systémy bielych trpaslíkov Astrofyzik Roman Rafikov o diskoch okolo bielych trpaslíkov, prstencoch Saturna a budúcnosti slnečnej sústavy Kompaktné hviezdy Astrofyzik Alexander Potekhin o bielych trpaslíkoch, paradoxe hustoty a neutrónových hviezdach:

Cefeidy sú hviezdy, ktoré prešli vývojom od hlavnej postupnosti po pás nestability cefeíd. Sú to obyčajné rádiopulzujúce hviezdy s nápadným vzťahom medzi periodicitou a svietivosťou. Vedci si ich za to vážia, pretože sú výbornými pomocníkmi pri určovaní vzdialeností vo vesmíre. Tiež ukazujú zmeny v radiálnej rýchlosti v súlade s fotometrickými krivkami. Tie svetlejšie vykazujú dlhú periodicitu. Klasickými predstaviteľmi sú supergianti, ktorých hmotnosť je 2-3 krát väčšia ako Slnko. Sú v procese spaľovania paliva počas fázy hlavnej sekvencie a transformujú sa na červených obrov, prekračujúcich líniu nestability Cepheid.

Presnejšie povedané, pojem „dvojitá hviezda“ neodráža skutočný obraz. V skutočnosti je pred nami hviezdny systém reprezentovaný dvoma hviezdami otáčajúcimi sa okolo spoločného ťažiska. Mnoho ľudí robí chybu, keď si mýlia dva objekty, ktoré sa pri pozorovaní voľným okom javia blízko seba, s dvojitou hviezdou. Vedci ťažia z týchto objektov, pretože pomáhajú vypočítať hmotnosť jednotlivých účastníkov. Keď sa pohybujú po spoločnej obežnej dráhe, Newtonove výpočty gravitácie umožňujú vypočítať hmotnosť s neuveriteľnou presnosťou. Podľa vizuálnych vlastností možno rozlíšiť niekoľko kategórií: okultné, vizuálne binárne, spektroskopické binárne a astrometrické. Zákrytové hviezdy sú hviezdy, ktorých obežné dráhy vytvárajú z bodu pozorovania vodorovnú čiaru. To znamená, že človek vidí dvojité zatmenie v jednej rovine (Algol). Vizuálne - dve hviezdy, ktoré je možné rozlíšiť pomocou ďalekohľadu. Ak jeden z nich svieti veľmi jasne, môže byť ťažké oddeliť druhú.

Tvorba hviezd

Pozrime sa bližšie na proces zrodu hviezd. Najprv vidíme obrovský, pomaly rotujúci oblak naplnený vodíkom a héliom. Vnútorná gravitácia spôsobuje, že sa stáča dovnútra, čím sa rýchlejšie otáča. Vonkajšie časti sa premenia na disk a vnútorné časti na guľový zhluk. Materiál sa rozpadá, stáva sa teplejším a hustejším. Čoskoro sa objaví sférická protohviezda. Keď teplo a tlak stúpnu na 1 milión °C, atómové jadrá splynú a zapáli sa nová hviezda. Jadrová fúzia premieňa malé množstvo atómovej hmoty na energiu (1 gram hmoty premenenej na energiu zodpovedá výbuchu 22 000 ton TNT). Pozrite si aj vysvetlenie vo videu, aby ste lepšie pochopili problematiku zrodu a vývoja hviezd.

Evolúcia protohviezdnych oblakov

Astronóm Dmitry Vibe o aktuálnosti, molekulárnych oblakoch a zrode hviezdy:

Zrodenie hviezd

Astronóm Dmitry Vibe o protohviezdach, objave spektroskopie a gravitačnom modeli vzniku hviezd:

Svetlice na mladých hviezdach

Astronóm Dmitry Vibe o supernovách, typoch mladých hviezd a ohnisku v súhvezdí Orion:

Hviezdny vývoj

Na základe hmotnosti hviezdy možno určiť celú jej evolučnú cestu, keď prechádza určitými vzorovanými štádiami. Existujú hviezdy strednej hmotnosti (ako Slnko) s hmotnosťou 1,5-8 násobku hmotnosti Slnka, viac ako 8 a tiež až do polovice hmotnosti Slnka. Zaujímavé je, že čím väčšia je hmotnosť hviezdy, tým kratšia je jej životnosť. Ak dosiahne menej ako desatinu Slnka, potom takéto objekty spadajú do kategórie hnedých trpaslíkov (nedokážu zapáliť jadrovú fúziu).

Stredne hmotný objekt začína život ako oblak s priemerom 100 000 svetelných rokov. Aby sa zrútila do protohviezdy, musí byť teplota 3725 °C. Akonáhle začne vodíková fúzia, môže sa vytvoriť T Tauri, premenná s kolísaním jasu. Následný proces zničenia bude trvať 10 miliónov rokov. Ďalej bude jeho expanzia vyvážená stláčaním gravitácie a bude sa javiť ako hviezda hlavnej postupnosti, ktorá dostáva energiu z vodíkovej fúzie v jadre. Spodný obrázok ukazuje všetky štádiá a premeny v procese hviezdneho vývoja.

Akonáhle sa všetok vodík roztopí na hélium, gravitácia rozdrví hmotu do jadra, čím sa spustí proces rýchleho zahrievania. Vonkajšie vrstvy sa rozťahujú a ochladzujú a hviezda sa stáva červeným obrom. Ďalej sa hélium začne spájať. Keď vyschne, jadro sa zmrští a zohreje sa, čím sa škrupina roztiahne. Pri maximálnej teplote sa vonkajšie vrstvy odfúknu a zostane biely trpaslík (uhlík a kyslík), ktorého teplota dosahuje 100 000 °C. Nie je viac paliva, takže ochladzovanie nastáva postupne. Po miliardách rokov končia svoj život ako čierni trpaslíci.

Procesy formovania a smrti hviezdy s vysokou hmotnosťou prebiehajú neuveriteľne rýchlo. Trvá len 10 000-100 000 rokov, kým sa presunie z protohviezdy. Počas hlavnej sekvencie ide o horúce a modré objekty (1000 až miliónkrát jasnejšie ako Slnko a 10-krát širšie). Ďalej vidíme červeného superobra, ktorý začína spájať uhlík do ťažších prvkov (10 000 rokov). V dôsledku toho vzniká železné jadro so šírkou 6000 km, ktorého jadrové žiarenie už nedokáže odolávať gravitačnej sile.

Keď sa hviezda blíži k 1,4 hmotnosti Slnka, tlak elektrónov už nedokáže zabrániť kolapsu jadra. Z tohto dôvodu vzniká supernova. Pri zničení teplota stúpne na 10 miliárd °C, čím sa železo rozbije na neutróny a neutrína. Len za sekundu sa jadro zrúti do šírky 10 km a potom exploduje v supernove typu II.

Ak zostávajúce jadro dosiahne menej ako 3 hmotnosti Slnka, zmení sa na neutrónovú hviezdu (prakticky len z neutrónov). Ak sa otáča a vysiela rádiové impulzy, potom je . Ak má jadro viac ako 3 hmotnosti Slnka, nič ho nezastaví pred zničením a premenou na .

Hviezda s nízkou hmotnosťou spaľuje svoje zásoby paliva tak pomaly, že bude trvať 100 miliárd až 1 bilión rokov, kým sa stane hviezdou hlavnej postupnosti. Ale vek vesmíru dosahuje 13,7 miliardy rokov, čo znamená, že takéto hviezdy ešte nezomreli. Vedci zistili, že títo červení trpaslíci nie sú predurčení na splynutie s ničím iným ako s vodíkom, čo znamená, že z nich nikdy nevyrastú červení obri. V dôsledku toho je ich osudom ochladzovanie a premena na čiernych trpaslíkov.

Termonukleárne reakcie a kompaktné objekty

Astrofyzik Valery Suleymanov o modelovaní atmosféry, „veľkej diskusii“ v astronómii a zlučovaní neutrónových hviezd:

Astrofyzik Sergej Popov o vzdialenosti ku hviezdam, vzniku čiernych dier a Olbersovom paradoxe:

Sme zvyknutí, že náš systém osvetľuje výlučne jedna hviezda. Existujú však aj iné systémy, v ktorých dve hviezdy na oblohe obiehajú voči sebe navzájom. Presnejšie, iba 1/3 hviezd podobných Slnku sa nachádza samostatne a 2/3 sú dvojhviezdy. Napríklad Proxima Centauri je súčasťou viacnásobného systému, ktorý zahŕňa Alfa Centauri A a B. Asi 30 % hviezd sú násobky.

Tento typ vzniká, keď sa vedľa seba vyvíjajú dve protohviezdy. Jeden z nich bude silnejší a začne ovplyvňovať gravitáciu, čím vznikne presun hmoty. Ak sa jeden javí ako obr a druhý ako neutrónová hviezda alebo čierna diera, potom môžeme očakávať výskyt röntgenového binárneho systému, kde sa hmota neuveriteľne silne zahreje - 555 500 ° C. V prítomnosti bieleho trpaslíka môže plyn zo spoločníka vzplanúť ako nova. Plyn trpaslíka sa pravidelne hromadí a môže sa okamžite zlúčiť, čo spôsobí, že hviezda exploduje v supernove typu I, ktorá je schopná zatieniť galaxiu svojou brilantnosťou na niekoľko mesiacov.

Relativistické dvojhviezdy

Astrofyzik Sergej Popov o meraní hmotnosti hviezdy, čiernych dier a ultravýkonných zdrojov:

Vlastnosti dvojitých hviezd

Astrofyzik Sergej Popov o planetárnych hmlovinách, bielych héliových trpaslíkoch a gravitačných vlnách:

Charakteristika hviezd

Jas

Veľkosť a svietivosť sa používajú na opis jasu hviezdnych nebeských telies. Pojem magnitúdy sa datuje od práce Hipparcha v roku 125 pred Kristom. Očísloval skupiny hviezd na základe zdanlivej jasnosti. Najjasnejšie sú prvej magnitúdy a tak ďalej až po šiestu. Vzdialenosť medzi hviezdou a hviezdou však môže ovplyvniť viditeľné svetlo, takže teraz pridávajú popis skutočnej jasnosti – absolútnu hodnotu. Vypočíta sa pomocou jej zdanlivej veľkosti, ako keby bola od Zeme vzdialená 32,6 svetelných rokov. Moderná stupnica magnitúdy stúpa nad šesť a klesá pod jednu (zdanlivá magnitúda dosahuje -1,46). Nižšie si môžete preštudovať zoznam najjasnejších hviezd na oblohe z pohľadu pozorovateľa Zeme.

Zoznam najjasnejších hviezd viditeľných zo Zeme

№	názov	Vzdialenosť, St. rokov	Zdanlivá hodnota	Absolútna hodnota	Spektrálna trieda	Nebeská pologuľa
0		0,0000158	−26,72	4,8	G2V
1		8,6	−1,46	1,4	A1Vm	Juh
2		310	−0,72	−5,53	A9II	Juh
3		4,3	−0,27	4,06	G2V+K1V	Juh
4		34	−0,04	−0,3	K1.5IIIp	Severná
5		25	0,03 (premenná)	0,6	A0Va	Severná
6		41	0,08	−0,5	G6III + G2III	Severná
7		~870	0,12 (premenná)	−7	B8Iae	Juh
8		11,4	0,38	2,6	F5IV-V	Severná
9		69	0,46	−1,3	B3Vnp	Juh
10		~530	0,50 (premenná)	−5,14	M2Iab	Severná
11		~400	0,61 (premenná)	−4,4	B1III	Juh
12		16	0,77	2,3	A7Vn	Severná
13		~330	0,79	−4,6	B0,5Iv + B1Vn	Juh
14		60	0,85 (premenná)	−0,3	K5III	Severná
15		~610	0,96 (premenná)	−5,2	M1.5Iab	Juh
16		250	0,98 (premenná)	−3,2	B1V	Juh
17		40	1,14	0,7	K0IIIb	Severná
18		22	1,16	2,0	A3Va	Juh
19		~290	1,25 (premenná)	−4,7	B0.5III	Juh
20		~1550	1,25	−7,2	A2Ia	Severná
21		69	1,35	−0,3	B7Vn	Severná
22		~400	1,50	−4,8	B2II	Juh
23		49	1,57	0,5	A1V + A2V	Severná
24		120	1,63 (premenná)	−1,2	M3.5III	Juh
25		330	1,63 (premenná)	−3,5	B1.5IV	Juh

Ďalšie známe hviezdy:

Svietivosť hviezdy je rýchlosť, ktorou je energia vyžarovaná. Meria sa porovnaním so slnečným jasom. Napríklad Alpha Centauri A je 1,3-krát jasnejšia ako Slnko. Ak chcete vykonať rovnaké výpočty v absolútnej hodnote, musíte vziať do úvahy, že 5 na absolútnej stupnici je ekvivalentné 100 na značke svietivosti. Jas závisí od teploty a veľkosti.

Farba

Možno ste si všimli, že hviezdy sa líšia farbou, ktorá v skutočnosti závisí od teploty povrchu.

Trieda	Teplota, K	skutočná farba	Viditeľná farba	Hlavné rysy
O	30 000-60 000	Modrá	Modrá	Slabé čiary neutrálneho vodíka, hélia, ionizovaného hélia, mnohonásobne ionizovaného Si, C, N.
B	10 000-30 000	bielo-modrá	bielo-modrá a biela	Absorpčné čiary hélia a vodíka. Slabé H a K línie Ca II.
A	7500-10 000	biely	biely	Silná séria Balmer, línie H a K Ca II sa zintenzívňujú smerom k triede F. Tiež bližšie k triede F sa začínajú objavovať línie kovov
F	6000-7500	žlto-biela	biely	Línie H a K Ca II, línie kovov, sú silné. Vodíkové čiary začínajú slabnúť. Objaví sa línia Ca I. Objaví sa a zintenzívni sa pás G tvorený líniami Fe, Ca a Ti.
G	5000-6000	žltá	žltá	Línie H a K Ca II sú intenzívne. Ca I linka a početné kovové linky. Vodíkové čiary naďalej slabnú a objavujú sa pásy molekúl CH a CN.
K	3500-5000	oranžová	žltooranžová	Kovové línie a G pásmo sú intenzívne. Vodíková čiara je takmer neviditeľná. Objavujú sa absorpčné pásy TiO.
M	2000-3500	červená	oranžovo-červená	Pásy TiO a iných molekúl sú intenzívne. Pásmo G sa oslabuje. Kovové línie sú stále viditeľné.

Každá hviezda má jednu farbu, ale produkuje široké spektrum, vrátane všetkých typov žiarenia. Rôzne prvky a zlúčeniny absorbujú a vyžarujú farby alebo vlnové dĺžky farieb. Štúdiom spektra hviezd môžete pochopiť zloženie.

Povrchová teplota

Teplota hviezdnych nebeských telies sa meria v Kelvinoch s nulovou teplotou -273,15 °C. Teplota tmavočervenej hviezdy je 2500 K, jasne červenej 3500 K, žltej hviezdy je 5500 K a modrej hviezdy je od 10 000 K do 50 000 K. Teplota je čiastočne ovplyvnená hmotnosťou, jasom a farbou.

Veľkosť

Veľkosť hviezdnych vesmírnych objektov sa určuje v porovnaní so slnečným polomerom. Alpha Centauri A má 1,05 slnečného polomeru. Veľkosti sa môžu líšiť. Napríklad neutrónové hviezdy siahajú do šírky 20 km, ale supergianti majú 1000-násobok priemeru Slnka. Veľkosť ovplyvňuje jas hviezdy (svietivosť je úmerná druhej mocnine polomeru). Na spodných obrázkoch vidíte porovnanie veľkostí hviezd vo vesmíre, vrátane porovnania s parametrami planét slnečnej sústavy.

Porovnávacie veľkosti hviezd

Hmotnosť

Aj tu sa všetko počíta v porovnaní so solárnymi parametrami. Hmotnosť Alpha Centauri A je 1,08 Slnka. Hviezdy s rovnakými hmotnosťami sa nemusia zbiehať vo veľkosti. Hmotnosť hviezdy ovplyvňuje jej teplotu.