Τίτλοι λευκών αστεριών 3. Τύποι αστεριών στο παρατηρήσιμο σύμπαν. Εξέλιξη πρωτοαστρικών νεφών

Ο κόσμος των ουράνιων σωμάτων

Οι άνθρωποι από καιρό αντιμετωπίζουν τον ήλιο με αγάπη και ιδιαίτερο σεβασμό. Εξάλλου, ήδη από την αρχαιότητα, συνειδητοποίησαν ότι χωρίς τον ήλιο δεν μπορεί να ζήσει ούτε άνθρωπος, ούτε ζώο, ούτε φυτό.
Ο ήλιος είναι το πιο κοντινό αστέρι στη γη. Όπως και άλλα αστέρια, αυτό είναι ένα τεράστιο καυτό ουράνιο σώμα που ακτινοβολεί συνεχώς φως και θερμότητα. Ο ήλιος είναι πηγή φωτός και θερμότητας για όλη τη ζωή στη Γη.

Χρησιμοποιώντας τις πληροφορίες, γράψτε τους αριθμούς στο κείμενο.
Η διάμετρος του Ήλιου είναι 109 φορές μεγαλύτερη από τη διάμετρο της Γης. Η μάζα του Ήλιου είναι 330.000 φορές η μάζα του πλανήτη μας. Η απόσταση από τη Γη στον Ήλιο είναι 150 εκατομμύρια χιλιόμετρα. Η θερμοκρασία στην επιφάνεια του Ήλιου φτάνει τους 6 χιλιάδες βαθμούς και στο κέντρο του Ήλιου - 15 - 20 εκατομμύρια βαθμούς.

Με γυμνό μάτι, ένα άτομο μπορεί να δει περίπου 6.000 αστέρια στον νυχτερινό ουρανό. Οι επιστήμονες γνωρίζουν πολλά δισεκατομμύρια αστέρια.
Τα αστέρια ποικίλλουν σε μέγεθος, χρώμα, φωτεινότητα.
Ανά χρώμα διακρίνονται τα λευκά, μπλε, κίτρινα και κόκκινα αστέρια.

Ο ήλιος ανήκει στα κίτρινα αστέρια.

Τα μπλε αστέρια είναι τα πιο καυτά, ακολουθούν τα λευκά, μετά τα κίτρινα και τα πιο κρύα είναι τα κόκκινα αστέρια.
Τα φωτεινότερα αστέρια εκπέμπουν 100.000 φορές περισσότερο φως από τον Ήλιο. Υπάρχουν όμως και εκείνα που λάμπουν ένα εκατομμύριο φορές πιο αδύναμα από τον Ήλιο.

Η διαφορά μεταξύ των αστεριών ανά χρώμα

Ο ήλιος και τα ουράνια σώματα που κινούνται γύρω του αποτελούν το ηλιακό σύστημα. Κατασκευάστε ένα μοντέλο του ηλιακού συστήματος. Για να το κάνετε αυτό, πλάστε μοντέλα πλανητών από πλαστελίνη και τακτοποιήστε τα με τη σωστή σειρά σε ένα φύλλο χαρτονιού. Υπογράψτε τα ονόματα των πλανητών στα πιάτα και κολλήστε τα στο μοντέλο σας.

Λύστε το σταυρόλεξο.

ανοιχτό κενό σταυρόλεξο>>

1. Ο μεγαλύτερος πλανήτης του ηλιακού συστήματος. Απάντηση: Δίας
2. Ένας πλανήτης με δακτυλίους που είναι καθαρά ορατοί σε τηλεσκόπιο. Απάντηση: Κρόνος
3. Ο πλησιέστερος πλανήτης στον Ήλιο. Απάντηση: Ερμής
4. Ο πλανήτης που βρίσκεται πιο μακριά από τον Ήλιο. Απάντηση: Ποσειδώνας
5. Ο πλανήτης στον οποίο ζούμε. Απάντηση: Γη
6. Πλανήτης - γείτονας της Γης, που βρίσκεται πιο κοντά στον Ήλιο από τη Γη. Απάντηση: Αφροδίτη
7. Πλανήτης - ένας γείτονας της Γης, που βρίσκεται πιο μακριά από τον Ήλιο από τη Γη.
Απάντηση: Άρης
8. Πλανήτης που βρίσκεται ανάμεσα στον Κρόνο και τον Ποσειδώνα. Απάντηση: Ουρανός

Χρησιμοποιώντας διάφορες πηγές πληροφοριών, ετοιμάστε μια αναφορά για ένα αστέρι, έναν αστερισμό ή έναν πλανήτη για τον οποίο θα θέλατε να μάθετε περισσότερα. Γράψτε τις βασικές πληροφορίες για το μήνυμά σας.

Άρης- ένας από τους πέντε πλανήτες του ηλιακού συστήματος που μπορεί κανείς να δει από τη Γη με γυμνό μάτι. Από τη Γη, μοιάζει με μια μικρή κόκκινη κουκκίδα, γι' αυτό ο Άρης μερικές φορές αναφέρεται ως ο Κόκκινος Πλανήτης. Ο πλανήτης φέρει το όνομα του αρχαίου ρωμαϊκού θεού του πολέμου, έχει δύο δορυφόρους Φόβο και Δείμο. Αυτά είναι τα ονόματα των δύο γιων του θεού του πολέμου, μεταφράζονται ως «Φόβος» και «Τρόμος». Ο Άρης είναι ο τέταρτος πλανήτης από τον Ήλιο. Από πολλές απόψεις, μοιάζει πολύ με τη Γη. Έχει ατμόσφαιρα, στον Άρη γίνεται αλλαγή εποχής. Και στους δύο πόλους του πλανήτη, όπως και στη Γη, υπάρχουν παγοκαλύμματα. Ο Άρης έχει σχεδόν το μισό μέγεθος του πλανήτη μας.

κύρια ακολουθία. Σε αυτόν τον τύπο ανήκει και το αστέρι μας -. Από την άποψη της αστρικής εξέλιξης, η κύρια ακολουθία είναι η θέση στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell όπου το αστέρι περνά το μεγαλύτερο μέρος της ζωής του.

Διάγραμμα Hertzsprung-Russell.

Τα αστέρια της κύριας ακολουθίας χωρίζονται σε κατηγορίες, τις οποίες θα εξετάσουμε παρακάτω:

Η κατηγορία Ο είναι μπλε αστέρια, η θερμοκρασία τους είναι 22.000 °C. Τυπικά αστέρια είναι η Ζέτα στον αστερισμό Puppis, 15 Unicorn.

Η κατηγορία Β είναι λευκά-μπλε αστέρια. Η θερμοκρασία τους είναι 14.000 °C. Η θερμοκρασία τους είναι 14.000 °C. Τυπικά αστέρια: Έψιλον στον αστερισμό του Ωρίωνα, Ρίγελ, Κολος.

Η κατηγορία Α είναι λευκά αστέρια. Η θερμοκρασία τους είναι 10.000 °C. Χαρακτηριστικά αστέρια είναι ο Σείριος, ο Βέγκα, ο Αλτάιρ.

Η κατηγορία ΣΤ είναι λευκοκίτρινα αστέρια. Η θερμοκρασία της επιφάνειάς τους είναι 6700 °C. Τυπικά αστέρια Canopus, Procyon, Alpha στον αστερισμό του Περσέα.

Η κατηγορία G είναι κίτρινα αστέρια. Θερμοκρασία 5 500 °С. Τυπικά αστέρια: Ήλιος (φάσμα C-2), Capella, Alpha Centauri.

Η κατηγορία Κ είναι κίτρινα-πορτοκαλί αστέρια. Θερμοκρασία 3 800 °C. Τυπικά αστέρια: Άρθουρ, Pollux, Άλφα Άρκτο.

Τάξη Μ -. Αυτά είναι κόκκινα αστέρια. Θερμοκρασία 1 800 °C. Τυπικά αστέρια: Betelgeuse, Antares

Εκτός από τα αστέρια της κύριας ακολουθίας, οι αστρονόμοι διακρίνουν τους ακόλουθους τύπους αστεριών:

Ένας καφέ νάνος μέσα από τα μάτια ενός καλλιτέχνη.

Οι καφέ νάνοι είναι αστέρια στα οποία οι πυρηνικές αντιδράσεις δεν θα μπορούσαν ποτέ να αντισταθμίσουν τις απώλειες ενέργειας λόγω της ακτινοβολίας. Η φασματική κατηγορία τους είναι M - T και Y. Οι θερμοπυρηνικές διεργασίες μπορούν να συμβούν σε καφέ νάνους, αλλά η μάζα τους είναι ακόμα πολύ μικρή για να ξεκινήσει η αντίδραση μετατροπής των ατόμων υδρογόνου σε άτομα ηλίου, η οποία είναι η κύρια προϋπόθεση για τη ζωή ενός πλήρους φύλου αστέρι. Οι καφέ νάνοι είναι μάλλον «θολά» αντικείμενα, αν αυτός ο όρος μπορεί να εφαρμοστεί σε τέτοια σώματα, και οι αστρονόμοι τους μελετούν κυρίως λόγω της υπέρυθρης ακτινοβολίας που εκπέμπουν.

Οι κόκκινοι γίγαντες και οι υπεργίγαντες είναι αστέρια με σχετικά χαμηλή αποτελεσματική θερμοκρασία 2700-4700 ° C, αλλά με τεράστια φωτεινότητα. Το φάσμα τους χαρακτηρίζεται από την παρουσία ζωνών μοριακής απορρόφησης και το μέγιστο εκπομπής πέφτει στην υπέρυθρη περιοχή.

Τα αστέρια τύπου Wolf-Rayet είναι μια κατηγορία άστρων που χαρακτηρίζονται από πολύ υψηλή θερμοκρασία και φωτεινότητα. Τα αστέρια Wolf-Rayet διαφέρουν από άλλα καυτά αστέρια από την παρουσία στο φάσμα ευρειών ζωνών εκπομπής υδρογόνου, ηλίου, καθώς και οξυγόνου, άνθρακα και αζώτου σε διάφορους βαθμούς ιονισμού. Η τελική σαφήνεια της προέλευσης των αστεριών τύπου Wolf-Rayet δεν έχει επιτευχθεί. Ωστόσο, μπορεί να υποστηριχθεί ότι στον Γαλαξία μας αυτά είναι τα υπολείμματα ηλίου από τεράστια αστέρια που αποβάλλουν σημαντικό μέρος της μάζας σε κάποιο στάδιο της εξέλιξής τους.

Τα αστέρια T Tauri είναι μια κατηγορία μεταβλητών αστεριών που ονομάστηκαν για το πρωτότυπό τους T Tauri (τελικοί πρωτάστρες). Μπορούν συνήθως να βρεθούν κοντά σε μοριακά νέφη και να αναγνωριστούν από την (πολύ ακανόνιστη) οπτική μεταβλητότητα και τη χρωμοσφαιρική τους δραστηριότητα. Ανήκουν στα αστέρια των φασματικών κατηγοριών F, G, K, M και έχουν μάζα μικρότερη από δύο ηλιακές. Η θερμοκρασία της επιφάνειάς τους είναι ίδια με αυτή των αστεριών της κύριας ακολουθίας της ίδιας μάζας, αλλά έχουν ελαφρώς μεγαλύτερη φωτεινότητα επειδή η ακτίνα τους είναι μεγαλύτερη. Η κύρια πηγή ενέργειας τους είναι η βαρυτική συμπίεση.

Οι φωτεινές μπλε μεταβλητές, γνωστές και ως μεταβλητές S doradus, είναι πολύ φωτεινοί μπλε παλλόμενοι υπεργίγαντες που ονομάστηκαν από το αστέρι S Doradus. Είναι εξαιρετικά σπάνια. Οι φωτεινές μπλε μεταβλητές μπορούν να λάμπουν ένα εκατομμύριο φορές πιο φωτεινό από τον Ήλιο και να έχουν μάζα 150 ηλιακών μαζών, πλησιάζοντας το θεωρητικό όριο μάζας ενός άστρου, καθιστώντας τα τα φωτεινότερα, πιο καυτά και ισχυρά αστέρια στο σύμπαν.

Οι λευκοί νάνοι είναι ένα είδος αστεριού που «πεθαίνει». Μικρά αστέρια όπως ο Ήλιος μας, τα οποία είναι ευρέως διαδεδομένα στο Σύμπαν, θα μετατραπούν σε λευκούς νάνους στο τέλος της ζωής τους - πρόκειται για μικρά αστέρια (οι πρώην πυρήνες των αστεριών) με πολύ υψηλή πυκνότητα, που είναι ένα εκατομμύριο φορές υψηλότερη από την πυκνότητα του νερού. Το αστέρι στερείται πηγές ενέργειας και σταδιακά κρυώνει, γίνεται σκοτεινό και αόρατο, αλλά η διαδικασία ψύξης μπορεί να διαρκέσει για δισεκατομμύρια χρόνια.

Αστέρια νετρονίων - μια κατηγορία αστέρων, όπως οι λευκοί νάνοι, σχηματίζονται μετά το θάνατο ενός αστεριού με μάζα 8-10 ηλιακών μαζών (άστρα με μεγαλύτερη μάζα ήδη σχηματίζονται). Σε αυτή την περίπτωση, ο πυρήνας συμπιέζεται έως ότου τα περισσότερα σωματίδια μετατραπούν σε νετρόνια. Ένα από τα χαρακτηριστικά των άστρων νετρονίων είναι ένα ισχυρό μαγνητικό πεδίο. Χάρη σε αυτό και την ταχεία περιστροφή που αποκτά το αστέρι λόγω της μη σφαιρικής κατάρρευσης, παρατηρούνται στο διάστημα πηγές ραδιοφώνου και ακτίνων Χ, που ονομάζονται πάλσαρ.

Αξίες. Κατά γενική συμφωνία, αυτές οι κλίμακες επιλέγονται έτσι ώστε ένα λευκό αστέρι, όπως ο Σείριος, να έχει το ίδιο μέγεθος και στις δύο κλίμακες. Η διαφορά μεταξύ των φωτογραφικών και των φωτοακουστικών ποσοτήτων ονομάζεται δείκτης χρώματος ενός δεδομένου αστεριού. Για τέτοια μπλε αστέρια όπως το Rigel, αυτός ο αριθμός θα είναι αρνητικός, καθώς τέτοια αστέρια σε μια συνηθισμένη πλάκα δίνουν μεγαλύτερο μαύρισμα από ό,τι σε ένα ευαίσθητο στο κίτρινο.

Για κόκκινα αστέρια όπως ο Betelgeuse, ο χρωματικός δείκτης φτάνει τα + 2-3 μεγέθη. Αυτή η μέτρηση του χρώματος είναι επίσης μια μέτρηση της θερμοκρασίας της επιφάνειας του αστεριού, με τα μπλε αστέρια να είναι πολύ πιο καυτά από τα κόκκινα.

Δεδομένου ότι οι χρωματικοί δείκτες μπορούν να ληφθούν αρκετά εύκολα ακόμη και για πολύ αμυδρά αστέρια, έχουν μεγάλη σημασία κατά τη μελέτη της κατανομής των αστεριών στο διάστημα.

Τα όργανα είναι από τα πιο σημαντικά εργαλεία για τη μελέτη των αστεριών. Ακόμη και η πιο επιφανειακή ματιά στα φάσματα των άστρων αποκαλύπτει ότι δεν είναι όλα ίδια. Οι γραμμές υδρογόνου Balmer είναι ισχυρές σε ορισμένα φάσματα, αδύναμες σε ορισμένα και απουσιάζουν εντελώς σε ορισμένα.

Σύντομα έγινε σαφές ότι τα φάσματα των αστεριών μπορούν να χωριστούν σε μικρό αριθμό τάξεων, περνώντας σταδιακά το ένα στο άλλο. Το ρεύμα φασματική ταξινόμησηαναπτύχθηκε στο Παρατηρητήριο του Χάρβαρντ υπό τη διεύθυνση του E. Pickering.

Αρχικά, οι φασματικές τάξεις ορίστηκαν με λατινικά γράμματα με αλφαβητική σειρά, αλλά κατά τη διαδικασία βελτίωσης της ταξινόμησης, καθορίστηκαν οι ακόλουθες ονομασίες για διαδοχικές κατηγορίες: O, B, A, F, G, K, M. Επιπλέον, μερικά ασυνήθιστα αστέρια συνδυάζονται σε κατηγορίες R, N και S, και μεμονωμένα άτομα που δεν ταιριάζουν καθόλου σε αυτήν την ταξινόμηση χαρακτηρίζονται με το σύμβολο PEC (ιδιόμορφο - ειδικό).

Είναι ενδιαφέρον να σημειωθεί ότι η διάταξη των αστεριών ανά τάξη είναι επίσης διάταξη ανά χρώμα.

• Τα αστέρια της κατηγορίας Β, στα οποία ανήκουν ο Rigel και πολλά άλλα αστέρια στον Ωρίωνα, είναι μπλε.
• τάξεις O και A - λευκό (Sirius, Deneb).
• κλάσεις F και G - κίτρινο (Procyon, Capella).
• τάξεις Κ και Μ - πορτοκαλί και κόκκινο (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).

Τακτοποιώντας τα φάσματα με την ίδια σειρά, βλέπουμε πώς το μέγιστο της έντασης εκπομπής μετατοπίζεται από το ιώδες στο κόκκινο άκρο του φάσματος. Αυτό υποδηλώνει μείωση της θερμοκρασίας καθώς μετακινείται κανείς από την κατηγορία Ο στην κατηγορία Μ. Η θέση ενός αστεριού στην ακολουθία καθορίζεται περισσότερο από τη θερμοκρασία της επιφάνειας του παρά από τη χημική του σύσταση. Είναι γενικά αποδεκτό ότι η χημική σύνθεση είναι η ίδια για τη συντριπτική πλειοψηφία των άστρων, αλλά οι διαφορετικές επιφανειακές θερμοκρασίες και πιέσεις προκαλούν μεγάλες διαφορές στα αστρικά φάσματα.

Μπλε αστέρια κατηγορίας Οείναι τα πιο καυτά. Η θερμοκρασία της επιφάνειάς τους φτάνει τους 100.000°C. Τα φάσματα τους είναι εύκολα αναγνωρίσιμα από την παρουσία κάποιων χαρακτηριστικών φωτεινών γραμμών ή από τη διάδοση του φόντου μακριά στην υπεριώδη περιοχή.

Ακολουθούνται άμεσα μπλε αστέρια κατηγορίας Β, είναι επίσης πολύ ζεστά (θερμοκρασία επιφάνειας 25.000°C). Τα φάσματα τους περιέχουν γραμμές ηλίου και υδρογόνου. Οι πρώτοι αποδυναμώνουν, ενώ οι δεύτεροι ενισχύονται στη μετάβαση σε τάξη Α.

ΣΤΟ τάξεις ΣΤ και Γ(ένα τυπικό αστέρι της κατηγορίας G είναι ο Ήλιος μας) οι γραμμές του ασβεστίου και άλλων μετάλλων, όπως ο σίδηρος και το μαγνήσιο, αυξάνονται σταδιακά.

ΣΤΟ τάξη ΚΟι γραμμές ασβεστίου είναι πολύ ισχυρές και εμφανίζονται επίσης μοριακές ζώνες.

Τάξη Μπεριλαμβάνει κόκκινα αστέρια με επιφανειακές θερμοκρασίες κάτω από 3000°C. ζώνες οξειδίου του τιτανίου είναι ορατές στα φάσματα τους.

Τάξεις R, N και Sανήκουν στον παράλληλο κλάδο των ψυχρών αστέρων των οποίων τα φάσματα περιέχουν άλλα μοριακά συστατικά.

Για τον γνώστη, ωστόσο, υπάρχει μια πολύ μεγάλη διαφορά μεταξύ των "κρύων" και "καυτών" αστεριών κατηγορίας Β. Σε ένα ακριβές σύστημα ταξινόμησης, κάθε τάξη υποδιαιρείται σε πολλές ακόμη υποκατηγορίες. Τα πιο καυτά αστέρια της κατηγορίας Β είναι υποκατηγορία VO, αστέρια με μέση θερμοκρασία για αυτήν την κατηγορία - k υποκατηγορία Β5, τα πιο κρύα αστέρια - να υποκατηγορία Β9. Τα αστέρια είναι ακριβώς πίσω τους. υποκατηγορία AO.

Η μελέτη των φασμάτων των αστεριών αποδεικνύεται πολύ χρήσιμη, καθώς καθιστά δυνατή την κατά προσέγγιση ταξινόμηση των αστεριών σύμφωνα με τα απόλυτά τους μεγέθη. Για παράδειγμα, το αστέρι VZ είναι ένας γίγαντας με απόλυτο μέγεθος περίπου -2,5. Είναι πιθανό, ωστόσο, το αστέρι να είναι δέκα φορές πιο φωτεινό (απόλυτη τιμή - 5,0) ή δέκα φορές πιο αχνό (απόλυτη τιμή 0,0), αφού είναι αδύνατο να δοθεί μια πιο ακριβής εκτίμηση μόνο από τον φασματικό τύπο.

Κατά τον καθορισμό μιας ταξινόμησης αστρικών φασμάτων, είναι πολύ σημαντικό να προσπαθήσουμε να διαχωρίσουμε τους γίγαντες από τους νάνους σε κάθε φασματική τάξη ή, όπου αυτή η διαίρεση δεν υπάρχει, να ξεχωρίσουμε από την κανονική ακολουθία γιγάντων άστρων που έχουν πολύ υψηλή ή πολύ χαμηλή φωτεινότητα. .

Ποτέ δεν σκεφτόμαστε ότι ίσως υπάρχει κάποια άλλη ζωή εκτός από τον πλανήτη μας, εκτός από το ηλιακό μας σύστημα. Ίσως υπάρχει ζωή σε μερικούς από τους πλανήτες που περιστρέφονται γύρω από ένα μπλε ή λευκό ή κόκκινο, ή ίσως ένα κίτρινο αστέρι. Ίσως υπάρχει ένας άλλος τέτοιος πλανήτης Γη, στον οποίο ζουν οι ίδιοι άνθρωποι, αλλά ακόμα δεν γνωρίζουμε τίποτα γι 'αυτό. Οι δορυφόροι και τα τηλεσκόπια μας έχουν ανακαλύψει έναν αριθμό πλανητών στους οποίους μπορεί να υπάρχει ζωή, αλλά αυτοί οι πλανήτες απέχουν δεκάδες χιλιάδες, ακόμη και εκατομμύρια έτη φωτός.

Μπλε στραγγαλιστές - μπλε αστέρια

Τα αστέρια που βρίσκονται σε αστρικά σμήνη σφαιρικού τύπου, η θερμοκρασία των οποίων είναι υψηλότερη από τη θερμοκρασία των συνηθισμένων άστρων και το φάσμα χαρακτηρίζεται από σημαντική μετατόπιση προς την μπλε περιοχή από αυτή των αστεριών σμήνων με παρόμοια φωτεινότητα, ονομάζονται μπλε στραγάλες. Αυτό το χαρακτηριστικό τους επιτρέπει να ξεχωρίζουν σε σχέση με άλλα αστέρια σε αυτό το σμήνος στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell. Η ύπαρξη τέτοιων αστεριών διαψεύδει όλες τις θεωρίες αστρικής εξέλιξης, η ουσία των οποίων είναι ότι για αστέρια που προέκυψαν την ίδια χρονική περίοδο, υποτίθεται ότι θα τοποθετηθούν σε μια καλά καθορισμένη περιοχή του διαγράμματος Hertzsprung-Russell. Σε αυτή την περίπτωση, ο μόνος παράγοντας που επηρεάζει την ακριβή θέση ενός αστεριού είναι η αρχική του μάζα. Η συχνή εμφάνιση μπλε στραγάλων εκτός της παραπάνω καμπύλης μπορεί να είναι μια επιβεβαίωση της ύπαρξης ενός τέτοιου πράγματος όπως η ανώμαλη αστρική εξέλιξη.

Οι ειδικοί που προσπαθούν να εξηγήσουν τη φύση της εμφάνισής τους προβάλλουν διάφορες θεωρίες. Το πιο πιθανό από αυτά δείχνει ότι αυτά τα μπλε αστέρια ήταν δυαδικά στο παρελθόν, μετά από το οποίο άρχισε να συμβαίνει ή λαμβάνει χώρα αυτή τη στιγμή η διαδικασία της συγχώνευσης. Το αποτέλεσμα της συγχώνευσης δύο αστέρων είναι η εμφάνιση ενός νέου αστέρα, το οποίο έχει πολύ μεγαλύτερη μάζα, φωτεινότητα και θερμοκρασία από αστέρια της ίδιας ηλικίας.

Εάν η ορθότητα αυτής της θεωρίας μπορεί με κάποιο τρόπο να αποδειχθεί, η θεωρία της αστρικής εξέλιξης θα ήταν απαλλαγμένη από προβλήματα με τη μορφή μπλε στραγάλιων. Το προκύπτον αστέρι θα περιέχει περισσότερο υδρογόνο, το οποίο θα συμπεριφερόταν παρόμοια με ένα νεαρό αστέρι. Υπάρχουν γεγονότα που υποστηρίζουν αυτή τη θεωρία. Οι παρατηρήσεις έδειξαν ότι τα αδέσποτα αστέρια βρίσκονται πιο συχνά στις κεντρικές περιοχές των σφαιρικών σμηνών. Ως αποτέλεσμα του επικρατούντος αριθμού αστέρων μοναδιαίου όγκου εκεί, τα κοντινά περάσματα ή οι συγκρούσεις γίνονται πιο πιθανές.

Για να ελεγχθεί αυτή η υπόθεση, είναι απαραίτητο να μελετηθεί ο παλμός των γαλάζιων στραγάλων, αφού μεταξύ των αστεροσεισμολογικών ιδιοτήτων των συγχωνευμένων αστέρων και των κανονικά παλλόμενων μεταβλητών, μπορεί να υπάρχουν κάποιες διαφορές. Πρέπει να σημειωθεί ότι είναι μάλλον δύσκολο να μετρηθούν οι παλμοί. Αυτή η διαδικασία επηρεάζεται επίσης αρνητικά από τον υπερπληθυσμό του έναστρου ουρανού, τις μικρές διακυμάνσεις στους παλμούς των γαλάζιων στραγάλιων, καθώς και τη σπανιότητα των μεταβλητών τους.

Ένα παράδειγμα συγχώνευσης θα μπορούσε να παρατηρηθεί τον Αύγουστο του 2008, όταν ένα τέτοιο περιστατικό επηρέασε το αντικείμενο V1309, η φωτεινότητα του οποίου μετά την ανίχνευση αυξήθηκε αρκετές δεκάδες χιλιάδες φορές και μετά από λίγους μήνες επέστρεψε στην αρχική του τιμή. Ως αποτέλεσμα 6ετών παρατηρήσεων, οι επιστήμονες κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι αυτό το αντικείμενο είναι δύο αστέρια, η περίοδος περιστροφής των οποίων το ένα γύρω από το άλλο είναι 1,4 ημέρες. Αυτά τα γεγονότα οδήγησαν τους επιστήμονες στην ιδέα ότι τον Αύγουστο του 2008 έλαβε χώρα η διαδικασία συγχώνευσης αυτών των δύο αστεριών.

Τα μπλε stragglers χαρακτηρίζονται από υψηλή ροπή. Για παράδειγμα, η ταχύτητα περιστροφής του αστεριού, που βρίσκεται στη μέση του σμήνους 47 Tucanae, είναι 75 φορές μεγαλύτερη από την ταχύτητα περιστροφής του Ήλιου. Σύμφωνα με την υπόθεση, η μάζα τους είναι 2-3 φορές τη μάζα των άλλων αστέρων που βρίσκονται στο σμήνος. Επίσης, με τη βοήθεια της έρευνας, διαπιστώθηκε ότι αν τα μπλε αστέρια είναι κοντά σε οποιοδήποτε άλλο αστέρι, τότε τα τελευταία θα έχουν χαμηλότερο ποσοστό οξυγόνου και άνθρακα από τα διπλανά τους αστέρια. Πιθανώς, τα αστέρια τραβούν αυτές τις ουσίες από άλλα αστέρια που κινούνται στην τροχιά τους, με αποτέλεσμα να αυξάνεται η φωτεινότητα και η θερμοκρασία τους. Τα «ληστευμένα» αστέρια αποκαλύπτουν μέρη όπου έλαβε χώρα η διαδικασία μετατροπής του αρχικού άνθρακα σε άλλα στοιχεία.

Ονόματα Blue Star - Παραδείγματα

Rigel, Gamma Sails, Alpha Giraffe, Zeta Orion, Tau Canis Major, Zeta Puppis

Λευκά αστέρια - λευκά αστέρια

Ο Friedrich Bessel, ο οποίος ηγήθηκε του Παρατηρητηρίου Koenigsberg, έκανε μια ενδιαφέρουσα ανακάλυψη το 1844. Ο επιστήμονας παρατήρησε την παραμικρή απόκλιση του φωτεινότερου αστέρα στον ουρανό - του Σείριου, από την τροχιά του στον ουρανό. Ο αστρονόμος πρότεινε ότι ο Σείριος είχε έναν δορυφόρο και υπολόγισε επίσης την κατά προσέγγιση περίοδο περιστροφής των άστρων γύρω από το κέντρο μάζας τους, που ήταν περίπου πενήντα χρόνια. Ο Μπέσελ δεν βρήκε την κατάλληλη υποστήριξη από άλλους επιστήμονες, γιατί. κανείς δεν μπορούσε να ανιχνεύσει τον δορυφόρο, αν και ως προς τη μάζα του θα έπρεπε να ήταν συγκρίσιμος με τον Σείριο.

Και μόνο 18 χρόνια αργότερα, ο Alvan Graham Clark, ο οποίος δοκίμαζε το καλύτερο τηλεσκόπιο εκείνης της εποχής, ανακάλυψε ένα αμυδρό λευκό αστέρι κοντά στον Σείριο, το οποίο αποδείχθηκε ότι ήταν ο δορυφόρος του, ονόματι Sirius B.

Η επιφάνεια αυτού του λευκού αστεριού θερμαίνεται στα 25 χιλιάδες Kelvin και η ακτίνα του είναι μικρή. Λαμβάνοντας αυτό υπόψη, οι επιστήμονες κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι ο δορυφόρος έχει υψηλή πυκνότητα (στο επίπεδο των 106 g/cm 3 , ενώ η πυκνότητα του ίδιου του Σείριου είναι περίπου 0,25 g/cm 3 , και του Ήλιου είναι 1,4 g/cm 3 ). Μετά από 55 χρόνια (το 1917), ανακαλύφθηκε ένας άλλος λευκός νάνος, που πήρε το όνομά του από τον επιστήμονα που τον ανακάλυψε - το αστέρι του van Maanen, το οποίο βρίσκεται στον αστερισμό των Ιχθύων.

Ονόματα λευκών αστεριών - παραδείγματα

Vega στον αστερισμό Lyra, Altair στον αστερισμό Eagle, (ορατός το καλοκαίρι και το φθινόπωρο), Sirius, Castor.

κίτρινα αστέρια - κίτρινα αστέρια

Οι κίτρινοι νάνοι ονομάζονται μικρά αστέρια κύριας ακολουθίας, η μάζα των οποίων είναι εντός της μάζας του Ήλιου (0,8-1,4). Κρίνοντας από το όνομα, τέτοια αστέρια έχουν μια κίτρινη λάμψη, η οποία απελευθερώνεται κατά τη διάρκεια της θερμοπυρηνικής διαδικασίας σύντηξης από το υδρογόνο του ηλίου.

Η επιφάνεια τέτοιων αστεριών θερμαίνεται σε θερμοκρασία 5-6 χιλιάδων Kelvin και οι φασματικοί τύποι τους είναι μεταξύ G0V και G9V. Ένας κίτρινος νάνος ζει για περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Η καύση υδρογόνου σε ένα αστέρι το αναγκάζει να πολλαπλασιαστεί σε μέγεθος και να γίνει ένας κόκκινος γίγαντας. Ένα παράδειγμα κόκκινου γίγαντα είναι ο Αλντεμπαράν. Τέτοια αστέρια μπορούν να σχηματίσουν πλανητικά νεφελώματα αποβάλλοντας τα εξωτερικά στρώματα αερίου τους. Σε αυτή την περίπτωση, ο πυρήνας μετατρέπεται σε λευκό νάνο, ο οποίος έχει υψηλή πυκνότητα.

Αν λάβουμε υπόψη το διάγραμμα Hertzsprung-Russell, τότε πάνω του τα κίτρινα αστέρια βρίσκονται στο κεντρικό τμήμα της κύριας ακολουθίας. Δεδομένου ότι ο Ήλιος μπορεί να ονομαστεί τυπικός κίτρινος νάνος, το μοντέλο του είναι αρκετά κατάλληλο για την εξέταση του γενικού μοντέλου των κίτρινων νάνων. Υπάρχουν όμως και άλλα χαρακτηριστικά κίτρινα αστέρια στον ουρανό, τα ονόματα των οποίων είναι Alkhita, Dabikh, Toliman, Hara κ.λπ. Αυτά τα αστέρια δεν είναι πολύ φωτεινά. Για παράδειγμα, το ίδιο Toliman, το οποίο, αν δεν λάβετε υπόψη τον Proxima Centauri, είναι πιο κοντά στον Ήλιο, έχει μέγεθος 0, αλλά ταυτόχρονα, η φωτεινότητά του είναι η υψηλότερη μεταξύ όλων των κίτρινων νάνων. Αυτό το αστέρι βρίσκεται στον αστερισμό του Κενταύρου, είναι επίσης ένας σύνδεσμος σε ένα πολύπλοκο σύστημα, το οποίο περιλαμβάνει 6 αστέρια. Η φασματική τάξη του Toliman είναι G. Αλλά ο Dabih, που βρίσκεται 350 έτη φωτός από εμάς, ανήκει στη φασματική κατηγορία F. Αλλά η υψηλή φωτεινότητά του οφείλεται στην παρουσία ενός κοντινού αστέρα που ανήκει στη φασματική κατηγορία - A0.

Εκτός από το Toliman, το HD82943 έχει φασματικό τύπο G, ο οποίος βρίσκεται στην κύρια ακολουθία. Αυτό το αστέρι, λόγω της χημικής του σύστασης και της θερμοκρασίας παρόμοιας με τον Ήλιο, έχει επίσης δύο μεγάλους πλανήτες. Ωστόσο, το σχήμα των τροχιών αυτών των πλανητών απέχει πολύ από το κυκλικό, επομένως οι προσεγγίσεις τους στο HD82943 συμβαίνουν σχετικά συχνά. Επί του παρόντος, οι αστρονόμοι μπόρεσαν να αποδείξουν ότι αυτό το αστέρι παλαιότερα είχε πολύ μεγαλύτερο αριθμό πλανητών, αλλά με την πάροδο του χρόνου τους κατάπιε όλους.

Ονόματα κίτρινων αστεριών - Παραδείγματα

Toliman, αστέρι HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Κόκκινα αστέρια - κόκκινα αστέρια

Εάν τουλάχιστον μία φορά στη ζωή σας έχετε δει κόκκινα αστέρια στον ουρανό στον φακό του τηλεσκοπίου σας, που έκαιγαν σε μαύρο φόντο, τότε η ανάμνηση αυτής της στιγμής θα σας βοηθήσει να φανταστείτε πιο καθαρά τι θα γραφτεί σε αυτό το άρθρο. Αν δεν έχετε δει ποτέ τέτοια αστέρια, την επόμενη φορά φροντίστε να προσπαθήσετε να τα βρείτε.

Αν αναλάβετε να συντάξετε μια λίστα με τα πιο λαμπερά κόκκινα αστέρια στον ουρανό, τα οποία μπορείτε εύκολα να βρείτε ακόμα και με ένα ερασιτεχνικό τηλεσκόπιο, μπορείτε να διαπιστώσετε ότι είναι όλα άνθρακα. Τα πρώτα κόκκινα αστέρια ανακαλύφθηκαν το 1868. Η θερμοκρασία τέτοιων κόκκινων γιγάντων είναι χαμηλή, επιπλέον, τα εξωτερικά τους στρώματα είναι γεμάτα με τεράστια ποσότητα άνθρακα. Εάν προηγουμένως παρόμοια αστέρια αποτελούσαν δύο φασματικές κατηγορίες - R και N, τώρα οι επιστήμονες τα έχουν αναγνωρίσει σε μια γενική κατηγορία - C. Κάθε φασματική κατηγορία έχει υποκατηγορίες - από 9 έως 0. Την ίδια στιγμή, η κατηγορία C0 σημαίνει ότι το αστέρι έχει υψηλή θερμοκρασία, αλλά λιγότερο κόκκινο από τα αστέρια C9. Είναι επίσης σημαντικό ότι όλα τα αστέρια που κυριαρχούνται από άνθρακα είναι εγγενώς μεταβλητά: μακράς περιόδου, ημικανονικά ή ακανόνιστα.

Επιπλέον, δύο αστέρια, που ονομάζονται κόκκινες ημικανονικές μεταβλητές, συμπεριλήφθηκαν σε μια τέτοια λίστα, το πιο διάσημο από τα οποία είναι το m Cephei. Ο William Herschel ενδιαφέρθηκε επίσης για το ασυνήθιστο κόκκινο χρώμα της, ο οποίος την ονόμασε "ρόδι". Τέτοια αστέρια χαρακτηρίζονται από μια ακανόνιστη αλλαγή στη φωτεινότητα, η οποία μπορεί να διαρκέσει από μερικές δεκάδες έως αρκετές εκατοντάδες ημέρες. Τέτοια μεταβλητά αστέρια ανήκουν στην κατηγορία Μ (ψυχρά αστέρια, η θερμοκρασία της επιφάνειας των οποίων είναι από 2400 έως 3800 Κ).

Δεδομένου του γεγονότος ότι όλα τα αστέρια της βαθμολογίας είναι μεταβλητές, είναι απαραίτητο να εισαχθεί κάποια σαφήνεια στους χαρακτηρισμούς. Είναι γενικά αποδεκτό ότι τα κόκκινα αστέρια έχουν ένα όνομα που αποτελείται από δύο συστατικά - το γράμμα του λατινικού αλφαβήτου και το όνομα του μεταβλητού αστερισμού (για παράδειγμα, T Hare). Στην πρώτη μεταβλητή που ανακαλύφθηκε σε αυτόν τον αστερισμό αποδίδεται το γράμμα R και ούτω καθεξής, μέχρι το γράμμα Z. Εάν υπάρχουν πολλές τέτοιες μεταβλητές, παρέχεται ένας διπλός συνδυασμός λατινικών γραμμάτων για αυτές - από RR έως ZZ. Αυτή η μέθοδος σας επιτρέπει να "ονομάσετε" 334 αντικείμενα. Επιπλέον, τα αστέρια μπορούν επίσης να οριστούν χρησιμοποιώντας το γράμμα V σε συνδυασμό με έναν σειριακό αριθμό (V228 Cygnus). Η πρώτη στήλη της βαθμολογίας προορίζεται για τον προσδιορισμό των μεταβλητών.

Οι επόμενες δύο στήλες του πίνακα υποδεικνύουν τη θέση των αστεριών την περίοδο 2000.0. Ως αποτέλεσμα της αυξημένης δημοτικότητας του Uranometria 2000.0 στους λάτρεις της αστρονομίας, η τελευταία στήλη της βαθμολογίας εμφανίζει τον αριθμό του γραφήματος αναζήτησης για κάθε αστέρι που περιλαμβάνεται στη βαθμολογία. Σε αυτήν την περίπτωση, το πρώτο ψηφίο είναι μια ένδειξη του αριθμού τόμου και το δεύτερο είναι ο σειριακός αριθμός της κάρτας.

Η βαθμολογία εμφανίζει επίσης τις μέγιστες και ελάχιστες τιμές φωτεινότητας των αστρικών μεγεθών. Αξίζει να θυμηθούμε ότι μεγαλύτερος κορεσμός κόκκινου χρώματος παρατηρείται σε αστέρια των οποίων η φωτεινότητα είναι ελάχιστη. Για αστέρια των οποίων η περίοδος μεταβλητότητας είναι γνωστή, εμφανίζεται ως αριθμός ημερών, αλλά τα αντικείμενα που δεν έχουν τη σωστή περίοδο εμφανίζονται ως Irr.

Δεν χρειάζεται πολλή επιδεξιότητα για να βρείτε ένα αστέρι άνθρακα, αρκεί το τηλεσκόπιό σας να έχει αρκετή ισχύ για να το δει. Ακόμα κι αν το μέγεθός του είναι μικρό, το έντονο κόκκινο χρώμα του πρέπει να σας τραβάει την προσοχή. Επομένως, μην στεναχωριέστε αν δεν μπορείτε να τα βρείτε αμέσως. Αρκεί να χρησιμοποιήσετε τον άτλαντα για να βρείτε ένα κοντινό φωτεινό αστέρι και μετά να μετακινηθείτε από αυτό στο κόκκινο.

Διαφορετικοί παρατηρητές βλέπουν διαφορετικά τα ανθρακικά αστέρια. Σε κάποιους μοιάζουν με ρουμπίνια ή με χόβολη που καίγεται από μακριά. Άλλοι βλέπουν βυσσινί ή κόκκινες αποχρώσεις του αίματος σε τέτοια αστέρια. Για αρχή, υπάρχει μια λίστα με τα έξι πιο λαμπερά κόκκινα αστέρια στην κατάταξη, και αν τα βρείτε, μπορείτε να απολαύσετε την ομορφιά τους στο έπακρο.

Ονόματα Ερυθρού Αστέρα - Παραδείγματα

Διαφορές στα αστέρια ανά χρώμα

Υπάρχει μια τεράστια ποικιλία από αστέρια με απερίγραπτες χρωματικές αποχρώσεις. Ως αποτέλεσμα αυτού, ακόμη και ένας αστερισμός έχει λάβει το όνομα "Κουτί κοσμημάτων", το οποίο βασίζεται σε μπλε και ζαφείρια αστέρια και στο κέντρο του είναι ένα αστραφτερό πορτοκαλί αστέρι. Αν αναλογιστούμε τον Ήλιο, τότε έχει ανοιχτό κίτρινο χρώμα.

Ένας άμεσος παράγοντας που επηρεάζει τη διαφορά στο χρώμα των άστρων είναι η θερμοκρασία της επιφάνειάς τους. Εξηγείται απλά. Το φως από τη φύση του είναι ακτινοβολία με τη μορφή κυμάτων. Μήκος κύματος - αυτή είναι η απόσταση μεταξύ των κορυφών του, είναι πολύ μικρή. Για να το φανταστείτε, πρέπει να διαιρέσετε 1 cm σε 100 χιλιάδες πανομοιότυπα μέρη. Μερικά από αυτά τα σωματίδια θα αποτελέσουν το μήκος κύματος του φωτός.

Λαμβάνοντας υπόψη ότι αυτός ο αριθμός αποδεικνύεται αρκετά μικρός, κάθε, ακόμη και η πιο ασήμαντη, αλλαγή σε αυτόν θα προκαλέσει την αλλαγή της εικόνας που παρατηρούμε. Εξάλλου, η όρασή μας αντιλαμβάνεται διαφορετικά μήκη κύματος κυμάτων φωτός ως διαφορετικά χρώματα. Για παράδειγμα, το μπλε έχει κύματα των οποίων το μήκος είναι 1,5 φορές μικρότερο από αυτό του κόκκινου.

Επίσης, σχεδόν ο καθένας μας γνωρίζει ότι η θερμοκρασία μπορεί να έχει την πιο άμεση επίδραση στο χρώμα των σωμάτων. Για παράδειγμα, μπορείτε να πάρετε οποιοδήποτε μεταλλικό αντικείμενο και να το βάλετε στη φωτιά. Καθώς ζεσταίνεται, θα κοκκινίσει. Εάν η θερμοκρασία της φωτιάς αυξανόταν σημαντικά, το χρώμα του αντικειμένου θα άλλαζε επίσης - από κόκκινο σε πορτοκαλί, από πορτοκαλί σε κίτρινο, από κίτρινο σε λευκό και τέλος από λευκό σε μπλε-λευκό.

Δεδομένου ότι ο Ήλιος έχει θερμοκρασία επιφάνειας της τάξης των 5,5 χιλιάδων 0 C, είναι χαρακτηριστικό παράδειγμα κίτρινων αστεριών. Αλλά τα πιο καυτά μπλε αστέρια μπορούν να ζεσταθούν έως και 33 χιλιάδες βαθμούς.

Το χρώμα και η θερμοκρασία έχουν συνδεθεί από τους επιστήμονες με τη βοήθεια φυσικών νόμων. Η θερμοκρασία ενός σώματος είναι ευθέως ανάλογη με την ακτινοβολία του και αντιστρόφως ανάλογη με το μήκος κύματος. Το μπλε έχει μικρότερα μήκη κύματος από το κόκκινο. Τα θερμά αέρια εκπέμπουν φωτόνια των οποίων η ενέργεια είναι ευθέως ανάλογη με τη θερμοκρασία και αντιστρόφως ανάλογη με το μήκος κύματος. Γι' αυτό το μπλε-μπλε εύρος ακτινοβολίας είναι χαρακτηριστικό των πιο καυτών άστρων.

Δεδομένου ότι το πυρηνικό καύσιμο στα αστέρια δεν είναι απεριόριστο, τείνει να καταναλώνεται, γεγονός που οδηγεί στην ψύξη των αστεριών. Επομένως, τα αστέρια μέσης ηλικίας είναι κίτρινα και βλέπουμε τα παλιά αστέρια ως κόκκινα.

Ως αποτέλεσμα του γεγονότος ότι ο Ήλιος βρίσκεται πολύ κοντά στον πλανήτη μας, το χρώμα του μπορεί να περιγραφεί με ακρίβεια. Αλλά για αστέρια που βρίσκονται ένα εκατομμύριο έτη φωτός μακριά, το έργο γίνεται πιο περίπλοκο. Για το σκοπό αυτό χρησιμοποιείται μια συσκευή που ονομάζεται φασματογράφος. Μέσω αυτού, οι επιστήμονες περνούν το φως που εκπέμπουν τα αστέρια, με αποτέλεσμα να είναι δυνατή η φασματική ανάλυση σχεδόν κάθε αστέρα.

Επιπλέον, χρησιμοποιώντας το χρώμα ενός αστεριού, μπορείτε να προσδιορίσετε την ηλικία του, γιατί. Οι μαθηματικοί τύποι επιτρέπουν τη χρήση φασματικής ανάλυσης για τον προσδιορισμό της θερμοκρασίας ενός αστεριού, από την οποία είναι εύκολο να υπολογιστεί η ηλικία του.

Δείτε το βίντεο μυστικά των σταρ στο διαδίκτυο

Τα αστέρια είναι πολύ διαφορετικά: μικρά και μεγάλα, φωτεινά και όχι πολύ φωτεινά, γέροι και νέοι, ζεστά και κρύα, λευκά, μπλε, κίτρινα, κόκκινα κ.λπ.

Το διάγραμμα Hertzsprung-Russell σας επιτρέπει να κατανοήσετε την ταξινόμηση των αστεριών.

Δείχνει τη σχέση μεταξύ του απόλυτου μεγέθους, της φωτεινότητας, του φασματικού τύπου και της θερμοκρασίας επιφάνειας ενός άστρου. Τα αστέρια σε αυτό το διάγραμμα δεν είναι διατεταγμένα τυχαία, αλλά σχηματίζουν καλά καθορισμένες περιοχές.

Τα περισσότερα από τα αστέρια βρίσκονται στο λεγόμενο κύρια ακολουθία. Η ύπαρξη της κύριας ακολουθίας οφείλεται στο γεγονός ότι το στάδιο καύσης υδρογόνου είναι ~ 90% του χρόνου εξέλιξης των περισσότερων αστεριών: η καύση υδρογόνου στις κεντρικές περιοχές του άστρου οδηγεί στο σχηματισμό ενός ισοθερμικού πυρήνα ηλίου, η μετάβαση στο στάδιο του κόκκινου γίγαντα και η αποχώρηση του αστεριού από την κύρια ακολουθία. Η σχετικά σύντομη εξέλιξη των ερυθρών γιγάντων οδηγεί, ανάλογα με τη μάζα τους, στο σχηματισμό λευκών νάνων, άστρων νετρονίων ή μαύρων τρυπών.

Όντας σε διαφορετικά στάδια της εξελικτικής τους ανάπτυξης, τα αστέρια χωρίζονται σε κανονικά αστέρια, αστέρια νάνους, γιγάντια αστέρια.

Τα κανονικά αστέρια είναι τα αστέρια της κύριας ακολουθίας. Ο ήλιος μας είναι ένας από αυτούς. Μερικές φορές τέτοια κανονικά αστέρια όπως ο Ήλιος ονομάζονται κίτρινοι νάνοι.

κίτρινος νάνος

Ο κίτρινος νάνος είναι ένας τύπος άστρου μικρής κύριας ακολουθίας με μάζα μεταξύ 0,8 και 1,2 ηλιακών μαζών και θερμοκρασία επιφάνειας 5000–6000 Κ.

Η διάρκεια ζωής ενός κίτρινου νάνου είναι κατά μέσο όρο 10 δισεκατομμύρια χρόνια.

Αφού καεί ολόκληρη η παροχή υδρογόνου, το αστέρι αυξάνεται πολλές φορές σε μέγεθος και μετατρέπεται σε κόκκινο γίγαντα. Ένα παράδειγμα αυτού του τύπου αστεριών είναι το Aldebaran.

Ο κόκκινος γίγαντας εκτοξεύει τα εξωτερικά του στρώματα αερίου, σχηματίζοντας πλανητικά νεφελώματα και ο πυρήνας καταρρέει σε έναν μικρό, πυκνό λευκό νάνο.

Ένας κόκκινος γίγαντας είναι ένα μεγάλο κοκκινωπό ή πορτοκαλί αστέρι. Ο σχηματισμός τέτοιων άστρων είναι δυνατός τόσο στο στάδιο του σχηματισμού των άστρων όσο και στα μεταγενέστερα στάδια της ύπαρξής τους.

Σε πρώιμο στάδιο, το αστέρι ακτινοβολεί λόγω της βαρυτικής ενέργειας που απελευθερώνεται κατά τη συμπίεση, μέχρι να σταματήσει η συμπίεση με την έναρξη μιας θερμοπυρηνικής αντίδρασης.

Στα τελευταία στάδια της εξέλιξης των άστρων, αφού το υδρογόνο καεί στο εσωτερικό τους, τα αστέρια κατεβαίνουν από την κύρια ακολουθία και μετακινούνται στην περιοχή των ερυθρών γιγάντων και των υπεργιγάντων του διαγράμματος Hertzsprung-Russell: αυτό το στάδιο διαρκεί περίπου το 10% του ο χρόνος της «ενεργού» ζωής των άστρων, δηλαδή τα στάδια της εξέλιξής τους, κατά τα οποία λαμβάνουν χώρα αντιδράσεις πυρηνοσύνθεσης στο αστρικό εσωτερικό.

Το γιγάντιο αστέρι έχει σχετικά χαμηλή θερμοκρασία επιφάνειας, περίπου 5000 βαθμούς. Μια τεράστια ακτίνα, που φτάνει τα 800 ηλιακά και λόγω τόσο μεγάλων μεγεθών, μια τεράστια φωτεινότητα. Η μέγιστη ακτινοβολία πέφτει στις κόκκινες και υπέρυθρες περιοχές του φάσματος, γι' αυτό και ονομάζονται κόκκινοι γίγαντες.

Ο μεγαλύτερος από τους γίγαντες μετατρέπεται σε κόκκινους υπεργίγαντες. Ένα αστέρι που ονομάζεται Betelgeuse στον αστερισμό του Ωρίωνα είναι το πιο εντυπωσιακό παράδειγμα κόκκινου υπεργίγαντα.

Οι νάνοι αστέρες είναι το αντίθετο των γιγάντων και μπορεί να είναι ως εξής.

Ένας λευκός νάνος είναι αυτό που απομένει από ένα συνηθισμένο αστέρι με μάζα που δεν υπερβαίνει τις 1,4 ηλιακές μάζες αφού περάσει από το στάδιο του κόκκινου γίγαντα.

Λόγω της απουσίας υδρογόνου, δεν συμβαίνει θερμοπυρηνική αντίδραση στον πυρήνα τέτοιων αστεριών.

Οι λευκοί νάνοι είναι πολύ πυκνοί. Δεν είναι μεγαλύτερα από τη Γη σε μέγεθος, αλλά η μάζα τους μπορεί να συγκριθεί με τη μάζα του Ήλιου.

Αυτά είναι απίστευτα καυτά αστέρια, που φθάνουν σε θερμοκρασίες 100.000 βαθμών ή περισσότερο. Λάμπουν στην εναπομείνασα ενέργειά τους, αλλά με την πάροδο του χρόνου, εξαντλείται και ο πυρήνας κρυώνει, μετατρέποντας σε μαύρο νάνο.

Οι κόκκινοι νάνοι είναι τα πιο κοινά αστρικού τύπου αντικείμενα στο σύμπαν. Οι εκτιμήσεις για την αφθονία τους κυμαίνονται από 70 έως 90% του αριθμού όλων των αστέρων στον γαλαξία. Είναι αρκετά διαφορετικοί από τους άλλους σταρ.

Η μάζα των ερυθρών νάνων δεν υπερβαίνει το ένα τρίτο της ηλιακής μάζας (το κατώτερο όριο μάζας είναι 0,08 ηλιακό, ακολουθούμενο από καφέ νάνους), η θερμοκρασία της επιφάνειας φτάνει τους 3500 Κ. Οι κόκκινοι νάνοι έχουν φασματικό τύπο Μ ή όψιμο Κ. Αστέρια αυτού τύπος εκπέμπει πολύ λίγο φως, μερικές φορές σε 10.000 φορές μικρότερο από τον Ήλιο.

Δεδομένης της χαμηλής ακτινοβολίας τους, κανένας από τους κόκκινους νάνους δεν είναι ορατός από τη Γη με γυμνό μάτι. Ακόμη και ο πιο κοντινός κόκκινος νάνος στον Ήλιο, ο Proxima Centauri (το πλησιέστερο αστέρι του τριπλού συστήματος στον Ήλιο) και ο πλησιέστερος απλός κόκκινος νάνος, το αστέρι του Barnard, έχουν φαινομενικό μέγεθος 11,09 και 9,53, αντίστοιχα. Ταυτόχρονα, ένα αστέρι με μέγεθος έως και 7,72 μπορεί να παρατηρηθεί με γυμνό μάτι.

Λόγω του χαμηλού ρυθμού καύσης υδρογόνου, οι κόκκινοι νάνοι έχουν πολύ μεγάλη διάρκεια ζωής - από δεκάδες δισεκατομμύρια έως δεκάδες τρισεκατομμύρια χρόνια (ένας κόκκινος νάνος με μάζα 0,1 ηλιακών μαζών θα καίει για 10 τρισεκατομμύρια χρόνια).

Στους κόκκινους νάνους, οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις που περιλαμβάνουν ήλιο είναι αδύνατες, επομένως δεν μπορούν να μετατραπούν σε κόκκινους γίγαντες. Με την πάροδο του χρόνου, σταδιακά συρρικνώνονται και θερμαίνονται όλο και περισσότερο έως ότου εξαντλήσουν ολόκληρη την παροχή καυσίμου υδρογόνου.

Σταδιακά, σύμφωνα με τις θεωρητικές έννοιες, μετατρέπονται σε μπλε νάνους - μια υποθετική κατηγορία αστεριών, ενώ κανένας από τους κόκκινους νάνους δεν έχει καταφέρει ακόμη να μετατραπεί σε μπλε νάνο και στη συνέχεια σε λευκούς νάνους με πυρήνα ηλίου.

Καφέ νάνος - υποαστρικά αντικείμενα (με μάζες στην περιοχή περίπου 0,01 έως 0,08 ηλιακές μάζες, ή, αντίστοιχα, από 12,57 έως 80,35 μάζες του Δία και διάμετρο περίπου ίση με αυτή του Δία), στα βάθη των οποίων, σε αντίθεση με την κύρια αστέρια ακολουθίας, δεν υπάρχει αντίδραση θερμοπυρηνικής σύντηξης με τη μετατροπή του υδρογόνου σε ήλιο.

Η ελάχιστη θερμοκρασία των αστεριών της κύριας ακολουθίας είναι περίπου 4000 Κ, η θερμοκρασία των καφέ νάνων κυμαίνεται από 300 έως 3000 Κ. Οι καφέ νάνοι ψύχονται συνεχώς καθ 'όλη τη διάρκεια της ζωής τους, ενώ όσο μεγαλύτερος είναι ο νάνος, τόσο πιο αργά ψύχεται.

υποκαφέ νάνοι

Οι υποκαφέ νάνοι ή οι καφέ υπονάνοι είναι ψυχροί σχηματισμοί που βρίσκονται κάτω από το όριο της μάζας του καφέ νάνου. Η μάζα τους είναι μικρότερη από περίπου το ένα εκατοστό της μάζας του Ήλιου ή, αντίστοιχα, 12,57 μάζες του Δία, το κατώτερο όριο δεν έχει καθοριστεί. Θεωρούνται πιο συχνά πλανήτες, αν και η επιστημονική κοινότητα δεν έχει καταλήξει ακόμη σε ένα τελικό συμπέρασμα σχετικά με το τι θεωρείται πλανήτης και τι είναι υποκαφέ νάνος.

μαύρος νάνος

Οι μαύροι νάνοι είναι λευκοί νάνοι που έχουν κρυώσει και επομένως δεν ακτινοβολούν στο ορατό εύρος. Αντιπροσωπεύει το τελικό στάδιο στην εξέλιξη των λευκών νάνων. Οι μάζες των μαύρων νάνων, όπως και οι μάζες των λευκών νάνων, περιορίζονται από πάνω κατά 1,4 ηλιακές μάζες.

Ένα δυαδικό αστέρι είναι δύο βαρυτικά δεσμευμένα αστέρια που περιστρέφονται γύρω από ένα κοινό κέντρο μάζας.

Μερικές φορές υπάρχουν συστήματα τριών ή περισσότερων αστέρων, σε μια τέτοια γενική περίπτωση το σύστημα ονομάζεται πολλαπλό αστέρι.

Σε περιπτώσεις όπου ένα τέτοιο αστρικό σύστημα δεν είναι πολύ μακριά από τη Γη, τα μεμονωμένα αστέρια μπορούν να διακριθούν μέσω ενός τηλεσκοπίου. Εάν η απόσταση είναι σημαντική, τότε για να καταλάβουμε ότι πριν από τους αστρονόμους ένα διπλό αστέρι είναι δυνατό μόνο με έμμεσα σημάδια - διακυμάνσεις φωτεινότητας που προκαλούνται από περιοδικές εκλείψεις ενός αστεριού από ένα άλλο και μερικά άλλα.

Νέο αστέρι

Αστέρια που ξαφνικά αυξάνονται σε φωτεινότητα κατά 10.000. Ο nova είναι ένα δυαδικό σύστημα που αποτελείται από έναν λευκό νάνο και ένα αστέρι συνοδό της κύριας ακολουθίας. Σε τέτοια συστήματα, το αέριο από το αστέρι ρέει σταδιακά στον λευκό νάνο και περιοδικά εκρήγνυται εκεί, προκαλώντας μια έκρηξη φωτεινότητας.

Supernova

Ένα σουπερνόβα είναι ένα αστέρι που τελειώνει την εξέλιξή του σε μια καταστροφική εκρηκτική διαδικασία. Η έκλαμψη σε αυτή την περίπτωση μπορεί να είναι αρκετές τάξεις μεγέθους μεγαλύτερη από ό,τι στην περίπτωση ενός νέου αστέρα. Μια τόσο ισχυρή έκρηξη είναι συνέπεια των διεργασιών που λαμβάνουν χώρα στο αστέρι στο τελευταίο στάδιο της εξέλιξης.

αστέρι νετρονίων

Τα αστέρια νετρονίων (NS) είναι αστρικοί σχηματισμοί με μάζες της τάξης του 1,5 ηλιακές μάζες και μεγέθη αισθητά μικρότερα από τους λευκούς νάνους, η τυπική ακτίνα ενός αστέρα νετρονίων είναι, πιθανώς, της τάξης των 10-20 χιλιομέτρων.

Αποτελούνται κυρίως από ουδέτερα υποατομικά σωματίδια - νετρόνια, σφιχτά συμπιεσμένα από βαρυτικές δυνάμεις. Η πυκνότητα τέτοιων αστεριών είναι εξαιρετικά υψηλή, είναι ανάλογη και σύμφωνα με ορισμένες εκτιμήσεις, μπορεί να είναι αρκετές φορές υψηλότερη από τη μέση πυκνότητα του ατομικού πυρήνα. Ένα κυβικό εκατοστό ύλης NZ θα ζύγιζε εκατοντάδες εκατομμύρια τόνους. Η δύναμη της βαρύτητας στην επιφάνεια ενός αστέρα νετρονίων είναι περίπου 100 δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από ό,τι στη Γη.

Στον Γαλαξία μας, σύμφωνα με τους επιστήμονες, μπορεί να υπάρχουν από 100 εκατομμύρια έως 1 δισεκατομμύριο αστέρια νετρονίων, δηλαδή κάπου ένα στα χίλια συνηθισμένα αστέρια.

Πάλσαρ

Τα πάλσαρ είναι κοσμικές πηγές ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας που έρχονται στη Γη με τη μορφή περιοδικών εκρήξεων (παλμών).

Σύμφωνα με το κυρίαρχο αστροφυσικό μοντέλο, τα πάλσαρ είναι περιστρεφόμενα αστέρια νετρονίων με μαγνητικό πεδίο που γέρνει προς τον άξονα περιστροφής. Όταν η Γη πέφτει στον κώνο που σχηματίζεται από αυτή την ακτινοβολία, είναι δυνατό να καταγραφεί ένας παλμός ακτινοβολίας που επαναλαμβάνεται σε διαστήματα ίσα με την περίοδο περιστροφής του άστρου. Μερικά αστέρια νετρονίων κάνουν έως και 600 στροφές ανά δευτερόλεπτο.

κηφείδης

Οι Κηφείδες είναι μια κατηγορία παλλόμενων μεταβλητών αστεριών με μια αρκετά ακριβή σχέση περιόδου-φωτεινότητας, που πήρε το όνομά του από το αστέρι Δέλτα των Κηφεϊών. Ένας από τους πιο γνωστούς Κηφείδες είναι ο Βόρειος Αστέρας.

Ο παραπάνω κατάλογος των κύριων τύπων (τύπων) αστεριών με τα σύντομα χαρακτηριστικά τους, φυσικά, δεν εξαντλεί όλη την πιθανή ποικιλία των αστεριών στο Σύμπαν.