Žvaigždės gali būti labai įvairios: mažos ir didelės, ryškios ir nelabai ryškios, senos ir jaunos, karštos ir „šaltos“, baltos, mėlynos, geltonos, raudonos ir kt.
Hertzsprung-Russell diagrama leidžia suprasti žvaigždžių klasifikaciją.
Tai rodo ryšį tarp žvaigždės absoliutaus dydžio, šviesumo, spektrinio tipo ir paviršiaus temperatūros. Šioje diagramoje esančios žvaigždės nėra atsitiktinai, bet sudaro aiškiai matomas sritis.
Dauguma žvaigždžių yra ant vadinamųjų pagrindinė seka. Pagrindinės sekos egzistavimą lemia tai, kad vandenilio degimo stadija sudaro ~90% daugumos žvaigždžių evoliucijos laiko: degant vandeniliui centriniuose žvaigždės regionuose susidaro izoterminė helio šerdis, perėjimas į raudonojo milžino stadiją ir žvaigždės pasitraukimas iš pagrindinės sekos. Palyginti trumpa raudonųjų milžinų evoliucija, priklausomai nuo jų masės, lemia baltųjų nykštukų, neutroninių žvaigždžių arba juodųjų skylių susidarymą.
Būdamos įvairiuose savo evoliucinio vystymosi etapuose, žvaigždės skirstomos į įprastas žvaigždes, nykštukines žvaigždes ir milžiniškas žvaigždes.
Įprastos žvaigždės yra pagrindinės sekos žvaigždės. Tai apima mūsų saulę. Kartais normalios žvaigždės, tokios kaip Saulė, vadinamos geltonosiomis nykštukėmis.
Geltonasis nykštukas
Geltona nykštukė yra mažos pagrindinės sekos žvaigždės tipas, kurio masė yra nuo 0,8 iki 1,2 saulės masės, o paviršiaus temperatūra – 5000–6000 K.
Geltonosios nykštukės gyvenimo trukmė yra vidutiniškai 10 milijardų metų.
Sudegus visam vandenilio kiekiui, žvaigždė daug kartų padidėja ir virsta raudonu milžinu. Tokio tipo žvaigždės pavyzdys yra Aldebaranas.
Raudonasis milžinas išstumia savo išorinius dujų sluoksnius, sudarydamas planetinius ūkus, o šerdis subyra į mažą, tankią baltą nykštuką.
Raudonasis milžinas yra didelė raudonos arba oranžinės spalvos žvaigždė. Tokių žvaigždžių formavimasis galimas tiek žvaigždžių formavimosi stadijoje, tiek vėlesniuose jų egzistavimo etapuose.
Ankstyvoje stadijoje žvaigždė spinduliuoja dėl suspaudimo metu išsiskiriančios gravitacinės energijos, kol suspaudimą sustabdo prasidėjusi termobranduolinė reakcija.
Vėlesniuose žvaigždžių evoliucijos etapuose, po vandenilio degimo jų šerdyje, žvaigždės palieka pagrindinę seką ir persikelia į Hertzsprung-Russell diagramos raudonųjų milžinų ir supergigantų sritį: šis etapas trunka maždaug 10 proc. Žvaigždžių „aktyvaus“ gyvenimo laikas, tai yra jų evoliucijos etapai, kurių metu žvaigždžių viduje vyksta nukleosintezės reakcijos.
Milžiniškos žvaigždės paviršiaus temperatūra yra palyginti žema, apie 5000 laipsnių. Didžiulis spindulys, siekiantis 800 saulės ir dėl tokių didelių dydžių, didžiulis šviesumas. Didžiausia spinduliuotė atsiranda raudonojoje ir infraraudonojoje spektro srityse, todėl jos vadinamos raudonaisiais milžinais.
Didžiausias iš milžinų virsta raudonaisiais supergigantais. Žvaigždė, vadinama Betelgeuse, esanti Oriono žvaigždyne, yra ryškiausias raudonojo supermilžino pavyzdys.
Nykštukinės žvaigždės yra milžinų priešingybė ir gali būti šalia.
Baltoji nykštukė yra tai, kas lieka iš paprastos žvaigždės, kurios masė mažesnė nei 1,4 Saulės masės, jai perėjus raudonojo milžino stadiją.
Dėl vandenilio trūkumo tokių žvaigždžių šerdyje termobranduolinės reakcijos nevyksta.
Baltieji nykštukai yra labai tankūs. Dydžiu jie nėra didesni už Žemę, tačiau jų masę galima palyginti su Saulės mase.
Tai neįtikėtinai karštos žvaigždės, jų temperatūra siekia 100 000 laipsnių ir daugiau. Jie šviečia naudodami likusią energiją, tačiau laikui bėgant ji išsenka, o šerdis atvėsta, virsdama juoda nykštuke.
Raudonieji nykštukai yra labiausiai paplitę žvaigždžių tipo objektai Visatoje. Apskaičiuota, kad jų skaičius svyruoja nuo 70 iki 90% visų galaktikos žvaigždžių. Jie labai skiriasi nuo kitų žvaigždžių.
Raudonųjų nykštukų masė neviršija trečdalio Saulės masės (apatinė masės riba – 0,08 saulės, po to – rudosios nykštukės), paviršiaus temperatūra siekia 3500 K. Raudonųjų nykštukų spektrinė klasė yra M arba vėlyvoji K. Žvaigždės šio tipo skleidžia labai mažai šviesos, kartais 10 000 kartų mažesnės nei Saulė.
Atsižvelgiant į mažą jų spinduliuotę, nė viena iš raudonųjų nykštukų nėra matoma iš Žemės plika akimi. Netgi arčiausiai Saulės esančios raudonosios nykštukės Proxima Centauri (arčiausiai Saulės esančios trigubos sistemos žvaigždės) ir artimiausios vienos raudonosios nykštukės Barnardo žvaigždės dydžiai yra atitinkamai 11,09 ir 9,53. Šiuo atveju plika akimi galima stebėti žvaigždę, kurios dydis yra iki 7,72.
Dėl mažo vandenilio degimo greičio raudonųjų nykštukų gyvenimo trukmė yra labai ilga – nuo dešimčių milijardų iki dešimčių trilijonų metų (raudonoji nykštukė, kurios masė yra 0,1 saulės masės, degs 10 trilijonų metų).
Raudonosiose nykštukėse termobranduolinės reakcijos su heliu yra neįmanomos, todėl jos negali virsti raudonaisiais milžinais. Laikui bėgant jie palaipsniui traukiasi ir vis labiau įkaista, kol išnaudoja visas vandenilio kuro atsargas.
Palaipsniui, remiantis teorinėmis koncepcijomis, jie virsta mėlynosiomis nykštukėmis – hipotetine žvaigždžių klase, o nė vienai iš raudonųjų nykštukų dar nepavyko pavirsti mėlyna nykštuke, o vėliau – baltais nykštukais su helio šerdimi.
Ruda nykštukė - subžvaigždiniai objektai (kurių masė svyruoja nuo maždaug 0,01 iki 0,08 Saulės masės arba atitinkamai nuo 12,57 iki 80,35 Jupiterio masės ir maždaug lygus Jupiterio skersmeniui), kurių gylyje, priešingai nei pagrindinėje sekoje žvaigždžių, nevyksta termobranduolinės sintezės reakcija, kai vandenilis virsta heliu.
Minimali pagrindinės sekos žvaigždžių temperatūra yra apie 4000 K, rudųjų nykštukų temperatūra svyruoja nuo 300 iki 3000 K. Rudosios nykštukės visą gyvenimą nuolat vėsta, o kuo didesnė nykštukė, tuo ji vėsta lėčiau.
Subbrown nykštukai
Subbrown nykštukai arba rudieji žemaūgiai yra vėsūs dariniai, kurie nukrenta žemiau rudųjų nykštukų masės ribos. Jų masė yra mažesnė nei maždaug viena šimtoji Saulės masės arba atitinkamai 12,57 Jupiterio masės, apatinė riba nėra apibrėžta. Paprastai jos laikomos planetomis, nors mokslo bendruomenė dar nepriėjo prie galutinės išvados, kas laikoma planeta, o kas – poruda nykštuke.
Juodasis nykštukas
Juodosios nykštukės yra baltosios nykštukės, kurios atvėso ir dėl to neišspinduliuoja matomame diapazone. Reiškia paskutinį baltųjų nykštukų evoliucijos etapą. Juodųjų nykštukų, kaip ir baltųjų nykštukų, masė yra didesnė nei 1,4 Saulės masės.
Dvejetainė žvaigždė yra dvi gravitaciškai susietos žvaigždės, skriejančios aplink bendrą masės centrą.
Kartais yra trijų ar daugiau žvaigždžių sistemos, šiuo bendru atveju sistema vadinama daugybe žvaigždžių.
Tais atvejais, kai tokia žvaigždžių sistema nėra per toli nuo Žemės, atskiras žvaigždes galima atskirti per teleskopą. Jei atstumas reikšmingas, tai astronomai gali suprasti, kad dviguba žvaigždė matoma tik pagal netiesioginius ženklus – ryškumo svyravimus, kuriuos sukelia periodiškai vienos žvaigždės užtemimai kitos ir kai kurios kitos.
Nauja žvaigždė
Žvaigždės, kurių šviesumas staiga padidėja 10 000 kartų. Nova yra dvejetainė sistema, susidedanti iš baltosios nykštukės ir žvaigždės kompanionės, esančios pagrindinėje sekoje. Tokiose sistemose dujos iš žvaigždės palaipsniui teka į baltąją nykštukę ir ten periodiškai sprogsta, sukeldamos šviesumo pliūpsnį.
Supernova
Supernova yra žvaigždė, kuri baigia savo evoliuciją katastrofišku sprogstamuoju procesu. Blyksnis šiuo atveju gali būti keliomis eilėmis didesnis nei novos atveju. Toks galingas sprogimas yra procesų, vykstančių žvaigždėje paskutiniame evoliucijos etape, pasekmė.
Neutronų žvaigždė
Neutroninės žvaigždės (NS) yra žvaigždžių dariniai, kurių masė yra 1,5 saulės ir jų dydis yra žymiai mažesnis nei baltųjų nykštukų; tipinis neutroninės žvaigždės spindulys, manoma, yra 10–20 kilometrų.
Jie daugiausia susideda iš neutralių subatominių dalelių – neutronų, stipriai suspaustų gravitacinių jėgų. Tokių žvaigždžių tankis itin didelis, palyginamas ir, kai kuriais vertinimais, gali būti kelis kartus didesnis už vidutinį atomo branduolio tankį. Vienas kubinis centimetras NS medžiagos svers šimtus milijonų tonų. Gravitacija neutroninės žvaigždės paviršiuje yra apie 100 milijardų kartų didesnė nei Žemės.
Mūsų galaktikoje, pasak mokslininkų, gali būti nuo 100 milijonų iki 1 milijardo neutroninių žvaigždžių, tai yra, kažkur apie 1 tūkstančiui paprastų žvaigždžių.
Pulsarai
Pulsarai yra kosminiai elektromagnetinės spinduliuotės šaltiniai, ateinantys į Žemę periodinių pliūpsnių (impulsų) pavidalu.
Pagal vyraujantį astrofizinį modelį, pulsarai yra besisukančios neutroninės žvaigždės, kurių magnetinis laukas yra linkęs į sukimosi ašį. Kai Žemė patenka į šios spinduliuotės suformuotą kūgį, galima aptikti spinduliuotės impulsą, pasikartojantį intervalais, lygiais žvaigždės apsisukimo periodui. Kai kurios neutroninės žvaigždės sukasi iki 600 kartų per sekundę.
Cefeidai
Cefeidai yra pulsuojančių kintamų žvaigždžių klasė, turinti gana tikslų periodo ir šviesumo ryšį, pavadinta Delta Cephei žvaigždės vardu. Viena garsiausių cefeidų yra poliarinė.
Pateiktas pagrindinių žvaigždžių tipų (tipų) sąrašas su trumpomis jų charakteristikomis, žinoma, neišsemia visos galimos žvaigždžių įvairovės Visatoje.
Niekada negalvojame, kad, be mūsų planetos, be mūsų Saulės sistemos, galbūt yra ir kita gyvybė. Galbūt vienoje iš planetų, skriejančių aplink mėlyną, baltą ar raudoną, o gal apie geltoną žvaigždę, yra gyvybė. Galbūt yra dar viena tokia planeta, kurioje gyvena tie patys žmonės, bet mes vis dar nieko apie tai nežinome. Mūsų palydovai ir teleskopai atrado daugybę planetų, kuriose gali būti gyvybės, tačiau šios planetos yra nutolusios dešimtis tūkstančių ir net milijonus šviesmečių.
Mėlyni stribai yra mėlynos spalvos žvaigždės.
Žvaigždės, esančios rutuliniuose žvaigždžių spiečiuose, kurių temperatūra yra aukštesnė nei įprastų žvaigždžių, o spektrui būdingas reikšmingas poslinkis į mėlyną sritį nei panašaus šviesumo spiečių žvaigždžių, vadinamos mėlynosiomis spiegelėmis. Ši funkcija leidžia jiems išsiskirti iš kitų žvaigždžių šioje grupėje Hertzsprung-Russell diagramoje. Tokių žvaigždžių egzistavimas paneigia visas žvaigždžių evoliucijos teorijas, kurių esmė ta, kad tikimasi, kad per tą patį laikotarpį atsiradusios žvaigždės bus tiksliai apibrėžtoje Hertzsprung-Russell diagramos srityje. Šiuo atveju vienintelis veiksnys, turintis įtakos tiksliai žvaigždės vietai, yra jos pradinė masė. Dažnas mėlynųjų stribų pasirodymas už aukščiau nurodytos kreivės gali patvirtinti, kad egzistuoja toks dalykas kaip anomali žvaigždžių evoliucija. 
Ekspertai, bandantys paaiškinti jų atsiradimo pobūdį, pateikė keletą teorijų. Labiausiai tikėtina, kad šios mėlynos žvaigždės praeityje buvo dvigubos, o po to jos buvo pradėtos arba dabar vyksta susijungimo procesas. Dviejų žvaigždžių susijungimo rezultatas – nauja žvaigždė, kurios masė, ryškumas ir temperatūra yra daug didesnė nei to paties amžiaus žvaigždės.
Jei ši teorija kažkaip būtų įrodyta, kad ji teisinga, žvaigždžių evoliucijos teorija būtų be mėlynųjų stribų problemos. Gautoje žvaigždėje būtų didesnis vandenilio kiekis, kuris elgtųsi panašiai kaip jauna žvaigždė. Yra faktų, patvirtinančių šią teoriją. Stebėjimai parodė, kad stribai dažniausiai aptinkami centriniuose rutulinių spiečių regionuose. Dėl to, kad ten vyrauja vienetinio tūrio žvaigždžių skaičius, didėja artimų perėjimų ar susidūrimų tikimybė.
Norint patikrinti šią hipotezę, būtina ištirti mėlynųjų stribų pulsaciją, nes Gali būti tam tikrų skirtumų tarp susiliejusių žvaigždžių asteroseismologinių savybių ir įprastai pulsuojančių kintamųjų. Verta paminėti, kad išmatuoti pulsaciją yra gana sunku. Neigiamai šį procesą veikia ir žvaigždėto dangaus perpildymas, nedideli mėlynųjų stribų pulsacijos svyravimai, taip pat jų kintamųjų retumas.
Vieną susijungimo pavyzdį buvo galima pastebėti 2008 metų rugpjūtį, kai toks incidentas palietė objektą V1309, kurio ryškumas po atradimo padidėjo keliasdešimt tūkstančių kartų, o po kelių mėnesių grįžo į pradinę vertę. Dėl 6 metų stebėjimų mokslininkai padarė išvadą, kad šis objektas yra dvi žvaigždės, kurių vienas aplink kitą skrieja 1,4 dienos. Šie faktai paskatino mokslininkus manyti, kad 2008 metų rugpjūtį įvyko šių dviejų žvaigždžių susiliejimo procesas.
Mėlynos spalvos strigleriai pasižymi dideliu sukimo momentu. Pavyzdžiui, žvaigždės, esančios 47 Tucanae spiečiaus viduryje, sukimosi greitis yra 75 kartus didesnis už Saulės sukimosi greitį. Remiantis hipoteze, jų masė yra 2–3 kartus didesnė nei kitų žvaigždžių, esančių spiečiuje, masė. Be to, atliekant tyrimus buvo nustatyta, kad jei mėlynos žvaigždės yra arti kitų žvaigždžių, pastarosios turės mažesnį deguonies ir anglies procentą nei jų kaimynai. Manoma, kad žvaigždės šias medžiagas traukia iš kitų jų orbitoje judančių žvaigždžių, dėl to padidėja jų ryškumas ir temperatūra. „Apiplėštose“ žvaigždėse aptinkamos vietos, kuriose vyko pirminės anglies virsmo kitais elementais procesas.
Mėlynųjų žvaigždžių pavadinimai – pavyzdžiai
Rigel, Gamma Paralis, Alpha Giraffe, Zeta Orionis, Tau Canis Majoris, Zeta Puppis
Baltos žvaigždės yra baltos žvaigždės
Frydrichas Beselis, vadovavęs Karaliaučiaus observatorijai, 1844 m. padarė įdomų atradimą. Mokslininkas pastebėjo menkiausią ryškiausios dangaus žvaigždės Sirijaus nukrypimą nuo jos trajektorijos per dangų. Astronomas pasiūlė, kad Sirijus turėjo palydovą, taip pat apskaičiavo apytikslį žvaigždžių sukimosi aplink jų masės centrą laikotarpį, kuris buvo apie penkiasdešimt metų. Beselis nerado tinkamo palaikymo iš kitų mokslininkų, nes Niekam nepavyko aptikti palydovo, nors jo masė turėjo būti panaši į Sirijaus masę.
Ir tik po 18 metų Alvanas Grahamas Clarkas, išbandęs geriausią tų laikų teleskopą, netoli Sirijaus atrado blankią baltą žvaigždę, kuri pasirodė esanti jos palydovas, pavadintas Sirius B.
Šios baltos žvaigždės paviršius įkaista iki 25 tūkstančių kelvinų, o spindulys mažas. Atsižvelgdami į tai, mokslininkai padarė išvadą, kad palydovas turi didelį tankį (106 g/cm3 lygyje, o paties Sirijaus tankis yra apie 0,25 g/cm3, o Saulės – 1,4 g/cm3). Po 55 metų (1917 m.) buvo aptikta dar viena baltoji nykštukė, pavadinta ją atradusio mokslininko vardu – van Maaneno žvaigždė, kuri yra Žuvų žvaigždyne.
Baltųjų žvaigždžių pavadinimai – pavyzdžiai
Vega Lyros žvaigždyne, Altair Akvilos žvaigždyne (matomas vasarą ir rudenį), Sirijus, Kastoras.
Geltonos žvaigždės - geltonos žvaigždės
Geltonosios nykštukės paprastai vadinamos mažomis pagrindinės sekos žvaigždėmis, kurių masė atitinka Saulės masę (0,8–1,4). Sprendžiant iš pavadinimo, tokios žvaigždės turi geltoną švytėjimą, kuris išsiskiria termobranduolinio susiliejimo iš vandenilio ir helio proceso metu.
Tokių žvaigždžių paviršius įkaista iki 5-6 tūkstančių Kelvinų temperatūros, o jų spektrinės klasės svyruoja tarp G0V ir G9V. Geltonoji nykštukė gyvena apie 10 milijardų metų. Dėl vandenilio degimo žvaigždėje ji dauginasi ir tampa raudonuoju milžinu. Vienas iš raudonojo milžino pavyzdžių yra Aldebaranas. Tokios žvaigždės gali sudaryti planetinius ūkus, išskirdamos savo išorinius dujų sluoksnius. Šiuo atveju šerdis virsta baltąja nykštuke, kurios tankis yra didelis.
Jei atsižvelgsime į Hertzsprung-Russell diagramą, tada ant jos geltonos žvaigždės yra pagrindinės sekos centrinėje dalyje. Kadangi Saulę galima vadinti tipine geltonąja nykštuke, jos modelis yra gana tinkamas bendrajam geltonųjų nykštukų modeliui apsvarstyti. Tačiau danguje yra ir kitų būdingų geltonų žvaigždžių, kurių pavadinimai yra Alhita, Dabichas, Tolimanas, Khara ir kt. Šios žvaigždės nėra labai ryškios. Pavyzdžiui, tas pats Tolimanas, kuris, jei neatsižvelgsime į Proxima Centauri, yra arčiausiai Saulės, turi 0-ąjį dydį, tačiau tuo pačiu jo ryškumas yra didžiausias tarp visų geltonųjų nykštukų. Ši žvaigždė yra Kentauro žvaigždyne ir taip pat yra sudėtingos sistemos, kurią sudaro 6 žvaigždės, dalis. Tolimano spektrinė klasė yra G. Tačiau Dabihas, esantis už 350 šviesmečių nuo mūsų, priklauso spektrinei klasei F. Tačiau didelis jo ryškumas yra dėl to, kad netoliese yra žvaigždė, priklausanti spektrinei klasei - A0.
Be Tolimano, G spektrinė klasė turi HD82943, kuris yra pagrindinėje sekoje. Ši žvaigždė dėl savo cheminės sudėties ir temperatūros, panašios į Saulę, taip pat turi dvi dideles planetas. Tačiau šių planetų orbitų forma toli gražu nėra apskrita, todėl jų artėjimas prie HD82943 pasitaiko gana dažnai. Šiuo metu astronomams pavyko įrodyti, kad anksčiau ši žvaigždė turėjo daug daugiau planetų, tačiau laikui bėgant ji visas jas sugėrė.
Geltonų žvaigždžių pavadinimai – pavyzdžiai
Tolimanas, žvaigždė HD 82943, Hara, Dabih, Alhita
Raudonos žvaigždės yra raudonos žvaigždės
Jei bent kartą gyvenime pro teleskopo objektyvą matėte danguje raudonas žvaigždes, kurios degė juodame fone, tai prisiminę šią akimirką galėsite aiškiau įsivaizduoti, apie ką bus rašoma šiame straipsnyje. Jei dar nesate matę tokių žvaigždžių, kitą kartą būtinai pabandykite jas surasti. 
Jei ketinate sudaryti ryškiausių raudonų žvaigždžių danguje sąrašą, kurį galima lengvai rasti net ir mėgėjišku teleskopu, pamatysite, kad visos jos yra anglies žvaigždės. Pirmosios raudonos žvaigždės buvo aptiktos 1868 m. Tokių raudonųjų milžinų temperatūra žema, be to, jų išoriniai sluoksniai užpildyti didžiuliais anglies kiekiais. Jei anksčiau panašios žvaigždės sudarė dvi spektrines klases – R ir N, tai dabar mokslininkai jas apibrėžė į vieną bendrą klasę – C. Kiekviena spektrinė klasė turi poklasius – nuo 9 iki 0. Be to, klasė C0 reiškia, kad žvaigždės temperatūra yra aukšta. bet mažiau raudonos nei C9 klasės žvaigždės. Taip pat svarbu, kad visos žvaigždės, kuriose dominuoja anglis, iš prigimties yra kintamos: ilgo periodo, pusiau taisyklingos arba netaisyklingos.
Be to, į šį sąrašą buvo įtrauktos dvi žvaigždės, vadinamos raudonais pusiau įprastais kintamaisiais, iš kurių garsiausia yra m Cephei. Williamas Herschelis susidomėjo neįprasta raudona spalva ir pavadino ją „granatu“. Tokioms žvaigždėms būdingi nereguliarūs šviesumo pokyčiai, kurie gali trukti nuo poros dešimčių iki kelių šimtų dienų. Tokios kintamos žvaigždės priklauso M klasei (vėsios žvaigždės, kurių paviršiaus temperatūra nuo 2400 iki 3800 K).
Atsižvelgiant į tai, kad visos reitingo žvaigždės yra kintamieji, reikia šiek tiek paaiškinti žymėjimą. Visuotinai pripažįstama, kad raudonos žvaigždės turi pavadinimą, kurį sudaro du komponentai - lotyniškos abėcėlės raidė ir kintamojo žvaigždyno pavadinimas (pavyzdžiui, T Hare). Pirmajam konsteliacijoje aptiktam kintamajam priskiriama raidė R ir taip toliau iki raidės Z. Jeigu tokių kintamųjų yra daug, jiems pateikiamas dvigubas lotyniškų raidžių derinys – nuo RR iki ZZ. Šis metodas leidžia „pavadinti“ 334 objektus. Be to, žvaigždes galima žymėti naudojant V raidę kartu su serijos numeriu (V228 Cygnus). Pirmas reitingo stulpelis skirtas kintamiesiems žymėti.
Kiti du lentelės stulpeliai nurodo žvaigždžių išsidėstymą 2000 m. laikotarpiu.0. Dėl padidėjusio Uranometria 2000.0 atlaso populiarumo tarp astronomijos entuziastų paskutiniame įvertinimo stulpelyje rodomas kiekvienos reitinge esančios žvaigždės paieškos diagramos numeris. Šiuo atveju pirmasis skaitmuo rodo tomo numerį, o antrasis yra kortelės serijos numeris.
Įvertinimas taip pat rodo didžiausią ir mažiausią žvaigždžių ryškumo reikšmes. Verta prisiminti, kad didesnis raudonos spalvos sodrumas pastebimas žvaigždėse, kurių ryškumas yra minimalus. Žvaigždėms, kurių kintamumo laikotarpis yra žinomas, jis rodomas kaip dienų skaičius, o objektai, kurių periodas nėra teisingas, rodomas kaip Irr.
Anglies žvaigždės paieška nereikalauja daug įgūdžių, pakanka, kad jūsų teleskopo galimybės ją pamatytų. Net jei jo dydis yra mažas, ryškiai raudona spalva turėtų patraukti jūsų dėmesį. Todėl neturėtumėte nusiminti, jei negalite jų iškart aptikti. Pakanka naudoti atlasą, kad surastumėte netoliese esančią ryškią žvaigždę, o tada pereikite nuo jos prie raudonos.
Skirtingi stebėtojai anglies žvaigždes mato skirtingai. Kai kuriems jos primena rubinus ar tolumoje degančią žarijas. Kiti tokiose žvaigždėse mato tamsiai raudonus arba kraujo raudonumo atspalvius. Visų pirma, reitinge yra šešių ryškiausių raudonų žvaigždžių sąrašas, kurias radę galėsite visiškai mėgautis jų grožiu.
Raudonųjų žvaigždžių pavadinimai – pavyzdžiai
Žvaigždžių spalvų skirtumai
Žvaigždžių su nenusakomais spalvų atspalviais įvairovė yra didžiulė. Dėl to net vienas žvaigždynas gavo pavadinimą „Brangakmenių dėžutė“, kurio pagrindą sudaro mėlynos ir safyro spalvos žvaigždės, o pačiame jo centre yra ryškiai šviečianti oranžinė žvaigždė. Jei turėtume omenyje Saulę, ji turi šviesiai geltoną spalvą.
Tiesioginis veiksnys, turintis įtakos spalvų skirtumui tarp žvaigždžių, yra jų paviršiaus temperatūra. Tai paaiškinama paprastai. Šviesa pagal savo prigimtį yra spinduliuotė bangų pavidalu. Bangos ilgis yra atstumas tarp jos keterų ir yra labai mažas. Norėdami tai įsivaizduoti, turite padalyti 1 cm į 100 tūkstančių identiškų dalių. Kai kurios iš šių dalelių sudarys šviesos bangos ilgį.
Atsižvelgiant į tai, kad šis skaičius pasirodo gana mažas, kiekvienas, net ir pats nereikšmingiausias, jo pokytis bus priežastis, kodėl mūsų stebimas vaizdas pasikeis. Juk mūsų regėjimas skirtingus šviesos bangos ilgius suvokia kaip skirtingas spalvas. Pavyzdžiui, mėlyna turi bangas, kurių ilgis yra 1,5 karto trumpesnis nei raudonos.
Be to, beveik kiekvienas iš mūsų žino, kad temperatūra gali turėti labai tiesioginės įtakos kūnų spalvai. Pavyzdžiui, galite paimti bet kokį metalinį daiktą ir padėti ant ugnies. Šildant jis taps raudonas. Jei ugnies temperatūra smarkiai pakiltų, objekto spalva keistųsi – nuo raudonos iki oranžinės, iš oranžinės į geltoną, iš geltonos į baltą, galiausiai iš baltos į mėlynai baltą.
Kadangi Saulės paviršiaus temperatūra yra apie 5,5 tūkst.0 C, tai yra tipiškas geltonų žvaigždžių pavyzdys. Tačiau karščiausios mėlynos žvaigždės gali įkaisti iki 33 tūkstančių laipsnių.
Spalvą ir temperatūrą mokslininkai susiejo naudodamiesi fiziniais dėsniais. Kaip kūno temperatūra yra tiesiogiai proporcinga jo spinduliuotei ir atvirkščiai proporcinga bangos ilgiui. Mėlynos bangos turi trumpesnius bangos ilgius, palyginti su raudonomis. Karštos dujos išskiria fotonus, kurių energija yra tiesiogiai proporcinga temperatūrai ir atvirkščiai proporcinga bangos ilgiui. Štai kodėl karščiausioms žvaigždėms būdingas mėlynos-mėlynos spinduliuotės diapazonas.
Kadangi branduolinis kuras ant žvaigždžių nėra neribotas, jis paprastai sunaudojamas, o tai lemia žvaigždžių atšalimą. Todėl vidutinio amžiaus žvaigždės yra geltonos, o senas – raudonas.
Dėl to, kad Saulė yra labai arti mūsų planetos, jos spalvą galima tiksliai apibūdinti. Tačiau žvaigždėms, esančioms už milijono šviesmečių, užduotis tampa sudėtingesnė. Tam naudojamas prietaisas, vadinamas spektrografu. Pro ją mokslininkai praleidžia žvaigždžių skleidžiamą šviesą, dėl to spektriniu būdu galima analizuoti beveik bet kurią žvaigždę.
Be to, naudodami žvaigždės spalvą, galite nustatyti jos amžių, nes matematinės formulės leidžia spektrine analize nustatyti žvaigždės temperatūrą, iš kurios nesunku apskaičiuoti jos amžių.
Žiūrėkite vaizdo įrašą žvaigždžių paslaptys internete
Kosmose yra daugybė žvaigždžių. Ryškūs ir didžiuliai gali būti matomi plika akimi, net jei jie yra labai toli, net pagal kosminius standartus. Tačiau yra daug daugiau nykštukų žvaigždžių. Plika akimi jų pamatyti beveik neįmanoma. Tarp nykštukų žvaigždžių yra raudonųjų nykštukų, kurios jau išgyvena savo naudingą gyvenimą. Ir rudieji nykštukai, kuriuos vargu ar galima pavadinti žvaigždėmis. Ir jau beveik atvėsę baltieji nykštukai, kurie ilgainiui pavirs juodaisiais.
Mūsų planetoje galioja tam tikras gamtos dėsnis, kad kuo mažesnis organizmas, tuo daugiau jo individų. Šis dėsnis galioja ir žvaigždėms. Tokia padėtis kelia daug klausimų. Juk su gyvomis būtybėmis Žemėje viskas nepaprastai aišku, bet su žvaigždėmis ne iki galo. Mokslininkai šią mįslę įveikė pusiaukelėje. Kad apsisaugotų nuo gravitacinio žlugimo, milžiniško svorio žvaigždės turi įkaisti iki aukštų temperatūrų ir dėl to po kelių milijonų metų jos tiesiog išeikvoja savo energijos atsargas, nes tam, kad palaikytų temperatūrą šimtų centre. milijonų laipsnių, reikia labai didelių šios energijos sąnaudų pačiai energijai. Nykštukai tyliai rusena, ištempdami savo „kurą“ dešimtis milijardų metų. Mūsų galaktikai tėra trylika milijardų metų, todėl, pasirodžius nykštukui, ji gyvuoja iki šiol. Antroji klausimo pusė – milžiniškos žvaigždės gimsta daug rečiau nei nykštukai. Iš 100 žvaigždžių, tokių kaip mūsų Saulė, tik viena žvaigždė atrodo dešimt kartų masyvesnė nei . Būtent į šį klausimą mokslininkai dar neatsakė. Ilgą laiką tarp astronominių klasifikacijų nebuvo vietos objektams, kurie nebuvo nei žvaigždės, nei planetos. Klausimas, ar tokie objektai egzistuoja, astronomus nerimavo dešimtmečius. Tačiau devintojo dešimtmečio viduryje tokios planetos buvo aptiktos už Saulės sistemos ribų. Jie pasirodė masyvesni už Jupiterį – didžiausią Saulės sistemos planetą. 
Tačiau iškilo klausimas, kur nubrėžti ribą tarp planetos ir žvaigždės. Buvo tikima, kad žvaigždė naudoja pagrindinį energijos šaltinį, t.y. termobranduolinės reakcijos. Planetos švyti dėl atspindžių Sveta o termobranduolinės reakcijos jame nevyksta. Bet paaiškėjo, kad yra termobranduolinių reakcijų objektų, kuriuose jos vyksta, bet nėra pagrindinis energijos šaltinis. Astrofizikas Kumaras apskaičiavo, kad jei kosminio kūno masė sudaro 7,5% ar daugiau Saulės masės, tai tokio objekto centre temperatūros pakaks reakcijai įvykti. Ši vertė buvo vadinama „vandenilio degumo riba“. Pavyzdžiui, jei žvaigždė turi 8% Saulės masės, ji smilks maždaug šešis trilijonus metų, o tai 400 kartų viršija Visatos amžių.
Šivo Kumaro išrastos rudųjų nykštukų paieškos tęsėsi tris dešimtmečius. Nors šis mokslininkas buvo teoretikas, jis taip pat paėmė teleskopą tikėdamasis rasti tokią žvaigždę. Iš karto buvo aišku, kad reikia ieškoti šalia kitų žvaigždžių, iki kurių atstumas jau žinomas. Tačiau ši žvaigždė neturėtų būti ryški, nes ji tiesiog apakins teleskopą ir neleis matyti blankios nykštukės. Vadinasi, reikėjo žiūrėti prie raudonų žvaigždžių arba jau vėstančių baltų. Tačiau tuo metu šios paieškos buvo nesėkmingos.
Tik tada, kai atsirado jautresni instrumentai, astronomai sugebėjo aptikti labai blausius raudonuosius nykštukus. Laikui bėgant tapo aišku, kad norint aptikti vadinamąsias „nepavykusias žvaigždes“, nebūtina turėti didžiulių teleskopų.
1995–1997 metais buvo aptikta daug tokių objektų, kurie leido klasifikuoti naujus objektus, esančius tarp planetų ir žvaigždžių.
Skyriuje apie klausimą Pateikite autoriaus pateiktą nykštukų žvaigždžių pavyzdį ševronas geriausias atsakymas yra Nykštukinės ŽVAIGŽDĖS, mūsų galaktikoje labiausiai paplitusių žvaigždžių tipas – jai priklauso 90% žvaigždžių, įskaitant Saulę. Jie taip pat vadinami pagrindinės sekos žvaigždėmis, atsižvelgiant į jų padėtį HERZSPRUNG-RUSSELL DIAGRAMOJE. Pavadinimas „nykštukas“ reiškia ne tiek žvaigždžių dydį, kiek jų ŠVIESUMĄ, todėl šis terminas neturi jokios mažybinės reikšmės.
Baltosios nykštukės yra labai mažos žvaigždės, kurios yra paskutiniame evoliucijos etape. Nors jų skersmuo yra mažesnis nei raudonųjų nykštukų (ne didesnis nei Žemės), jų masė tokia pati kaip Saulės. Ryškiausia žvaigždė mūsų nakties danguje yra Sirijus (senovės egiptiečių tarpe Šuo Aušra). - dviguba aušra: joje yra baltasis nykštukas, vadinamas šuniuku (lotyniškas Sirijaus pavadinimas - "Atostogos" - reiškia "mažas šuo"). Baltoji nykštukė Omicron-2 Eridano žvaigždyne yra viena iš nykštukų, kurią galima pamatyti iš Žemės plika akimi.
Raudonosios nykštukės yra didesnės už Jupiterį, bet mažesnės už vidutinio dydžio žvaigždę, tokią kaip mūsų Saulė. Jų šviesumas yra 0,01% Saulės šviesumo. Plika akimi nematyti nei vieno raudonojo nykštuko, net ir artimiausio mūsų – Kentauro Proksimos.
Rudosios nykštukės yra labai šaunūs kosminiai objektai, šiek tiek didesni už Jupiterį. Rudosios nykštukės formuojasi taip pat, kaip ir kitos žvaigždės, tačiau jų pradinės masės nepakanka branduolinėms reakcijoms įvykti; Jų viešpatystė labai silpna. Juodosios nykštukai yra mažos, kietos, "negyvos" žvaigždės. Juodosios nykštukės nėra pakankamai masyvios, kad jų gelmėse vyktų branduolinės reakcijos, arba visas jose esantis branduolinis kuras sudegė ir užgęsta kaip sudegusios anglys. Mažiausios žvaigždės yra neutroninės žvaigždės.
Žvaigždės yra karščiausi objektai ne tik Saulės sistemoje, bet ir visoje Visatoje. Jų viduje nuolat vyksta termobranduolinės reakcijos ir dėl šių reakcijų išsiskiria didelis kiekis energijos. Žvaigždžių temperatūra pasiekia milžiniškas vertes – nuo 2 iki 60 tūkstančių laipsnių Celsijaus. Tačiau ne visos žvaigždės yra vienodos. Yra ir kitų, daug šaunesnių žvaigždžių.
Kokiai daiktų klasei priklauso rudieji nykštukai?
Rudosios nykštukės yra vienas paslaptingiausių objektų Visatoje. Žvaigždės, sveriančios 10 kartų mažiau už Saulę, priskiriamos raudonosioms nykštukėms. Tačiau ne vienas mokslininkas pripažintų mintį, kad raudonoji nykštukė nėra žvaigždė. Dešimtojo dešimtmečio viduryje astronomai rado objektus, kurie buvo vadinami „juodaisiais vaiduokliais“. Jie turėjo milžiniškus dydžius ir įspūdingą gravitaciją.
Masės matavimas
Planeta, kurios masė paprastai lyginama su rudosios nykštukės masė, yra Jupiteris. Yra rudųjų nykštukų, kurios yra 12 kartų didesnės už šią planetą. Mokslininkams sunku juos priskirti žvaigždžių kategorijai. Tačiau toks didžiulis objektas negali būti vadinamas planeta. Šiuo metu astronomai aktyviai diskutuoja apie klausimą, ar dujų milžinus ir rudąsias nykštukus reikėtų skirstyti į skirtingas kategorijas (prisiminkime, kad Jupiterio planeta yra dujų milžinas).
Rudosios nykštukės yra keliasdešimt kartų didesnės už Jupiterį, tačiau tuo pat metu „juodieji vaiduokliai“ yra maždaug šimtą kartų mažesni už Saulę. Kitas rudųjų nykštukų pavadinimas yra rudieji nykštukai. Nepaisant to, kad moksle įprasta juos vadinti subžvaigždiniais objektais, jie vis tiek yra žvaigždės, nors ir turi labai neįprastų savybių.
Pirmieji spėjimai
Astronomai pirmą kartą apie tokio tipo objektus pradėjo kalbėti septintajame dešimtmetyje. Tačiau nė viena prielaida apie jų egzistavimą nepasitvirtino. Daugelis ambicingų mokslininkų susidomėjo ir pradėjo intensyviai tyrinėti artimiausią Visatos aplinką, bandydami rasti panašių objektų. Tačiau net 35 metus niekam nepavyko rasti objekto, net iš tolo panašaus į rudą nykštuką. Tačiau tokia įvykių baigtis buvo gana natūrali – juk tokio tipo žvaigždės neskleidžia savo šviesos arba jos šviesumas toks mažas, kad jo tiesiog neįmanoma pastebėti. Be to, antžeminiai teleskopai turi pakankamai mažą jautrumą, kad galėtų aptikti tokio tipo objektus.
Rudųjų nykštukų savybės
Astronomai negali priskirti rudųjų nykštukų nei planetoms, nei žvaigždėms. Paprasčiausias apibrėžimas būtų toks: „netobulos žvaigždės tipas“. Jie augo labai prastai, vos spėjo pasiekti tam tikrą savo svorio svorį, kuriam esant jų viduje prasidėtų termobranduolinių reakcijų procesai, kurių dėka danguje šviečia paprastos žvaigždės. Štai kodėl rudieji nykštukai nėra šviesos ir šilumos šaltinis. Astronomams labai sunku nustatyti jų buvimo vietą.
Tačiau mokslininkai visada turi keletą paslapčių, kuriomis gali pasinaudoti. Pavyzdžiui, rudųjų nykštukų švytėjimo spektre visada yra ličio pėdsakų. Šis metalas dažnai naudojamas įvairiose pramonės šakose, pavyzdžiui, baterijų gamyboje. Tačiau kosmose ličio yra retai, nes tokiomis sąlygomis jis lengvai suyra. Tačiau šis metalas būdingas rudiesiems nykštukams.
Šaltų žvaigždžių atmosfera
Kitas ženklas, pagal kurį galima nustatyti tokių žvaigždžių vietą, yra metano buvimas. Šios dujos negali kauptis ant įprastų žvaigždžių dėl jų aukštos temperatūros. Tačiau rudosios nykštukės yra gana šaltos, todėl jų atmosferoje lengvai kaupiasi metanas. Šio tipo žvaigždžių metano atmosfera yra labai tanki.
Jų paviršiuje siautėja smarkūs vėjai, o kitų žvaigždžių spinduliai čia niekuomet neprasiskverbia, atitinkamai ir orai nėra palankūs. Štai kodėl rudieji nykštukai nuotraukose atrodo nesvetingai. Kosmoso tyrinėtojai niekada nepriartėja prie šių žvaigždžių.
Ant jų paviršiaus neįmanoma iškrauti laivo. Jų gravitacijos jėga tokia siaubinga, kad astronautai iš karto žūtų jo gniaužtuose net prieš laivui pavirtant metalo krūva.
Daugelis rudųjų nykštukų aplink save aktyviai formuoja dujų ir dulkių debesis, iš kurių savo ruožtu susidaro planetos. Tokia planetų sistema neseniai buvo atrasta Chameleono žvaigždyne.
Artimiausias objektas
O 2014 m. visi astronomijos žurnalai buvo pilni antraščių: „Netoli Saulės sistemos buvo rasta rudoji nykštukė“. Rudoji nykštukė buvo pavadinta WISE J085510.83-071442.5. Jis yra maždaug 7,2 šviesmečio nuo Saulės. Palyginimui: mums artimiausia sistema yra Alfa Kentauras, ji yra 4 šviesmečių atstumu nuo Žemės planetos. Šios rudosios nykštukės masę mokslininkai apskaičiavo apytiksliai. Manoma, kad šis objektas yra 3-10 kartų didesnis už Jupiterio planetą. Kai kurie astronomai teigia, kad turėdamas tokią masę rudasis nykštukas kadaise galėjo būti priskiriamas dujų milžinui, kuris galiausiai buvo išmestas iš Saulės sistemos.
Tačiau dauguma tyrinėtojų vis dar linkę manyti, kad šis objektas priklauso rudųjų nykštukų grupei. Galų gale, jie yra gana dažni Visatoje. Vėliau astronomas Kevinas Luhmannas, išanalizavęs šio objekto nuotraukas, atrado dar du ruduosius nykštukus. Jie yra 6,5 šviesmečio atstumu nuo mūsų planetos. Astronomai dar neaptiko jokių kitų rudųjų nykštukų tiesiai Saulės sistemoje. Galbūt visi šie atradimai dar laukia ateityje.
Paslaptingas Saulės palydovas
Yra dar viena prielaida apie ypatingos rudosios nykštukės egzistavimą Saulės sistemoje – Nemezis. Tai teoriškai pasiūlyta žvaigždė, kuri kažkada buvo Saulės „kompanionė“. Tačiau mokslininkai iki šiol ginčijasi, kuriai kategorijai jis priklauso – rudiesiems, raudoniesiems ar baltiesiems nykštukams. Nemezio egzistavimo teorija buvo iškelta siekiant paaiškinti ciklišką įvairių biologinių rūšių išnykimo Žemėje procesą – mokslininkų teigimu, tai vyksta kas 27 milijardus metų.
Tačiau astronomai dar nerado patvirtinimo, kad Nemezis egzistuoja. Manoma, kad ši žvaigždė galėtų būti Saulės palydovas ir suktis pailgesne orbita. Teorija, kad aplink Saulę sukasi dar viena žvaigždė, buvo populiari mokslininkų sluoksniuose praėjusio šimtmečio 70–80-aisiais. Kai žvaigždė priartėjo prie planetų, jos orbitose sukėlė gravitacinius trikdžius, dėl kurių gali masiškai išnykti rūšys. Be to, žvaigždė į žemę galėjo atnešti kometų iš Oorto debesies, per kurį ji praskrisdavo kas 27 milijardus metų.
Rudosios nykštukės Saulės sistemos apylinkėse
Neseniai astronomai netoli Saulės sistemos aptiko grupę itin šaltų žvaigždžių – rudųjų nykštukų. Tyrimui vadovavo Monrealio astronomas J. Robertas. Šie atradimai padės mokslininkams toliau nustatyti, kaip tankiai šie objektai yra šalia mūsų žvaigždžių sistemos, taip pat kitose netoliese esančiose vietose. Astronomo J. Roberto komanda atrado 165 ruduosius nykštukus. Trečdalis šių supervėsių žvaigždžių (terminas reiškia, kad jų paviršiaus temperatūra yra mažesnė nei 2200 kelvinų) turi gana neįprastą cheminę sudėtį. Mokslininkai mano, kad dauguma tokio tipo žvaigždžių bus atrasti tik ateityje, nes ankstesni mokslininkai „pražiūrėjo“ daugybę objektų.
Įkeliama...