Stelele pot fi foarte diferite: mici și mari, strălucitoare și nu foarte strălucitoare, bătrâne și tinere, calde și „reci”, albe, albastre, galbene, roșii etc.
Diagrama Hertzsprung–Russell vă permite să înțelegeți clasificarea stelelor.
Acesta arată relația dintre magnitudinea absolută, luminozitate, tipul spectral și temperatura de suprafață a stelei. Stelele din această diagramă nu sunt localizate aleatoriu, ci formează zone clar vizibile.
Cele mai multe dintre stele sunt pe așa-numitul secvența principală. Existența secvenței principale se datorează faptului că etapa de ardere a hidrogenului reprezintă ~90% din timpul de evoluție al majorității stelelor: arderea hidrogenului în regiunile centrale ale stelei duce la formarea unui miez izoterm de heliu, trecerea la stadiul gigant roșu și plecarea stelei din secvența principală. Evoluția relativ scurtă a giganților roșii duce, în funcție de masa lor, la formarea de pitice albe, stele neutronice sau găuri negre.
Fiind în diferite stadii ale dezvoltării lor evolutive, stelele sunt împărțite în stele normale, stele pitice și stele gigantice.
Stelele normale sunt stele din secvența principală. Acestea includ Soarele nostru. Uneori, stelele normale precum Soarele sunt numite pitice galbene.
Pitic galben
O pitică galbenă este un tip de stea din secvența principală mică, cu o masă între 0,8 și 1,2 mase solare și o temperatură a suprafeței de 5000-6000 K.
Durata de viață a unei pitici galbene este în medie de 10 miliarde de ani.
După ce întreaga aprovizionare cu hidrogen arde, steaua crește de multe ori în dimensiune și se transformă într-o gigantă roșie. Un exemplu de acest tip de stea este Aldebaran.
Gigantul roșu își ejectează straturile exterioare de gaz pentru a forma nebuloase planetare, în timp ce miezul se prăbușește într-o pitică albă mică și densă.
O gigantă roșie este o stea mare, cu o culoare roșiatică sau portocalie. Formarea unor astfel de stele este posibilă atât în stadiul formării stelelor, cât și în etapele ulterioare ale existenței lor.
Intr-un stadiu incipient, steaua radiaza datorita energiei gravitationale eliberate in timpul compresiei, pana cand compresia este oprita de reactia termonucleara care a inceput.
În etapele ulterioare ale evoluției stelelor, după arderea hidrogenului în nucleele lor, stelele părăsesc secvența principală și se deplasează în regiunea giganților roșii și supergiganților din diagrama Hertzsprung-Russell: această etapă durează aproximativ 10% din timpul vieții „active” a stelelor, adică etapele evoluției lor, în care au loc reacții de nucleosinteză în interiorul stelar.
Steaua gigantică are o temperatură la suprafață relativ scăzută, aproximativ 5000 de grade. O rază uriașă, ajungând la 800 solar și datorită dimensiunilor atât de mari, luminozitate enormă. Radiația maximă are loc în regiunile roșii și infraroșii ale spectrului, motiv pentru care sunt numite giganți roșii.
Cel mai mare dintre giganți se transformă în supergiganți roșii. O stea numită Betelgeuse din constelația Orion este cel mai izbitor exemplu de supergigantă roșie.
Stelele pitice sunt opusul giganților și pot fi următoarele.
O pitică albă este ceea ce rămâne dintr-o stea obișnuită cu o masă mai mică de 1,4 mase solare după ce trece prin stadiul de gigantă roșie.
Din cauza lipsei hidrogenului, reacțiile termonucleare nu au loc în miezul unor astfel de stele.
Piticele albe sunt foarte dense. Nu sunt mai mari ca dimensiune decât Pământul, dar masa lor poate fi comparată cu masa Soarelui.
Acestea sunt stele incredibil de fierbinți, temperaturile lor ajung la 100.000 de grade sau mai mult. Ei strălucesc folosind energia rămasă, dar cu timpul se epuizează și miezul se răcește, transformându-se într-o pitică neagră.
Piticile roșii sunt cele mai comune obiecte de tip stelar din Univers. Estimările numărului lor variază de la 70 la 90% din numărul tuturor stelelor din galaxie. Sunt destul de diferite de alte vedete.
Masa piticelor roșii nu depășește o treime din masa solară (limita inferioară a masei este de 0,08 solară, urmată de pitice brune), temperatura la suprafață atinge 3500 K. Piticele roșii au o clasă spectrală M sau K târzie. de acest tip emit foarte puțină lumină, uneori de 10.000 de ori mai mică decât Soarele.
Având în vedere radiația lor scăzută, niciuna dintre piticele roșii nu este vizibilă de pe Pământ cu ochiul liber. Chiar și cea mai apropiată pitică roșie de Soare, Proxima Centauri (cea mai apropiată stea din sistemul triplu de Soare) și cea mai apropiată pitică roșie unică, Steaua lui Barnard, au magnitudini aparente de 11,09 și, respectiv, 9,53. În acest caz, o stea cu o magnitudine de până la 7,72 poate fi observată cu ochiul liber.
Datorită vitezei scăzute de ardere a hidrogenului, piticele roșii au durate de viață foarte lungi, variind de la zeci de miliarde la zeci de trilioane de ani (o pitică roșie cu o masă de 0,1 mase solare va arde timp de 10 trilioane de ani).
La piticele roșii, reacțiile termonucleare care implică heliu sunt imposibile, așa că nu se pot transforma în giganți roșii. De-a lungul timpului, se micșorează treptat și se încălzesc din ce în ce mai mult până când epuizează întreaga rezervă de combustibil cu hidrogen.
Treptat, conform conceptelor teoretice, ele se transformă în pitice albastre - o clasă ipotetică de stele, în timp ce niciuna dintre piticele roșii nu a reușit încă să se transforme într-o pitică albastră, iar apoi în pitice albe cu miez de heliu.
Pitică brună - obiecte substelare (cu mase cuprinse între aproximativ 0,01 și 0,08 mase solare, sau, respectiv, între 12,57 și 80,35 mase ale lui Jupiter și un diametru aproximativ egal cu diametrul lui Jupiter), la adâncimea cărora, spre deosebire de secvența principală stele, nu există o reacție de fuziune termonucleară cu conversia hidrogenului în heliu.
Temperatura minimă a stelelor din secvența principală este de aproximativ 4000 K, temperatura piticelor maro se află în intervalul de la 300 la 3000 K. Piticele brune se răcesc în mod constant de-a lungul vieții, iar cu cât pitica este mai mare, cu atât se răcește mai lent.
Pitici subbrunii
Piticii submaronii, sau subpiticii maro, sunt formațiuni reci care se încadrează sub limita de masă a piticilor maro. Masa lor este mai mică de aproximativ o sutime din masa Soarelui sau, în consecință, 12,57 masa lui Jupiter, limita inferioară nu este determinată. În general, ele sunt considerate planete, deși comunitatea științifică nu a ajuns încă la o concluzie finală despre ceea ce este considerat o planetă și ce este o pitică sub-maro.
Pitic negru
Piticii negre sunt pitici albe care s-au răcit și, ca urmare, nu emit în intervalul vizibil. Reprezintă stadiul final al evoluției piticelor albe. Masele de pitice negre, ca și masele de pitice albe, sunt limitate peste 1,4 mase solare.
O stea binară este două stele legate gravitațional care orbitează în jurul unui centru de masă comun.
Uneori există sisteme de trei sau mai multe stele, în acest caz general sistemul se numește stea multiplă.
În cazurile în care un astfel de sistem stelar nu este prea departe de Pământ, stelele individuale pot fi distinse printr-un telescop. Dacă distanța este semnificativă, atunci astronomii pot înțelege că o stea dublă este vizibilă numai prin semne indirecte - fluctuații ale luminozității cauzate de eclipsele periodice ale unei stele de către alta și altele.
Stea noua
Stele a căror luminozitate crește brusc de 10.000 de ori. Nova este un sistem binar format dintr-o pitică albă și o stea însoțitoare situată pe secvența principală. În astfel de sisteme, gazul de la stea curge treptat către pitica albă și explodează periodic acolo, provocând o explozie de luminozitate.
Supernova
O supernovă este o stea care își încheie evoluția într-un proces exploziv catastrofal. Flare în acest caz poate fi cu câteva ordine de mărime mai mare decât în cazul unei noi. O explozie atât de puternică este o consecință a proceselor care au loc în stea în ultima etapă de evoluție.
Steaua de neutroni
Stelele neutronice (NS) sunt formațiuni stelare cu mase de ordinul a 1,5 solare și dimensiuni considerabil mai mici decât piticele albe; raza tipică a unei stele neutronice este probabil de ordinul a 10-20 de kilometri.
Ele constau în principal din particule subatomice neutre - neutroni, strâns comprimați de forțele gravitaționale. Densitatea unor astfel de stele este extrem de mare, este comparabilă și, potrivit unor estimări, poate fi de câteva ori mai mare decât densitatea medie a nucleului atomic. Un centimetru cub de substanță NS va cântări sute de milioane de tone. Gravitația de pe suprafața unei stele neutronice este de aproximativ 100 de miliarde de ori mai mare decât pe Pământ.
În Galaxia noastră, potrivit oamenilor de știință, ar putea exista între 100 de milioane și 1 miliard de stele neutroni, adică undeva în jur de una la mie de stele obișnuite.
Pulsari
Pulsarii sunt surse cosmice de radiații electromagnetice care vin pe Pământ sub formă de explozii periodice (impulsuri).
Conform modelului astrofizic dominant, pulsarii sunt stele neutronice în rotație cu un câmp magnetic înclinat față de axa de rotație. Când Pământul cade în conul format de această radiație, este posibil să se detecteze un impuls de radiație care se repetă la intervale egale cu perioada de revoluție a stelei. Unele stele neutronice se rotesc de până la 600 de ori pe secundă.
Cefeide
Cefeidele sunt o clasă de stele variabile pulsante cu o relație destul de precisă perioadă-luminozitate, numite după steaua Delta Cephei. Una dintre cele mai faimoase Cefeide este Polaris.
Lista dată a principalelor tipuri (tipuri) de stele cu caracteristicile lor scurte, desigur, nu epuizează întreaga varietate posibilă de stele din Univers.
Nu ne gândim niciodată că poate există o altă viață în afară de planeta noastră, în afară de sistemul nostru solar. Poate că există viață pe una dintre planetele care orbitează o stea albastră, albă sau roșie, sau poate o stea galbenă. Poate că există o altă planetă ca aceasta, pe care trăiesc aceiași oameni, dar încă nu știm nimic despre ea. Sateliții și telescoapele noastre au descoperit o serie de planete care ar putea avea viață, dar aceste planete sunt la zeci de mii și chiar milioane de ani lumină distanță.
Războiții albaștri sunt stele de culoare albastră.
Stelele situate în clustere de stele globulare, a căror temperatură este mai mare decât cea a stelelor obișnuite și al căror spectru se caracterizează printr-o schimbare semnificativă în regiunea albastră decât cea a stelelor cluster cu o luminozitate similară, sunt numite rătăcite albastre. Această caracteristică le permite să iasă în evidență față de alte stele din acest cluster pe diagrama Hertzsprung-Russell. Existența unor astfel de stele respinge toate teoriile despre evoluția stelară, a căror esență este că stelele care au apărut în aceeași perioadă de timp sunt de așteptat să fie situate într-o regiune bine definită a diagramei Hertzsprung-Russell. În acest caz, singurul factor care afectează locația exactă a stelei este masa sa inițială. Apariția frecventă a răpiților albaștri în afara curbei de mai sus poate confirma existența unui astfel de lucru ca o evoluție stelară anormală. 
Experții care încearcă să explice natura apariției lor au prezentat mai multe teorii. Cel mai probabil dintre ele indică faptul că aceste stele albastre au fost duble în trecut, după care au început să treacă sau sunt acum supuse unui proces de fuziune. Rezultatul fuziunii a două stele este apariția unei noi stele, care are o masă, luminozitate și temperatură mult mai mari decât stelele de aceeași vârstă.
Dacă această teorie ar putea fi cumva dovedită corectă, teoria evoluției stelare ar fi liberă de problema rătăciților albaștri. Steaua rezultată ar avea o cantitate mai mare de hidrogen, care s-ar comporta similar cu o stea tânără. Există fapte care susțin această teorie. Observațiile au arătat că cei mai rătăciți se găsesc cel mai adesea în regiunile centrale ale clusterelor globulare. Ca urmare a numărului predominant de stele cu volum unitar de acolo, trecerile apropiate sau coliziunile devin mai probabile.
Pentru a testa această ipoteză, este necesar să se studieze pulsația rătăciților albaștri, deoarece Pot exista unele diferențe între proprietățile asteroseismologice ale stelelor îmbinate și variabilele pulsatoare în mod normal. Este de remarcat faptul că măsurarea pulsațiilor este destul de dificilă. Acest proces este, de asemenea, afectat negativ de supraaglomerarea cerului înstelat, mici fluctuații ale pulsațiilor rătăciților albaștri, precum și raritatea variabilelor acestora.
Un exemplu de fuziune a putut fi observat în august 2008, când un astfel de incident a afectat obiectul V1309, a cărui luminozitate, după descoperire, a crescut de câteva zeci de mii de ori, iar după câteva luni a revenit la valoarea inițială. În urma a 6 ani de observații, oamenii de știință au ajuns la concluzia că acest obiect este două stele a căror perioadă orbitală una în jurul celeilalte este de 1,4 zile. Aceste fapte i-au făcut pe oamenii de știință să creadă că în august 2008 a avut loc procesul de fuziune a acestor două stele.
Persoanele albastre sunt caracterizate de un cuplu ridicat. De exemplu, viteza de rotație a stelei, care se află în mijlocul clusterului 47 Tucanae, este de 75 de ori mai mare decât viteza de rotație a Soarelui. Conform ipotezei, masa lor este de 2-3 ori mai mare decât masa altor stele care se află în cluster. De asemenea, prin cercetări, s-a constatat că dacă stelele albastre sunt situate aproape de orice alte stele, atunci acestea din urmă vor avea un procent mai mic de oxigen și carbon decât vecinii lor. Probabil că stelele trag aceste substanțe de pe alte stele care se mișcă pe orbita lor, drept urmare luminozitatea și temperatura lor cresc. În stelele „jefuite” se descoperă locuri unde a avut loc procesul de transformare a carbonului original în alte elemente.
Nume de stele albastre - exemple
Rigel, Gamma Paralis, Alpha Giraffe, Zeta Orionis, Tau Canis Majoris, Zeta Puppis
Stelele albe sunt stele albe
Friedrich Bessel, care a condus Observatorul Königsberg, a făcut o descoperire interesantă în 1844. Omul de știință a observat cea mai mică abatere a celei mai strălucitoare stele de pe cer, Sirius, de la traiectoria ei pe cer. Astronomul a sugerat că Sirius avea un satelit și a calculat, de asemenea, perioada aproximativă de rotație a stelelor în jurul centrului lor de masă, care era de aproximativ cincizeci de ani. Bessel nu a găsit sprijin adecvat de la alți oameni de știință, deoarece Nimeni nu a fost capabil să detecteze satelitul, deși masa lui ar fi trebuit să fie comparabilă cu Sirius.
Și numai 18 ani mai târziu, Alvan Graham Clark, care testa cel mai bun telescop din acele vremuri, a descoperit o stea albă slabă lângă Sirius, care s-a dovedit a fi satelitul său, numită Sirius B.
Suprafața acestei stele albe este încălzită la 25 de mii Kelvin, iar raza sa este mică. Luând în considerare acest lucru, oamenii de știință au concluzionat că satelitul are o densitate mare (la nivelul de 106 g/cm3, în timp ce densitatea lui Sirius în sine este de aproximativ 0,25 g/cm3, iar cea a Soarelui este de 1,4 g/cm3). 55 de ani mai târziu (în 1917), a fost descoperită o altă pitică albă, numită după omul de știință care a descoperit-o - steaua lui van Maanen, care se află în constelația Pești.
Nume de stele albe - exemple
Vega în constelația Lyra, Altair în constelația Aquila (vizibil vara și toamna), Sirius, Castor.
Stele galbene – stele galbene
Piticele galbene sunt de obicei numite stele mici din secvența principală a căror masă se află în masa Soarelui (0,8-1,4). Judecând după nume, astfel de stele au o strălucire galbenă, care este eliberată în timpul procesului termonuclear de fuziune de la hidrogen la heliu.
Suprafața unor astfel de stele se încălzește până la o temperatură de 5-6 mii Kelvin, iar clasele lor spectrale variază între G0V și G9V. O pitică galbenă trăiește aproximativ 10 miliarde de ani. Arderea hidrogenului într-o stea face ca aceasta să se înmulțească și să devină o gigantă roșie. Un exemplu de gigant roșu este Aldebaran. Astfel de stele pot forma nebuloase planetare prin eliminarea straturilor lor exterioare de gaz. În acest caz, miezul se transformă într-o pitică albă, care are o densitate mare.
Dacă luăm în considerare diagrama Hertzsprung-Russell, atunci pe ea stelele galbene sunt situate în partea centrală a secvenței principale. Deoarece Soarele poate fi numit o pitică galbenă tipică, modelul său este destul de potrivit pentru a lua în considerare modelul general al piticilor galbeni. Dar există și alte stele galbene caracteristice pe cer, ale căror nume sunt Alhita, Dabikh, Toliman, Khara etc. Aceste stele nu sunt foarte strălucitoare. De exemplu, același Toliman, care, dacă nu țineți cont de Proxima Centauri, este cel mai aproape de Soare, are o magnitudine 0, dar în același timp luminozitatea sa este cea mai mare dintre toate piticele galbene. Această stea este situată în constelația Centaurus și, de asemenea, face parte dintr-un sistem complex care include 6 stele. Clasa spectrală a lui Toliman este G. Dar Dabih, situată la 350 de ani lumină de noi, aparține clasei spectrale F. Dar luminozitatea sa ridicată se datorează prezenței unei stele din apropiere aparținând clasei spectrale - A0.
Pe lângă Toliman, clasa spectrală G are HD82943, care se află pe secvența principală. Această stea, datorită compoziției sale chimice și temperaturii similare cu Soarele, are și două planete mari. Cu toate acestea, forma orbitelor acestor planete este departe de a fi circulară, așa că abordările lor de HD82943 apar relativ des. În prezent, astronomii au reușit să demonstreze că această stea avea înainte un număr mult mai mare de planete, dar de-a lungul timpului le-a absorbit pe toate.
Nume de stele galbene - exemple
Toliman, steaua HD 82943, Hara, Dabih, Alhita
Stelele roșii sunt stele roșii
Dacă măcar o dată în viață ai văzut prin lentila telescopului tău stele roșii pe cer care ardeau pe un fundal negru, atunci amintirea acestui moment te va ajuta să-ți imaginezi mai clar despre ce se va scrie în acest articol. Dacă nu ați mai văzut niciodată astfel de stele, asigurați-vă că încercați să le găsiți data viitoare. 
Dacă îți propui să alcătuiești o listă cu cele mai strălucitoare stele roșii de pe cer, care pot fi găsite cu ușurință chiar și cu un telescop amator, vei descoperi că toate sunt stele de carbon. Primele stele roșii au fost descoperite în 1868. Temperatura unor astfel de giganți roșii este scăzută, în plus, straturile lor exterioare sunt umplute cu cantități uriașe de carbon. Dacă anterior stelele similare formau două clase spectrale - R și N, acum oamenii de știință le-au definit într-o clasă generală - C. Fiecare clasă spectrală are subclase - de la 9 la 0. În plus, clasa C0 înseamnă că steaua are o temperatură ridicată, dar mai puțin roșii decât stelele din clasa C9. De asemenea, este important ca toate stelele dominate de carbon să fie în mod inerent variabile: cu perioadă lungă, semiregulate sau neregulate.
În plus, două stele numite variabile semi-regulare roșii au fost incluse în această listă, dintre care cea mai faimoasă este m Cephei. William Herschel a devenit interesat de culoarea roșie neobișnuită și a numit-o „rodie”. Astfel de stele se caracterizează prin modificări neregulate ale luminozității, care pot dura de la câteva zeci la câteva sute de zile. Astfel de stele variabile aparțin clasei M (stele reci cu temperaturi de suprafață de la 2400 la 3800 K).
Având în vedere faptul că toate stelele din rating sunt variabile, este necesar să aducem o oarecare claritate notației. Este în general acceptat că stelele roșii au un nume care constă din două componente - o literă a alfabetului latin și numele unei constelații variabile (de exemplu, T Hare). Prima variabilă descoperită într-o constelație dată i se atribuie litera R și așa mai departe, până la litera Z. Dacă există multe astfel de variabile, pentru ele este prevăzută o combinație dublă de litere latine - de la RR la ZZ. Această metodă vă permite să „denumiți” 334 de obiecte. În plus, stelele pot fi desemnate folosind litera V în combinație cu un număr de serie (V228 Cygnus). Prima coloană a ratingului este rezervată pentru desemnarea variabilelor.
Următoarele două coloane din tabel indică locația stelelor în perioada 2000.0. Ca urmare a popularității crescute a atlasului Uranometria 2000.0 în rândul pasionaților de astronomie, ultima coloană a evaluării afișează numărul diagramei de căutare pentru fiecare stea care se află în evaluare. În acest caz, prima cifră este afișarea numărului de volum, iar a doua este numărul de serie al cardului.
Evaluarea afișează, de asemenea, valorile maxime și minime de luminozitate ale mărimilor stelare. Merită să ne amintim că se observă o saturație mai mare a culorii roșii la stelele a căror luminozitate este minimă. Pentru stelele a căror perioadă de variabilitate este cunoscută, aceasta este afișată ca număr de zile, dar obiectele care nu au perioada corectă sunt afișate ca Irr.
Găsirea unei stele de carbon nu necesită prea multă abilitate; este suficient ca capabilitățile telescopului tău să fie suficiente pentru a o vedea. Chiar dacă dimensiunea sa este mică, culoarea roșu aprins ar trebui să vă atragă atenția. Prin urmare, nu ar trebui să vă supărați dacă nu le puteți detecta imediat. Este suficient să folosiți atlasul pentru a găsi o stea strălucitoare din apropiere și apoi să treceți de la ea la cea roșie.
Diferiți observatori văd stelele de carbon în mod diferit. Pentru unii, seamănă cu rubine sau cu un jar care arde în depărtare. Alții văd nuanțe purpurie sau roșu-sânge în astfel de stele. Pentru început, ratingul are o listă cu cele mai strălucitoare șase stele roșii, de care, odată găsite, te poți bucura din plin de frumusețea lor.
Nume de stele roșii - exemple
Diferențe de culoare a stelelor
Există o mare varietate de stele cu nuanțe de culoare de nedescris. Drept urmare, chiar și o constelație a primit numele „Cutie de bijuterii”, a cărei bază este formată din stele albastre și safir, iar în centrul ei se află o stea portocalie strălucitoare. Dacă luăm în considerare Soarele, acesta are o culoare galben pal.
Un factor direct care influențează diferența de culoare dintre stele este temperatura lor de suprafață. Acest lucru este explicat simplu. Lumina prin natura sa este radiație sub formă de unde. Lungimea de undă este distanța dintre crestele sale și este foarte mică. Pentru a-l imagina, trebuie să împărțiți 1 cm în 100 de mii de părți identice. Câteva dintre aceste particule vor alcătui lungimea de undă a luminii.
Având în vedere că acest număr se dovedește a fi destul de mic, fiecare, chiar și cea mai nesemnificativă, schimbare a acestuia va fi motivul pentru care imaginea pe care o observăm se va schimba. La urma urmei, viziunea noastră percepe diferite lungimi de undă de lumină ca culori diferite. De exemplu, albastrul are unde a căror lungime este de 1,5 ori mai scurtă decât cea a roșului.
De asemenea, aproape fiecare dintre noi știe că temperatura poate avea un efect foarte direct asupra culorii corpului. De exemplu, puteți lua orice obiect metalic și îl puteți pune pe foc. Va deveni roșu în timpul încălzirii. Dacă temperatura focului ar crește semnificativ, culoarea obiectului s-ar schimba - de la roșu la portocaliu, de la portocaliu la galben, de la galben la alb și, în final, de la alb la albastru-alb.
Deoarece Soarele are o temperatură la suprafață de aproximativ 5,5 mii 0 C, este un exemplu tipic de stele galbene. Dar cele mai fierbinți stele albastre se pot încălzi până la 33 de mii de grade.
Culoarea și temperatura au fost legate de oamenii de știință folosind legile fizice. Cum temperatura unui corp este direct proporțională cu radiația sa și invers proporțională cu lungimea de undă. Undele albastre au lungimi de undă mai scurte în comparație cu roșii. Gazele fierbinți emit fotoni, a căror energie este direct proporțională cu temperatura și invers proporțională cu lungimea de undă. De aceea, cele mai fierbinți stele se caracterizează printr-un interval de emisie albastru-albastru.
Deoarece combustibilul nuclear de pe stele nu este nelimitat, acesta tinde să fie consumat, ceea ce duce la răcirea stelelor. Prin urmare, stelele de vârstă mijlocie sunt galbene și vedem stelele vechi ca fiind roșii.
Ca urmare a faptului că Soarele este foarte aproape de planeta noastră, culoarea lui poate fi descrisă cu precizie. Dar pentru stelele aflate la un milion de ani lumină distanță, sarcina devine mai complicată. Pentru asta este folosit un dispozitiv numit spectrograf. Oamenii de știință trec prin ea lumina emisă de stele, în urma căreia este posibil să se analizeze spectral aproape orice stea.
În plus, folosind culoarea unei stele, puteți determina vârsta acesteia, deoarece formulele matematice fac posibilă utilizarea analizei spectrale pentru a determina temperatura unei stele, din care este ușor de calculat vârsta acesteia.
Secretele stelelor vizionate online
Există un număr mare de stele în spațiu. Cele strălucitoare și uriașe pot fi văzute cu ochiul liber, chiar dacă sunt foarte departe, chiar și după standardele cosmice. Dar există mult mai multe stele pitice. Este aproape imposibil să le vezi cu ochiul liber. Printre stelele pitice se numără pitici roșii care își trăiesc deja viața utilă. Și pitice brune, care cu greu pot fi numite stele. Și deja aproape răcite pitice albe, care se vor transforma în cele din urmă în cele negre.
Pe planeta noastră există o anumită lege a naturii că, cu cât organismul este mai mic, cu atât mai mulți indivizi. Această lege se aplică și stelelor. Această stare de fapt ridică multe întrebări. La urma urmei, cu ființele vii de pe Pământ totul este extrem de clar, dar cu stelele nu este complet clar. Oamenii de știință au rezolvat această ghicitoare la jumătate. Pentru a se menține de colapsul gravitațional, stelele cu o greutate enormă trebuie să se încălzească la temperaturi ridicate și, ca urmare, în câteva milioane de ani pur și simplu își epuizează aportul de energie, deoarece pentru a menține o temperatură în centrul sutelor. de milioane de grade, cheltuieli foarte mari ale acestei energii sunt necesare energiei în sine. Piticii mocnesc în liniște, întinzându-și „combustibilul” timp de zeci de miliarde de ani. Galaxia noastră are doar treisprezece miliarde de ani, prin urmare, ori de câte ori a apărut un pitic, ea trăiește până în zilele noastre. A doua jumătate a întrebării este că stelele gigantice se nasc mult mai rar decât piticii. Pentru fiecare 100 de stele precum Soarele nostru, doar o stea apare de zece ori mai masivă decât . Aceasta este tocmai întrebarea la care oamenii de știință nu au răspuns încă. Multă vreme, printre clasificările astronomice nu a existat loc pentru obiecte care nu erau nici stele, nici planete. Întrebarea dacă astfel de obiecte există i-a îngrijorat pe astronomi de zeci de ani. Dar la mijlocul anilor '90, astfel de planete au fost descoperite în afara sistemului solar. S-au dovedit a fi mai masive decât Jupiter, cea mai mare planetă din sistemul solar. 
Dar s-a pus întrebarea unde să tragă linia dintre o planetă și o stea. Se credea că steaua își folosește principala sursă de energie, adică. reacții termonucleare. Planetele strălucesc datorită reflectării Sveta iar în ea nu au loc reacţii termonucleare. Dar s-a dovedit că există obiecte ale reacțiilor termonucleare în care apar, dar nu sunt principala sursă de energie. Astrofizicianul Kumar a calculat că, dacă masa unui corp cosmic este de 7,5% sau mai mult din masa Soarelui, atunci în centrul unui astfel de obiect temperatura va fi suficientă pentru ca reacția să aibă loc. Această valoare a fost numită „limită de inflamabilitate a hidrogenului”. De exemplu, dacă o stea are 8% masa Soarelui, ea va mocni timp de aproximativ șase trilioane de ani, adică de 400 de ori vârsta Universului.
Căutarea piticelor maro inventate de Shiv Kumar a continuat timp de trei decenii. Deși acest om de știință era un teoretician, a luat și telescopul în speranța de a găsi o astfel de stea. A fost imediat clar că trebuie să căutăm în apropierea altor stele, până la care distanța era deja cunoscută. Dar această stea nu ar trebui să fie strălucitoare, deoarece pur și simplu va orbi telescopul și o va împiedica să vadă pitica slabă. În consecință, a fost necesar să se uite în apropierea stelelor roșii, sau a celor albe deja răcoritoare. Dar la acel moment aceste căutări nu au avut succes.
Abia când au devenit disponibile instrumente mai sensibile, astronomii au reușit să detecteze pitice roșii foarte slabe. De-a lungul timpului, a devenit clar că pentru a detecta așa-numitele „stele eșuate” nu este necesar să aveți telescoape uriașe.
Din 1995 până în 1997 au fost descoperite multe astfel de obiecte, ceea ce a făcut posibilă clasificarea unor noi obiecte situate între planete și stele.
În secțiunea cu întrebarea Vă rugăm să dați un exemplu de stele pitice date de autor chevron cel mai bun răspuns este STELELE pitice, tipul de stea cel mai des întâlnit în Galaxia noastră - 90% dintre stele, inclusiv Soarele, îi aparțin. Ele sunt numite și stele din secvența principală, în funcție de poziția lor pe DIAGRAMA HERZSPRUNG-RUSSELL. Numele „pitic” se referă nu atât la dimensiunea stelelor, cât la LUMINOSITATEA lor, deci acest termen nu are nicio conotație diminutivă.
Piticele albe sunt stele foarte mici care se află în ultima etapă de evoluție. Deși diametrele lor sunt mai mici decât cele ale piticelor roșii (nu mai mari decât Pământul), au aceeași masă ca și Soarele. Cea mai strălucitoare stea de pe cerul nostru nocturn este Sirius (Zorii câinelui printre egiptenii antici). - zori dublu: include o pitică albă, care se numește Puppy (numele latin pentru Sirius - „Vacanță” - înseamnă „câine mic”). Pitica albă Omicron-2 din constelația Eridanus este unul dintre piticii care pot fi văzute de pe Pământ cu ochiul liber.
Piticile roșii sunt mai mari decât Jupiter, dar mai mici decât o stea de mărime medie, cum ar fi Soarele nostru. Luminozitatea lor este de 0,01% din luminozitatea Soarelui. Nici o pitică roșie nu poate fi văzută cu ochiul liber, nici măcar cea mai apropiată de noi - Proxima Centauri.
Piticile brune sunt obiecte cosmice foarte cool, puțin mai mari decât Jupiter. Piticile brune se formează în același mod ca și alte stele, dar masa lor inițială este insuficientă pentru a avea loc reacții nucleare; Domnia lor este foarte slabă. Piticii negre sunt stele mici, cool, „moarte”. Piticii negre nu sunt suficient de masivi pentru ca reacțiile nucleare să aibă loc în adâncurile lor, sau tot combustibilul nuclear din ele s-a ars și se sting ca cărbunele ars. Cele mai mici stele sunt stele neutronice.
Stelele sunt cele mai fierbinți obiecte nu numai din Sistemul Solar, ci și din întregul Univers. Reacțiile termonucleare au loc constant în interiorul lor, iar în urma acestor reacții se eliberează o cantitate mare de energie. Temperatura stelelor atinge valori gigantice - de la 2 la 60 de mii de grade Celsius. Cu toate acestea, nu toate vedetele sunt la fel. Există și alte stele mult mai cool.
Cărei clase de obiecte aparțin piticele maro?
Piticile brune sunt unul dintre cele mai misterioase obiecte din Univers. Stelele care cântăresc de 10 ori mai puțin decât Soarele sunt clasificate drept pitice roșii. Dar nici un om de știință nu ar admite ideea că o pitică roșie nu este o stea. Și la mijlocul anilor 1990, astronomii au găsit obiecte numite „fantome negre”. Aveau dimensiuni gigantice și o gravitate impresionantă.
Măsurarea masei
Planeta a cărei masă este de obicei comparată cu cea a unei pitici maro este Jupiter. Există pitice maro care sunt de 12 ori mai mari decât această planetă. Oamenii de știință le este greu să le clasifice drept stele. Dar un astfel de obiect uriaș nu poate fi numit planetă. În prezent, astronomii discută în mod activ întrebarea dacă giganții gazos și piticele brune ar trebui clasificate în diferite categorii (amintim că planeta Jupiter este o gigantă gazoasă).
Piticile brune sunt de câteva zeci de ori mai mari decât Jupiter, dar, în același timp, „fantomele negre” sunt de aproximativ o sută de ori mai mici decât Soarele. Un alt nume pentru pitici maro este pitici maro. În ciuda faptului că în știință se obișnuiește să le numim obiecte substelare, ele sunt încă stele, deși au proprietăți foarte neobișnuite.
Primele presupuneri
Astronomii au început să vorbească despre acest tip de obiect în anii 1960. Cu toate acestea, nici măcar o singură presupunere cu privire la existența lor nu a fost confirmată. Mulți oameni de știință ambițioși au fost intrigați și au început să studieze intens împrejurimile imediate ale Universului, încercând să găsească obiecte similare. Dar timp de 35 de ani, nimeni nu a fost capabil să găsească un obiect, nici măcar de departe asemănător cu o pitică maro. Cu toate acestea, acest rezultat al evenimentelor a fost destul de natural - la urma urmei, acest tip de stea nu emite propria lumină sau luminozitatea sa este atât de scăzută încât este pur și simplu imposibil de observat. În plus, telescoapele de la sol au o sensibilitate suficient de scăzută pentru a detecta obiecte de acest fel.
Proprietățile piticelor brune
Astronomii nu pot clasifica piticele brune nici ca planete, nici ca stele. Cea mai simplă definiție ar fi: „un tip de stea imperfectă”. Au crescut foarte slab, abia reușind să atingă o anumită greutate în greutatea lor la care ar începe procesele de reacții termonucleare în interiorul lor, datorită cărora stelele obișnuite strălucesc pe cer. Acesta este motivul pentru care piticele maro nu sunt o sursă de lumină și căldură. Este extrem de dificil pentru astronomi să-și determine locația.
Cu toate acestea, oamenii de știință au întotdeauna câteva secrete pe care le pot folosi. De exemplu, urme de litiu sunt întotdeauna prezente în spectrul de strălucire al piticelor maro. Acest metal este adesea folosit în diferite tipuri de industrii, cum ar fi producția de baterii. Dar litiul este rar în spațiul cosmic, deoarece se descompune ușor în astfel de condiții. Cu toate acestea, acest metal este tipic piticilor maro.
Atmosfera de stele reci
Un alt semn prin care se poate determina locația unor astfel de stele este prezența metanului. Acest gaz nu se poate acumula pe stelele obișnuite din cauza temperaturilor lor ridicate. Cu toate acestea, piticele maro sunt relativ reci, astfel încât metanul se acumulează ușor în atmosfera lor. Atmosfera de metan a acestui tip de stele este foarte densă.
La suprafața lor bate vânturi violente, iar razele altor stele nu pătrund niciodată aici și, în consecință, vremea nu este niciodată favorabilă. Acesta este motivul pentru care piticele maro par neospitaliere în fotografii. Exploratorii spațiali nu se apropie niciodată de aceste stele.
Este imposibil să aterizezi o navă pe suprafața lor. Forța gravitației lor este atât de monstruoasă încât astronauții ar muri imediat în ghearele ei, chiar înainte ca nava să se transforme într-un morman de metal.
Multe dintre piticele brune formează în mod activ nori de gaz și praf în jurul lor, din care, la rândul lor, se formează planete. Un astfel de sistem planetar a fost descoperit recent în constelația Chameleon.
Cel mai apropiat obiect
Și în 2014, toate revistele de astronomie erau pline de titluri: „O pitică maro a fost găsită în vecinătatea sistemului solar”. Pitica brună a fost numită WISE J085510.83-071442.5. Este situat la aproximativ 7,2 ani lumină de Soare. Pentru comparație: cel mai apropiat sistem de noi este Alpha Centauri și este situat la 4 ani lumină de planeta Pământ. Masa acestei pitice brune a fost estimată de oamenii de știință aproximativ. Se crede că acest obiect este de 3-10 ori mai mare decât planeta Jupiter. Unii astronomi sugerează că, cu o astfel de masă, pitica maro ar fi putut fi odată clasificată ca o gigantă gazoasă, care a fost în cele din urmă aruncată din sistemul solar.
Cu toate acestea, majoritatea cercetătorilor sunt încă înclinați să creadă că acest obiect aparține grupului de pitice brune. La urma urmei, sunt destul de comune în Univers. Ulterior, astronomul Kevin Luhmann, care a analizat fotografiile acestui obiect, a descoperit încă două pitice maro. Sunt situate la o distanță de 6,5 ani lumină de planeta noastră. Astronomii nu au descoperit încă nicio altă pitică maro direct în Sistemul Solar. Poate că toate aceste descoperiri urmează să vină în viitor.
Satelitul misterios al Soarelui
Există o altă presupunere despre existența unei pitice maro speciale în sistemul solar - Nemesis. Aceasta este o stea propusă teoretic, care a fost cândva un „însoțitor” al Soarelui. Cu toate acestea, oamenii de știință încă se ceartă despre categoria căreia îi aparține - pitici maro, roșii sau albe. Teoria existenței lui Nemesis a fost propusă pentru a explica procesul ciclic de dispariție a diferitelor specii biologice de pe Pământ - conform oamenilor de știință, acest lucru s-a întâmplat la fiecare 27 de miliarde de ani.
Cu toate acestea, astronomii nu au găsit încă confirmarea existenței lui Nemesis. Se crede că această stea ar putea fi un satelit al Soarelui și să se rotească pe o orbită mai alungită. Teoria conform căreia există o altă stea care se învârte în jurul Soarelui a fost populară în cercurile științifice în anii 70 și 80 ai secolului trecut. Când steaua s-a apropiat de planete, a provocat perturbări gravitaționale pe orbitele acestora, ceea ce ar putea duce la dispariția în masă a speciilor. În plus, steaua ar putea aduce comete pe pământ din norul Oort, prin care a trecut la fiecare 27 de miliarde de ani.
Pitici brune în vecinătatea sistemului solar
Nu cu mult timp în urmă, astronomii au descoperit un grup de stele ultra-reci - pitice maro - în apropierea sistemului solar. Cercetarea a fost condusă de astronomul de la Montreal J. Robert. Aceste descoperiri îi vor ajuta pe oamenii de știință să determine în continuare cât de dens sunt situate aceste obiecte în apropierea sistemului nostru stelar, precum și în alte zone din apropiere. Echipa astronomului J. Robert a descoperit 165 de pitice maro. O treime dintre aceste stele superreci (un termen care înseamnă că temperaturile lor de suprafață sunt mai mici de 2.200 Kelvin) au compoziții chimice destul de neobișnuite. Oamenii de știință cred că descoperirea majorității stelelor de acest tip va avea loc abia în viitor, deoarece oamenii de știință anteriori „au trecut cu vederea” un număr mare de obiecte.
Se încarcă...