Stelele sunt bile de gaz care strălucesc în detrimentul energiei reacțiilor nucleare care au loc în adâncurile lor. Ei au diferite dimensiuni și strălucire - la pitice slabe dimensiunea de câteva sutimi de diametrul soarelui la un supergigante orbitor cu dimensiuni de sute de ori diametrul soarelui. Gama temperaturilor lor este de asemenea extinsă - de la stele foarte calde albastre (temperatura suprafeței mai mare de 20 000 ° C) pentru răcirea stelelor roșii (3000 ° C). Soarele, care este o stea galbenă cu o temperatură medie, este considerat de toți parametrii ca un obiect obișnuit.
Stelele se nasc în galaxii de pe norii masivi de gaze de praf. Norii interstelari de gaz se numesc nebuloase. sau nebuloasă, care în latină înseamnă "nor". Densitatea spațială a materiei în nebuloasă nu este uniformă, conține niște aglomerări mai dense, embrioni de stele viitoare. În cazul în care cheagul este suficient de dens, începe să se contracte sub influența propriei sale gravitații. Pe măsură ce devine mai mic și mai dens, acesta se încălzește până când temperatura și presiunea din centrul fragmentului de comprimare devin suficiente pentru inițierea reacțiilor nucleare. Și apoi cheagul de gaz se transformă într-o adevărată stea, care în sine este o sursă de lumină și căldură de milioane de ani.
Mai multe astfel de nori, din care se formează stele, pot fi observate și într-un telescop amator. Cel mai faimos dintre ele este Nebuloasa Orion, care marchează sabia în constelația lui Orion. Această nebuloasă este vizibilă cu ochiul liber ca o lumină verde fuzzy și strălucitoare; în binoclu, acesta poate fi discutat mai clar. În centrul Nebuloaselor Orion există o stea # 952; 1 (theta1) Orion, care este permis într-un telescop mic în patru componente. Energia radiată de cele mai strălucitoare dintre aceste patru stele face strălucirea nebuloasei. De fapt, nebuloasa este mai mare decât partea luminată vizibilă, în zonele sale întunecate, în momentul în care se naște stele. Se estimează că Nebuloasa Orion conține substanță suficientă pentru a forma sute de stele; adică, sa născut acest grup de stele. O altă faimoasă regiune care formează stele este Nebuloasa Tarantula din constelația sudică a peștelui de aur. care are o dimensiune mai mare decât cea a Nebulosului Orion și este, de fapt, cea mai mare nebuloasă cunoscută.
Unul dintre celebrele grupuri de vedete tinere este Clusterul Pleiades sau Cele Șapte Surori situate în constelația Taurului. Cel puțin cinci membri ai Pleiadelor pot fi văzuți cu ochiul liber cu ochiul liber; Zeci de membri ai săi sunt vizibili prin binoclu sau printr-un telescop mic. Întregul cluster conține aproximativ o sută de stele. Cel mai strălucit și mai tânăr dintre ei a fost format nu mai mult de 2 milioane de ani în urmă, ceea ce le face astronomic foarte tineri.
Plejdele sunt un exemplu de clasă de grupări de stele, numite clustere împrăștiate sau clustere galactice. Astronomii știu aproximativ 1000 de astfel de clustere, iar cele mai renumite dintre ele sunt enumerate în această carte. Aproape de Pleiades in Taur este un cluster mai mare și mai mare împrăștiat de Hyades, a cărui vârstă este estimată la aproximativ 500 de milioane de ani. Deoarece stelele Giades sunt mai vechi decât stelele Pleiades, au avut mai mult timp să zboare unul față de celălalt. În cele din urmă, în timp, majoritatea acestor clustere sunt complet dispersate în spațiu. Probabil că și Soarele a fost membru al congestiei împrăștiate când sa născut cu 4.600 milioane de ani în urmă. O altă clasă de clustere - clustere globulare - este descrisă la p. 283.
Asociațiile stelare sunt mai mari decât dimensiunile împrăștiate, în care stelele tinere sunt împrăștiate în regiunea de câteva sute de ani-lumină. Nu este un accident faptul că cele mai multe stele luminoase de Orion se află la aproximativ aceeași distanță de la noi (excepție este telgeyze fi-), deoarece acestea sunt membri ai asociației cu centrul nebuloasei Orion, o distanță de aproximativ 1500 St. ani. De trei ori mai aproape de noi este o asociație vastă a Scorpius-Centaurus, care este în ceruri durează mai mult de 60 ° și se extinde din constelația Scorpius prin constelația Wolf în constelația Centaurus, iar Crucea Sudului. Cel mai strălucit membru al ei este Antares; alți membri notabili - # 946; (beta) Centauri, # 945; (alfa) și # 946; (beta) din Crucea de Sud, grupul dispersat al IC 2602 din Kiel. Asociațiile se formează din nori destul de mari de gaz și praf în brațele spirale ale galaxiei.
Nebulile constau dintr-un amestec de hidrogen și heliu 10: 1, aceasta este compoziția chimică inițială a universului și, după cum se aștepta, stelele au aceeași compoziție chimică. Steaua își atrage energia în reacțiile nucleare ale conversiei hidrogenului în heliu. Ca rezultat al reacției, patru atomi de heliu formează un atom de heliu; realizarea necontrolată a unei astfel de reacții are loc într-o bombă cu hidrogen.
Există anumite limitări privind dimensiunea stelelor. De la un cheag de gaze cu o masă mai mică de 8% din masa soarelui, steaua nu se poate forma, deoarece condițiile din interiorul său nu vor fi suficiente pentru inițierea reacțiilor nucleare. Această limită de 8% poate fi considerată ca o limită între planete și stele. Planeta gazului Jupiter în sistemul nostru solar este de 80 de ori mai puțin masivă decât ar fi necesar pentru a deveni o stea mică. Pe de altă parte, cele mai mari stele au mase de aproximativ o sută de ori mai mari decât cele solare. Era mai mult ca și stelele mai masive să producă atât de multă energie încât să se destrame literalmente, dar sa dovedit că acest lucru nu a fost întotdeauna cazul. Câteva stele sunt cunoscute, ale căror mase depășesc 100 de soare, un exemplu - # 951; (asta) Kiel.
Cea mai importantă caracteristică a unei stele este masa ei, afectează toți ceilalți parametri: temperatura stelei, luminozitatea și durata de viață. Nu este surprinzător că o stea cu o masă minimă este cea mai rece; astfel de stele se numesc pitici rosii. Un pitic tipic roșu este steaua lui Barnard, a doua stea lângă Soare, având o masă de aproximativ o zecime din cea solară; strălucește lumină roșie și are o temperatură a suprafeței de aproximativ 3000 ° C. Deși distanța față de steaua lui Barnard este de numai șase ani lumină, este prea slabă pentru a fi văzută cu ochiul liber. În mod neașteptat, ar putea părea că stelele cu cele mai mici mase trăiesc cel mai mult. Reacțiile nucleare au loc în ele atât de încet încât acestea continuă să existe milioane de milioane de ani - de o sută de ori mai lungi decât Soarele. Soarele însuși, care are o masă egală cu unul solar, are o temperatură a suprafeței de 5500 ° C și va trăi, după cum era de așteptat, în jur de 10.000 de milioane de ani. În prezent, se află în faza de mijloc a vieții.
Vom merge mai departe spre creșterea masei. Asemenea stele ca Sirius. în masă de două ori mai mare decât Soarele, poate trăi numai aproximativ 1000 de milioane de ani, sau o zecime din timpul de viață al Soarelui. Temperatura suprafeței Sirius alb-albastru este de 11 000 ° C. Chiar și mai mare și mai fierbinte este steaua Spica din constelația Fecioara, masa ei fiind de 11 ori solară, iar temperatura de suprafață este de aproximativ 24.000 ° C Durata de viață a unei astfel de stea foarte fierbinte și puternic luminos este mai mică de 1% din durata de viață a Soarelui.
Culoarea stelei este un indicator direct al temperaturii. Cea mai corectă modalitate de a determina temperatura unei stele este de a studia spectrul acesteia, obținut prin împărțirea luminii cu un instrument numit spectrograf. Clasificarea stelelor în funcție de temperatură se realizează în funcție de clasele spectrale (vezi tabelul de la pagina 269). Stelele albastre și calde aparțin claselor spectrale O și B. Exemple de stele strălucitoare din clasa B: # 945; (alfa) și # 946; (beta) din Crucea de Sud, # 946; (beta) Centauri și Spica; acestea sunt cele mai albastre stele ale tuturor stelelor de prima magnitudine. Urmează stelele mai reci, albăstruie, de clasă spectrală A, la care face parte Sirius; atunci există stele de clasa F, care au o culoare alb-gălbuie, de exemplu Procyon. Clasa G stele sunt galbene; acestea includ Soarele, # 945; (alfa) din Centauri și # 964; (tau) din China. Chiar și stele mai clare de clasa K, cum ar fi # 949; (epsilon) Eridani, au o nuanță portocalie. Cel mai tare dintre toate sunt stelele roșii ale clasei spectrale M; de exemplu, Antares și Betelgeuse - cele mai reduse stele ale primei magnitudine. Fiecare clasă spectrală este împărțită în 10 subclase de la 0 la 9; În această scală mai precisă, Soarele aparține clasei G2. Aparent, secvența aleatorie a literelor utilizate pentru clasificarea spectrală este rezultatul unei clasificări anterioare care a fost revizuită și redusă la tipul actual. Secvența claselor spectrale pot fi memorate prin următoarele fraze: English - «Oh Fii amendă Fata, Kiss Me», în limba rusă - „Un proaspat barbieriti englez Perioada mestecate ca morcovii.“
Scara culorilor stelelor va fi în mod inevitabil subiectivă, deoarece depinde de caracteristicile individuale ale viziunii diferitelor persoane și de condițiile de observare a stelelor. De exemplu, astronomii cred că Vega, clasa spectrală AO, alb pur, cu toate că cei mai mulți oameni vedea în mod clar că are o tentă albăstruie, precum și una dintre componentele Castor are, de asemenea, o clasă spectrală A. Este același lucru la celălalt capăt al scalei - mai mulți giganți roșii și supergianți sunt într-adevăr vizibili în roșu, dar majoritatea au o culoare portocalie sau bronz strălucitoare. Un alt paradox - Soarele nostru, care, de obicei, pare alb, este clasificat ca o stea galbenă. De fapt, în timpul zilei, Soarele apare alb numai datorită orbitorului său orbitor. Dacă am fi privit-o de la o anumită distanță, ar fi mult mai slabă și apoi ar părea gălbui.
Se pare că o stea care ni se pare cu adevărat albă are o clasă spectrală de aproximativ F0, o astfel de clasă se află în steaua Canopus și
CLASELE SPECTRALE DE STELE
Dacă prezentăm dependența clasei spectrale a stelelor de lumina lor (magnitudinea stelară absolută), atunci toate stelele; care se află într-o stare stabilă în stadiul de ardere a hidrogenului, se află pe o linie marcată clar care traversează întregul grafic. Această linie este numită secvența principală. Poziția stelei pe secvența principală este determinată de masa ei - stelele mai puțin masive se află în partea de jos, iar cele mai masive se află în partea de sus. Soarele, în funcție de caracteristicile sale medii, se află aproximativ în mijlocul secvenței principale (vezi pagina 271). Un astfel de grafic al dependenței luminozității stelelor de clasa spectrală se numește diagrama Hertzsprung-Russell, în onoarea celor care au descoperit-o în 1911-1913. Astronomul danez Einar Herzsprung și astronomul american Henry Norris Russell.
Deși majoritatea stelelor se află pe secvența principală, un număr de stele suficient de strălucitoare se află mai sus și în dreapta, iar mai multe stele slabe se află mai jos și în stânga ei. Toate aceste stele se află în fazele târzii ale evoluției. Putem să înțelegem mai bine ce se întâmplă cu ei dacă urmăm evoluția viitoare prezisă pentru Soare.
CLASE DE LUMINĂ STAR
Pe Hertzsprung - Russell, din cauza a crescut luminozitatea soarelui se va deplasa în sus, lăsând secvența principală, și datorită modificărilor din clasa spectrală încă va decalate în continuare spre dreapta. Stelele din partea superioară a secvenței principale, mai masive decât Soarele, devin atât de mari și strălucitoare în această etapă a evoluției încât nu sunt numite pur și simplu giganți, ci superiori. Exemple luminoase de supergianți - Betelgeuse și Antares, ale căror dimensiuni sunt de sute de ori mai mari decât cele solare. Alte stele care nu au evoluat suficient pentru a obține o culoare roșie, dar care, totuși, se află aproape de granița supergiților - Rigel, Deneb și Polar.
Pentru a distinge dacă steaua giganților sau supergigantii deținute sau se află pe secvența principală, în plus față de astronomii din clasa spectrale au introdus mai multe clase de luminozitate de stele (vezi. Tabelul de mai sus). Aici trebuie remarcat faptul că astronomii consideră stelele fie giganți, fie pitici, în funcție de faptul dacă aparțin secției principale sau l-au părăsit ca urmare a evoluției. Stelele secvenței principale sunt uneori numite pitici, în ciuda faptului că cei mai masivi dintre ei sunt mai mult decât Soarele de mai multe ori.
Folosind atât clasa spectrală, cât și clasa de luminozitate, este posibil să determinăm în prezent toate proprietățile principale ale unei stele. Dar aceste proprietăți se schimbă odată cu vârsta. Poate că cel mai studiat dintre toate nebuloasele planetare este Nebuloasa inelară din constelația Lyra, deși nu este ușor de discernut. Mărimea mare are Nebuloasa ciocanului din Chanterelle, care poate fi văzută prin binoclu într-o noapte clară. Două mai multe nebuloase planete, dar luminoase, disponibile pentru observare într-un telescop amator, sunt NGC 6826 în Cygnus și NGC 7662 în Andromeda.
Deoarece piticii albi sunt foarte mici, sunt foarte slabi. Nici unul dintre ele nu este vizibil cu ochiul liber. Cei doi cel mai apropiat de noi stele luminoase Sirius si Procyon au sateliți - pitice albe, dar însoțitorul Procyon este prea aproape de steaua principală, pentru a fi distinse în telescopul de amatori, și prin satelit Sirius pot fi văzute doar în cele mai bune condiții meteorologice. Cel mai simplu mod de companion pitic alb pentru a vedea stele o2 (omikron2) Eridani (denumit, de asemenea, ca 40 Eridani), se poate observa cu un telescop mic. De interes mai mare este componenta mai slabă a acestui sistem - un pitic roșu, vizibil și într-un telescop amator.
Se pare că și soarele nostru este destinat să treacă prin stadiul nebuloasei planete, înainte de a deveni un pitic alb mort. Dar stelele cu o masă de mai multe soare, situate în capătul superior al secvenței principale, au un sfârșit mai impresionant. Dupa cum ati vazut, la inceput devin mai supergenti decat orcii. Ei nu au nici o șansă să ajungă în stadiul nebuloasei planete. Ele sunt atât de masive încât reacțiile nucleare din adâncurile lor sunt incontrolabile până când steaua devine instabilă și explodează. O astfel de explozie se numește explozie supernovă.
În timpul luminozitatea supernove stelei crește de milioane de ori, astfel încât timp de mai multe zile, steaua poate outshine o intreaga galaxie, cu strălucirea ei. Straturile exterioare ale stelei aruncate în aer se află în spațiu la o viteză de aproximativ 5000 km / s. În 1054, domnul .. e. astronomii au observat cu Pământul o izbucnire a supernovelor în constelația Taurului. Steaua a devenit mai strălucitoare decât Venus și a fost vizibilă în timpul zilei timp de trei săptămâni. După aceea, ea a fost văzută mai mult de un an cu ochiul liber.
Locul unei astfel de explozii se află într-unul dintre cele mai faimoase obiecte de pe cer - nebuloasa crabului, rămășița exploziei supernovei. Într-un telescop amator, Nebuloasa de Crab este vizibilă ca un loc fuzzy, dar este cel mai bine văzută în fotografiile cu expunere lungă pe instrumente mari. Pentru aproximativ următoarea Crab de gaz 50, 000 ani disipa în spațiu, creând o modele grațios, cum ar Nebuloasa Voal din Lebăda, de asemenea, o rămășiță supernove.
Ca rezultat al exploziei supernovei, o stea nu poate fi împrăștiată în bucăți mici. Uneori nucleul central al unei stele explozive devine mai mic și mai dens decât un pitic alb. Un astfel de obiect se numește o stea neutronică. Într-o stea neutronică, protonii și electronii atomilor stelei sunt atât de densi împrăștiați cu forța gigantică de supernovă, încât formează particule numite neutroni. O stea tip neutron are un diametru de 20 km, dar conține o masă de unul sau două Soare. Fiind atât de mic, o stea neutronică se poate roti foarte repede, fără a se rupe în bucăți. Cu o perioadă egală cu perioada de rotație, observăm o izbucnire de radiații, similară cu un fascicul de far. Astronomii au înregistrat pulsații radio de câteva sute de astfel de surse, pe care le-au numit pulsare; unul dintre ele se află în centrul nebuloasei crabului. Perioada pulsarului nebuloasei de crab este de 30 de clipuri pe secundă; Ceilalți pulsari sunt mai lenți - clipește la fiecare patru secunde. Majoritatea stelelor neutronice sunt prea slabe pentru a fi văzute în telescoapele optice; dar un pulsar în nebuloasa crabului are, de asemenea, rachete în gama optică care coincid cu rachetele radio.
Dacă nucleul unei stele explozive ar avea o masă care depășește de trei ori masa Soarelui, atunci stadiul final al evoluției unei astfel de stele nu ar fi nici măcar o stea neutronică. În schimb, steaua va deveni ceva și mai neobișnuit - o gaură neagră. Nu există nici o forță care să poată susține o stea care murdărește cu o masă de mai mult de trei mase solare de la colaps sub acțiunea propriei gravități. Devenind tot mai mic și mai dens, continuă să se micsoreze până când atracția devine atât de mare încât nimic nu poate părăsi steaua, nici măcar lumina proprie. Steaua își sapă propriul mormânt - o gaură neagră. Din moment ce o gaură neagră este prin definiție invizibilă, este doar de interes academic pentru observațiile într-un telescop amator. Cu toate acestea, astronomii profesioniști fixează radiațiile cu raze X din diferite puncte ale spațiului, ceea ce cred că emană gaze fierbinți care intră în adâncurile fără fund ale găurilor negre. Cel mai faimos candidat pentru găuri negre este Cygnus X-1, el se află în apropierea stelei a 9-a magnitudine din constelația Cygnus.
Trimiteți-le prietenilor: