Цвет звезд белые голубые желтые. Какие бывают звёзды

Многие люди думают, что все звезды на небе белого цвета. (Кроме Солнца, которое, конечно, желтое .) Как это ни удивительно, но на самом деле все как раз наоборот : наше , а звезды бывают разных цветов - голубоватые, белые, желтоватые, оранжевые и даже красные!

Другой вопрос, можно ли увидеть цвет звезд невооруженным глазом ? Тусклые звезды кажутся белыми просто потому, что они слишком слабы для возбуждения в сетчатке наших глаз колбочек - специальных клеток-рецепторов, отвечающих за цветное зрение. Чувствительные к слабому свету палочки не различают цветов. Именно поэтому в темноте все кошки серые, а все звезды белые.

Цвета ярких звезд

А как насчет ярких звезд?

Давайте посмотрим на созвездие Ориона, а вернее, на две его ярчайшие звезды, Ригель и Бетельгейзе. (Орион - центральное созвездие зимнего неба. Наблюдается по вечерам на юге с конца ноября по март.)

Звезда Бетельгейзе выделяется среди других в созвездии Ориона своим красноватым оттенком. Фото: Bill Dickinson/APOD

Даже беглого взгляда хватит, чтобы заметить красный цвет Бетельгейзе и голубовато-белый цвет Ригеля. Это не кажущееся явление - звезды действительно имеют разные цвета. Разница в цвете определяется только температурой на поверхностях этих звезд. Белые звезды горячее желтых, а желтые, в свою очередь, горячее оранжевых. Самые горячие звезды голубовато-белого цвета, а самые холодные - красные. Таким образом, Ригель намного горячее Бетельгейзе .

Какого цвета на самом деле Ригель?

Иногда, правда, все не так очевидно. В морозную или ветреную ночь, когда воздух неспокоен, вы можете наблюдать странную вещь - Ригель быстро-быстро меняет свою яркость (попросту говоря, мерцает) и переливается разными цветами! Иногда кажется, что он голубой, иногда - что белый, а затем на мгновение проскакивает и красный цвет! Получается, что Ригель вовсе не голубовато-белая звезда - она вообще непонятно какого цвета!

Голубой Ригель и отражательная туманность Голова Ведьмы. Фото: Michael Heffner/Flickr.com

Ответственность за это явление лежит целиком и полностью на атмосфере Земли. Низко над горизонтом (а Ригель в наших широтах высоко никогда не поднимается) звезды часто мерцают и переливаются разными цветами. Их свет проходит через очень большую толщу атмосферы, прежде чем достичь наших глаз. По пути он преломляется и отклоняется в слоях воздуха с разной температурой и плотностью, создавая эффект дрожания и быстрой смены цвета.

Наилучший пример переливающейся разными цветами звезды - белый Сириус , который находится на небе по соседству с Орионом. Сириус - ярчайшая звезда ночного неба и потому ее мерцание и быстрое изменение цвета гораздо заметней, чем у звезд по соседству.

Хотя звезды бывают разных цветов, невооруженным глазом лучше всего различаются белые и красноватые. Из всех ярких звезд, пожалуй, только Вега выглядит отчетливо голубоватой.

Вега в телескоп похожа на сапфир. Фото: Fred Espanak

Цвета звезд в телескопы и бинокли

Оптические инструменты - телескопы, бинокли и подзорные трубы - покажут гораздо более яркую и широкую палитру звездных цветов. Вы увидите ярко-оранжевые и желтые звезды, голубовато-белые, желтовато-белые, золотистые и даже зеленоватые звезды! Насколько эти цвета реальны?

В основном они все реальны! Правда, зеленых звезд в природе не бывает (почему - отдельный вопрос), это оптический обман, хотя и очень красивый! Наблюдение зеленоватых и даже изумрудно-зеленых звезд возможно только в , когда очень близко есть желтая или желтовато-оранжевая звезда.

Телескоп-рефлектор гораздо точнее передает цвета, чем рефрактор , поскольку линзовые телескопы страдают в той или иной степени хроматической аберрацией, а зеркала рефлектора отражают свет всех цветов одинаково.

Очень интересно понаблюдать за разноцветными звездами сначала невооруженным глазом, а затем в бинокль или в телескоп. (Наблюдая в телескоп, используйте минимальное увеличение.)

В таблице ниже приведены цвета для 8 ярких звезд. Блеск звезд дан в звездных величинах. Буква v означает, что блеск звезды переменный - она светит в силу физических причин то ярче, то тусклее.

Звезда	Созвездие	Блеск	Цвет	Вечерняя видимость
Сириус	Большой Пёс	-1.44	Белый, но часто сильно мерцает и переливается разными цветами из-за атмосферных условий	Ноябрь - март
Вега	Лира	0.03	Голубая	Круглый год
Капелла	Возничий	0.08	Желтая	Круглый год
Ригель	Орион	0.18	Голубовато-белый, но часто сильно мерцает и переливается разными цветами из-за атмосферных условий	Ноябрь - апрель
Процион	Малый Пёс	0.4	Белая	Ноябрь - май
Альдебаран	Телец	0.87	Оранжевый	Октябрь - апрель
Поллукс	Близнецы	1.16	Бледно-оранжевая	Ноябрь - июнь
Бетельгейзе	Орион	0,45v	Оранжево-красная	Ноябрь - апрель

Разноцветные звезды на декабрьском небе

В декабре можно найти целую дюжину ярких цветных звезд! О красной Бетельгейзе и голубовато-белом Ригеле мы уже говорили. В исключительно спокойные ночи поражает своей белизной Сириус. Звезда Капелла в созвездии Возничего для невооруженного глаза кажется практически белой, зато в телескоп обнаруживает отчетливый желтоватый оттенок.

Обязательно взгляните на Вегу , которая с августа по декабрь видна по вечерам высоко в небе на юге, а затем на западе. Вегу недаром называют небесным сапфиром - настолько глубок ее голубой цвет при наблюдении в телескоп!

Наконец, у звезды Поллукс из созвездия Близнецов вы обнаружите бледно-оранжевое сияние.

Поллукс, ярчайшая звезда в созвездии Близнецов. Фото: Fred Espanak

В конце замечу, что цвета звезд, которые мы наблюдаем визуально, во многом зависят от чувствительности наших глаз и субъективного восприятия. Возможно, вы мне возразите по всем пунктам и скажете, что цвет Поллукса густо-оранжевый, а Бетельгейзе - желтовато-красный. Проведите эксперимент! Посмотрите на звезды, приведенные в таблице выше, сами - невооруженным глазом и через оптический инструмент. Дайте свою оценку их цвета!

Post Views: 11 457

Мы никогда не задумываемся, что возможно есть еще какая-то жизнь кроме нашей планеты, кроме нашей Солнечной системы. Возможно на какой-то из планет вращающихся вокруг голубой или белой или красной, а может желтой звезды есть жизнь. Возможно есть еще одна такая же планета земля, на которой живут такие же люди, но мы об этом до сих пор ничего не знаем. Нашими спутниками, телескопами обнаружено ряд планет, на которых возможно есть жизнь, но до этих планет десятки тысяч и даже миллионов световых лет.

Голубые отставшие звезды – звезды голубого цвета

Звезды, находящиеся в звездных скоплениях шарового типа, температура у которых выше температуры обычных звезд, а для спектра характерно существенное смещение к синей области, чем у звезд скопления с аналогичной светимостью, получили название голубые звезды отставшие. Это признак позволяет им выделяться относительно других звезд этого скопления на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Существование таких звезд опровергает все теории эволюции звезд, суть которой заключается в том, что для звезд, которые возникли в один и тот же промежуток времени, предполагается размещение в четко определенной области диаграммы Герцшпрунга-Рассела. При этом единственным фактором, который влияет на точное местоположение звезды, является ее начальная масса. Частое появление голубых отставших звезд вне пределов вышеупомянутой кривой, может стать подтверждением существования такого понятия, как аномальная звездная эволюция.

Специалисты, пытающиеся объяснить природу их возникновения, выдвинули несколько теорий. Наиболее вероятная из них указывает о том, что данные звезды голубого цвета в прошлом были двойными, после чего у них начал происходить или происходит сейчас процесс слияния. Итогом слияния двух звезд становится возникновение новой звезды, имеющей гораздо большую массу, яркость и температуру, чем звезды такого же возраста.

Если верность этой теории удастся каким-то образом доказать, теория звездной эволюции лишилась бы проблем в виде голубых отставших. В составе получившейся звезды имелось бы большее количество водорода, который вел бы себя аналогично молодой звезде. Существуют факты, подтверждающие такую теорию. Наблюдения показали, что чаще всего отставшие звезды встречаются в центральных регионах шаровых скоплений. В результате преобладающего там числа звезд единичного объема, близкие прохождения или же столкновения становятся более вероятными.

Для проверки данной гипотезы необходимо заняться изучением пульсации голубых отставших, т.к. между астросейсмологическими свойствами слившихся звезд и нормально пульсирующих переменных, могут быть некоторые отличия. Стоит отметить, что измерять пульсации достаточно тяжело. На этот процесс также негативно переполненность звездного неба, малые колебания пульсаций голубых отставших, а также редкость их переменных.

Один из примеров слияния можно было наблюдать в августе 2008 года, тогда такое происшествие коснулось объекта V1309, яркость которого после обнаружения возросла несколько десятков тысяч раз, а по прошествии нескольких месяцев вернулась к первоначальному значению. В результате 6-летних наблюдений, ученые пришли к выводу, что данный объект является двумя звездами, период обращения которых друг вокруг друга составляет 1,4 дня. Эти факты натолкнули ученых на мысль, что в августе 2008 года происходил процесс слияния этих двух звезд.

Для голубых отставших характерным является высокий вращательный момент. К примеру, скорость вращения звезды, которая располагается в середине скопления 47 Тукана, в 75 раз превышает скорость вращения Солнца. Согласно гипотезе, их масса в 2-3 раза превышает массу иных звезд, которые располагаются в скоплении. Также при помощи исследований было установлено, что если звезды голубого цвета близко располагаются к каким либо другим звездам, то у последних будет процентное содержание кислорода и углерода ниже, чем у соседей. Предположительно, звезды перетягивают данные вещества с других, движущихся по их орбите звезд, в результате чего возрастает их яркость и температура. У «обворованных» звезд обнаруживаются места, где произошел процесс превращения исходного углерода в другие элементы.

Названия голубых звезд – примеры

Ригель, Гамма Парусов, Альфа Жирафа, Дзета Ориона, Тау Большого Пса, Дзета Кормы

Белые звезды – звезды белого цвета

Фридрихом Бесселем, который руководил Кенигсбергской обсерваторией, в 1844 году было сделано интересно открытие. Ученый заметил малейшее отклонение наиболее яркой звезды неба – Сириуса, от своей траектории по небосводу. Астроном предположил наличие у Сириуса спутника, а также рассчитал примерный период вращения звезд вокруг их центра масс, который составил около пятидесяти лет. Бессель не нашел должной поддержки от других ученых, т.к. спутник никто не смог обнаружить, хотя по своей массе он должен был быть сопоставим с Сириусом.

И только через 18 лет Альваном Грэхэмом Кларком, который занимался тестированием наилучшего телескопа тех времен, рядом с Сириусом была обнаружена тусклая белая звезда, которая и оказалась его спутником, получившим название Сириус В.

Поверхность этой звезды белого цвета разогрета до 25 тыс. Кельвинов, а ее радиус маленький. Учитывая это, ученые сделали вывод о высокой плотности спутника (на уровне 106 г/см 3 , при этом плотность самого Сириуса приблизительно составляет 0,25 г/см 3 , а Солнца – 1,4 г/см 3). Через 55 лет (в 1917 году) был открыт еще один белый карлик, получивший название в честь ученого, обнаружившего его – звезда ван Маанена, которая находится в созвездии Рыб.

Названия белых звезд – примеры

Вега в созвездии Лиры, Альтаир в созвездии Орла, (видны летом и осенью), Сириус, Кастор.

Желтые звезды – звезды желтого цвета

Желтыми карликами принято называть небольшие звезды главной последовательности, масса которых находится в пределах массы Солнца (0,8-1,4). Если судить по названию, то такие звезды имеют свечение желтого цвета, которое выделяется во время осуществления термоядерного процесса синтеза из водорода гелия.

Поверхность таких звезд разогревается до температуры в 5-6 тыс. Кельвинов, а их спектральные классы находятся в пределах между G0V и G9V. Живет желтый карлик примерно 10 млрд. лет. Сгорание водорода в звезде становится причиной ее многократного увеличения в размерах и превращения в красного гиганта. Одним из примеров красного гиганта является Альдебаран. Такие звезды могут образовывать планетарные туманности, избавляясь от внешних слоев газа. При этом осуществляется превращение ядра в белого карлика, который обладает большой плотностью.

Если брать в расчет диаграмму Герцшпрунга-Рассела, то на ней желтые звезды находятся в центральной части главной последовательности. Поскольку Солнце можно назвать типичным желтым карликом, его модель вполне годится для рассмотрения общей модели желтых карликов. Но есть и другие характерные желтые звезды на небе, названия которых – Альхита, Дабих, Толиман, Хара и т.п. данные звезды не обладают высокой яркостью. К примеру, тот же Толиман, который, если не учитывать Проксима Центавру, ближе всех располагается к Солнцу, имеет 0-ю величину, но в то же время его яркость наивысшая среди всех желтых карликов. Располагается данная звезда в созвездии Центавра, также она является звеном сложной системы, в состав которой входят 6 звезд. Спектральный класс Толимана – G. А вот Дабих, находящийся в 350 световых годах от нас, относится к спектральному классу F. Но ее высокая яркость обусловлена наличием рядом звезды, относящейся к спектральному классу – А0.

Кроме Толимана, спектральный класс G имеет HD82943, которая расположилась на главной последовательности. Данная звезда, благодаря схожему с Солнцем химическому составу и температуре, также имеет две планеты больших размеров. Однако форма орбит данных планет далеко не круговая, поэтому относительно часто происходят их сближения с HD82943. В настоящее время астрономы смогли доказать, что раньше данная звезда имела гораздо большее число планет, но со временем она их все поглотила.

Названия желтых звезд – примеры

Толиман, звезда HD 82943, Хара, Дабих, Альхита

Красные звезды – звезды красного цвета

Если Вам хотя бы раз в жизни доводилось видеть в объективе своего телескопа красные звезды на небе, которые горели на черном фоне, то воспоминание данного момента поможет более четко представить то, о чем будет написано в этой статье. Если же Вашему взору ни разу не представлялись подобные звезды, в следующий раз обязательно попробуйте их отыскать.

Если взяться составлять список наиболее ярких красных звезд небосвода, которые можно с легкостью найти даже при помощи любительского телескопа, то можно обнаружить, что все они являются углеродными. Первые красные звезды были открыты еще в 1868 году. Температура таких красных гигантов низкая, кроме того, их внешние слои заполнены огромным количеством углерода. Если ранее подобные звезды составляли два спектральных класса – R и N, то сейчас ученые определили их в один общий класс – С. У каждого спектрального класса существуют подклассы – от 9 до 0. При этом класс С0 обозначает, что звезда имеет большую температуру, но менее красная, чем звезды класса С9. Также важным является то, что все звезды, в составе которых преобладает углерод, по своей сути переменные: долгопериодические, полуправильные или же неправильные.

Кроме того, в такой список попали и две звезды, именуемые красными полуправильными переменными, наиболее известная из которых – m Цефея. Ее необычным красным цветом заинтересовался еще Вильям Гершель, который окрестил ее «гранатовой». Для таких звезд характерно неправильное изменение светимости, которое может длиться от пары десятков до нескольких сотен дней. Такие переменные звезды относятся к классу М (звезды холодные, температура поверхности которых от 2400 до 3800 К).

Учитывая тот факт, что все звезды из рейтинга – переменные, необходимо внести определенную ясность в обозначения. Общепринято, что красные звезды имеют название, которое состоит из двух составных частей – буквы латинского алфавита и имени созвездия переменной (к примеру, Т Зайца). Первой переменной, которую открыли в данном созвездии, присваивается буква R и так далее, до буквы Z. Если же таких переменных много, для них предусматривается двойная комбинация латинских букв – от RR до ZZ. Такой способ позволяет «назвать» 334 объекта. Кроме того, можно звезды обозначать и при помощи буквы V в сочетании с порядковым номером (V228 Лебедя). Под обозначение переменных отведена первая колонка рейтинга.

Две следующих колонки в таблице обозначают месторасположение звезд в период 2000.0 года. В результате повышенной популярности атласа «Uranometria 2000.0» среди любителей астрономии, последняя колонка рейтинга отображает номер поисковой карты для каждой звезды, которая есть в рейтинге. При этом первая цифра является отображением номера тома, а вторая – порядковый номер карты.

Также в рейтинге отображаются максимальные и минимальные значения блеска звездных величин. Стоит помнить, что большая насыщенность красного цвета наблюдается у звезд, яркость которых минимальна. Для звезд, период переменности которых известен, он отображается в виде количества суток, а вот объекты, которые правильного периода не имеют, отображаются в виде Irr.

Для поиска углеродной звезды не нужна большая сноровка, достаточно, чтобы возможностей Вашего телескопа хватило, чтобы ее увидеть. Даже, если ее размеры небольшие, ее ярко выраженный красный цвет должен привлечь Ваше внимание. Поэтому не стоит расстраиваться, если не получается сразу их обнаружить. Достаточно воспользоваться атласом, чтобы найти близкорасположенную яркую звезду, и затем уже, двигаться от нее к красной.

Разные наблюдатели по-разному видят углеродные звезды. Некоторым они напоминают рубины или же горящий вдалеке уголек. Другие же видят в таких звездах малиновые или же кроваво-красные оттенки. Для начала в рейтинге есть список из шести наиболее ярких красных звезд, найдя и которые, Вы сможете вдоволь насладиться их красотой.

Названия красных звезд – примеры

Различия звезд по цвету

Существует огромное разнообразие звезд с непередаваемыми цветовыми оттенками. В результате этого даже одно созвездие получило название «Шкатулка с драгоценностями», основу которого составляют голубые и сапфировые звезды, а в самом его центре расположилась ярко светящая оранжевая звезда. Если рассматривать Солнце, то оно имеет бледно-желтый цвет.

Прямым фактором, влияющим на различие звезд по цвету, является температура их поверхности. Объясняется это просто. Свет по своей природе является излучением в виде волн. Длина волны – это расстояние между ее гребнями, является очень маленькой. Чтобы ее себе представить, нужно 1см разделить на 100 тыс. одинаковых частей. Несколько вот таких частичек и будут составлять длину волны света.

Учитывая, что это число получается достаточно маленьким, каждое, даже самое незначительное, его изменение станет причиной, по которой картинка, наблюдаемая нами, поменяется. Ведь наше зрение разную длину световых волн воспринимает в качестве разных цветов. К примеру, синий цвет имеют волны, длина которых в 1,5 раза меньше, чем у красных.

Также практически каждый из нас знает, что температура может оказывать самое прямое влияние на цвет тел. Для примера можно взять любой металлический предмет и положить его на огонь. Во время нагревания он станет красным. Если бы температура огня существенно повышалась, менялся бы и цвет предмета – с красного на оранжевый, с оранжевого на желтый, с желтого на белый, и, наконец, с белого на сине-белый.

Поскольку Солнце имеет температуру поверхности в районе 5,5 тыс. 0 С, то оно является характерным примером желтых звезд. А вот наиболее горячие голубые звезды могут разогревать и до 33 тыс. градусов.

Цвет и температура были связаны учеными при помощи физических законов. Чем температура тела прямо пропорциональна его излучению и обратно пропорциональна длине волн. Волны синего цвета имеют более короткие длины волн в сравнение с красным. Раскаленные газы излучают фотоны, энергия которых прямо пропорциональна температуре и обратно пропорциональна длине волны. Именно поэтому для наиболее горячих звезд характерным является сине-голубой диапазон излучения.

Поскольку ядерное топливо на звездах не безгранично, оно имеет свойство расходоваться, что приводит к остыванию звезд. Поэтому звезды среднего возраста имеют желтый цвет, а старые звезды мы видим красными.

В результате того что Солнце находится очень близко к нашей планете, можно с точностью описать его цвет. А вот для звезд, которые находятся в миллионе световых лет от нас, задача усложняется. Именно для этого используется прибор, получивший название спектрограф. Сквозь него ученые пропускаю свет, излучаемый звездами, в результате чего можно можно спектрально проанализировать практически любую звезду.

Кроме того, при помощи цвета звезды, можно определить ее возраст, т.к. математические формулы позволяют использовать спектральный анализ для определения температуры звезды, по которой легко вычислить ее возраст.

Видео тайны звезд смотреть онлайн

Разноцветные звезды на небе. Снимок с усиленными цветами

Цветовая палитра звезд широка. Голубые, желтые и красные - оттенки видны даже сквозь атмосферу , обычно искажающую очертания космических тел. Но откуда берется цвет звезды?

Происхождение цвета звезд

Секрет разноцветности звезд стал важным орудием астрономов - цвет светил помог им узнать поверхности звезд. В основу легло примечательное природное явление - соотношение между вещества и цветом излучаемого им света.

Наблюдения на эту тему вы уже наверняка сделали сами. Нить маломощных 30-ваттных лампочек горит оранжевым светом - а когда напряжение в сети падает, нить накала едва тлеет красным. Более сильные лампочки светятся желтым или даже белым цветом. А сварочный электрод во время работы и кварцевая лампа светятся голубым. Однако смотреть на них ни в коем случае не стоит - их энергия настолько велика, что может с легкостью повредить сетчатку глаза.

Соответственно, чем горячее предмет, тем ближе его цвет его свечения к голубому - а чем холоднее, тем ближе к темно-красному. Звезды не стали исключением: такой же принцип действует и на них. Влияние звезды на ее цвет очень незначительное - температура может скрывать отдельные элементы, ионизируя их.

Но именно излучения звезды помогает выяснить ее состав. Атомы каждого вещества имеют свою уникальную пропускную способность. Световые волны одних цветов беспрепятственно проходят сквозь них, когда другие останавливаются - собственно, по блокированным диапазонам света ученые и определяют химические элементы.

Механизм «окрашивания» звезд

Какова физическая подоплека этого явления? Температура характеризуется скоростью движения молекул вещества тела - чем она выше, тем быстрее они движутся. Это влияет на длину , которые проходят сквозь вещество. Горячая среда укорачивает волны, а холодная - наоборот, удлиняет. А видимый цвет светового луча как раз определяется длиной световой волны: короткие волны отвечают за синие оттенки, а длинные - за красные. Белый цвет получается в итоге наложения разноспектральных лучей.

Посмотрите на ночное небо, какие бывают звёзды. В ясные, темные ночи с нормальным зрением, вы можете видеть тысячи звезд, некоторые из них едва заметны, другие светят так ярко, что их видно, когда небо еще синее! Почему же некоторые звёзды ярче, чем другие?

По двум причинам. Одни просто ближе к нам, а другие, хоть и далеко, но размер их невообразимо велик. Давайте взглянем на небольшой участок южного неба.

Альфа Центавра (жёлтая), является одной из самых ярких звезд в ночном небе, она похожа на наше , только немного крупнее и ярче, и имеет примерно такой же цвет. Причина её яркости в том, что она находится (по космическим меркам) очень близко к нам: всего 4,4 световых года.

Но посмотрите на вторую по яркости звезду (чуть выше синяя), известную как Бета Центавра.
Бета Центавра на самом деле не соседка Альфа Центавра. Хотя желтая звезда и находится всего 4,4 световых годах от Земли, то Бета Центавра, расположена в 530 световых годах от Земли, или более чем в 100 раз дальше!

Почему же тогда Бета Центавра светит почти так же ярко, как и Альфа Центавра? Да потому, что это другой тип звезды! Какие бывают звёзды, если мы посмотрим по цвету. Жёлтая Альфа Центавра "G-типа", так же, как наше Солнце. А Бета Центавра является одной из голубых звезд, и относится к "В-типу" звезд.

Каждая звезда имеет 5 основных параметров: 1. Светимость, 2. Цвет, 3. Температура, 4. Размер, 5. масса. Эти характеристики существенно зависят друг от друга. Цвет зависит от температуры звезды, интенсивность зависит от температуры и размеров.

Цвет и температура звезды

Несмотря на оттенки, звезды имеют три основных цвета: красный, желтый и синий. Наше Солнце является одной из желтых звезд. Цвет зависит от её температуры. Температура жёлтых звезд на поверхности достигает 6000° С. Красные звёзды холоднее температура их поверхности от 2000° С до 3000° С. А самыми горячими считаются голубые звёзды, от 10 000° С до 100 000° С.

Всем известны три агрегатных состояния вещества - твёрдое, жидкое и газообразное . Что произойдёт с веществом при последовательном нагревании до высоких температур в замкнутом объёме? - Последовательный переход из одного агрегатного состояния в другое: твёрдое тело - жидкость - газ (вследствие увеличения скорости движения молекул при росте температуры). При дальнейшем нагревании газа при температурах свыше 1 200 ºС начинается распад молекул газа на атомы, а при температурах выше 10 000 ºС - частичный или полный распад атомов газа на составляющие их элементарные частицы - электроны и ядра атомов. Плазма - четвёртое состояние вещества, при котором молекулы или атомы вещества частично или полностью разрушены под действием высоких температур или по другим причинам. 99,9% вещества Вселенной находится в состоянии плазмы.

Звёзды - это класс космических тел, обладающих массой 10 26 -10 29 кг. Звезда - это раскалённое плазменное шарообразное космическое тело, находящееся, как правило, в гидродинамическом и термодинамическом равновесии.

Если равновесие нарушается, звезда начинает пульсировать (изменяются её размеры, светимость и температура). Звезда становится переменной звездой.

Переменная звезда - это звезда, у которой со временем изменяется блеск (видимая яркость на небе). Причинами переменности могут быть физические процессы в недрах звезды. Такие звёзды называют физическими переменными (например, δ Цефея. Похожие на неё переменные звёзды стали называть цефеидами ).

Встречаются и затменно-переменные звёзды, причиной переменности которых являются взаимные затмения их компонентов (например, β Персея - Алголь. Её переменность впервые обнаружил в 1669 г. итальянский экономист и астроном Джеминиано Монтанари) .

Затменно-переменные звёзды всегда являются двойными , т.е. состоят из двух близко расположенных звёзд. Переменные звёзды на звёздных картах обозначаются обведённым кружком:

Не всегда звёзды - шары. Если звезда очень быстро вращается, то её форма не шарообразная. Звезда сжимается с полюсов и становится похожей на мандарин или тыкву (например, Вега, Регул). Если звезда является двойной, то взаимное притяжение этих звёзд друг к другу также влияет на их форму. Они становятся яйцевидными или дынеобразными (например, компоненты двойной звезды β Лиры или Спики):

Звёзды - основные жители нашей Галактики (наша Галактика пишется с большой буквы). В ней насчитывается около 200 миллиардов звёзд. С помощью даже самых больших телескопов удаётся рассмотреть лишь полпроцента от общего количества звёзд Галактики. В звёздах сосредоточено более 95 % всего вещества, наблюдаемого в природе. Остальные 5 % составляют межзвёздный газ, пыль и все несамосветящие тела.

Кроме Солнца, все звёзды находятся от нас так далеко, что даже в самые крупные телескопы они наблюдаются в виде светящихся точек разного цвета и блеска. Ближайшей к Солнцу является система α Центавра, состоящая из трёх звёзд. Одна из них - красный карлик под названием Проксима - является самой близкой звездой. До неё 4,2 светового года. До Сириуса - 8,6 св. лет, до Альтаира - 17 св. лет. До Веги - 26 св. лет. До Полярной звезды - 830 св. лет. До Денеба - 1 500 св. лет. Впервые расстояние до другой звезды (это была Вега) в 1837 году смог определить В.Я. Струве.

Первая звезда, у которой удалось получить изображение диска (и даже каких-то пятен на нём) - Бетельгейзе (α Ориона). Но это потому, что по диаметру Бетельгейзе превосходит Солнце в 500-800 раз (звезда пульсирует). Также было получено изображение диска Альтаира (α Орла), но это потому, что Альтаир - одна из ближайших звёзд.

Цвет звёзд зависит от температуры их внешних слоёв. Диапазон температур - от 2 000 до 60 000 °С. Самые холодные звёзды - красные, а самые горячие - голубые. По цвету звезды можно судить, насколько сильно раскалены её внешние слои.

Примеры красных звёзд: Антарес (α Скорпиона) и Бетельгейзе (α Ориона).

Примеры оранжевых звёзд: Альдебаран (α Тельца), Арктур (α Волопаса) и Поллукс (β Близнецов).

Примеры жёлтых звёзд: Солнце, Капелла (α Возничего) и Толиман (α Центавра).

Примеры желтовато-белых звёзд: Процион (α Малого Пса) и Канопус (α Киля).

Примеры белых звёзд: Сириус (α Большого Пса), Вега (α Лиры), Альтаир (α Орла) и Денеб (α Лебедя).

Примеры голубоватых звёзд: Регул (α Льва) и Спика (α Девы).

Из-за того, что от звёзд приходит очень мало света, человеческий глаз способен различать цветовые оттенки только у самых ярких из них. В бинокль и тем более в телескоп (они улавливают больше света, чем глаз) цвет звёзд становится заметнее.

С глубиной температура нарастает. Даже у самых холодных звёзд в центре температура достигает миллионов градусов. У Солнца в центре около 15 000 000 °С (используют также шкалу Кельвина - шкалу абсолютных температур, но когда речь идёт об очень высоких температурах, разницей в 273 º между шкалами Кельвина и Цельсия можно пренебречь).

Что же так сильно разогревает звёздные недра? Оказывается, там происходят термоядерные процессы , в результате которых выделяется огромное количество энергии. В переводе с греческого "термос" означает тёплый. Основной химический элемент, из которого состоят звёзды - водород. Именно он и является топливом для термоядерных процессов. В этих процессах происходит превращение ядер атомов водорода в ядра атомов гелия, что сопровождается выделением энергии. Количество ядер водорода в звезде при этом уменьшается, а количество ядер гелия - увеличивается. Со временем в звезде синтезируются и другие химические элементы. Все химические элементы, из которых состоят молекулы различных веществ, родились когда-то в недрах звёзд. "Звёзды - это прошлое человека, а человек - это будущее звезды", - так иногда образно говорят.

Процесс испускания звездой энергии в виде электромагнитных волн и частиц называется излучением . Звёзды излучают энергию не только в виде света и тепла, но и других видов излучений - гамма-лучей, рентгеновского, ультрафиолетового, радиоизлучения. Кроме того, звёзды испускают потоки нейтральных и заряженных частиц. Эти потоки образуют звёздный ветер. Звёздный ветер - это процесс истечения вещества из звёзд в космическое пространство. В результате масса звёзд постоянно и постепенно уменьшается. Именно звёздный ветер от Солнца (солнечный ветер) приводит к появлению полярных сияний на Земле и других планетах. Именно солнечный ветер отклоняет хвосты комет в противоположную от Солнца сторону.

Звёзды появляются, естественно, не из пустоты (пространство между звёздами - это не абсолютный вакуум). Материалом служат газ и пыль. Они распределены в космосе неравномерно, образуя бесформенные облака очень маленькой плотности и громадной протяженности - от одного-двух до десятков световых лет. Такие облака называются диффузными газо-пылевыми туманностями. Температура в них очень низка - около -250 °С. Но не в каждой газо-пылевой туманности образуются звёзды. Некоторые туманности могут долгое время существовать без звёзд. Какие же условия необходимы для начала процесса зарождения звёзд? Первое, это масса облака. Если материи недостаточно, то, конечно, звезда не появится. Второе, компактность. В слишком протяжённом и рыхлом облаке не могут начаться процессы его сжатия. Ну, и в-третьих, нужна затравка - т.е. сгусток пыли и газа, который станет потом зародышем звезды - протозвездой. Протозвезда - это звезда на завершающем этапе своего формирования. Если эти условия соблюдаются, то начинается гравитационное сжатие и разогрев облака. Этот процесс заканчивается звездообразованием - появлением новых звёзд. Занимает этот процесс миллионы лет. Астрономами были найдены туманности, в которых процесс звездообразования в самом разгаре - некоторые звёзды уже зажглись, некоторые находятся в виде зародышей - протозвёзд, и туманность ещё сохранилась. Примером служит Большая Туманность Ориона.

Основными физическими характеристиками звезды являются светимость, масса и радиус (или диаметр), которые определяются из наблюдений. Зная их, а также химический состав звезды (что определяется по её спектру), можно рассчитать модель звезды, т.е. физические условия в её недрах, исследовать процессы, которые в ней происходят. Остановимся подробнее на основных характеристиках звёзд.

Масса. Непосредственно оценить массу можно только по гравитационному воздействию звезды на окружающие тела. Массу Солнца, например, определили по известным периодам обращения вокруг него планет. У других звёзд планеты непосредтвенно не наблюдаются. Достоверное измерение массы возможно лишь у двойных звёзд (при этом используется обобщённый Ньютоном III закон Кеплера, н о и тогда погрешность составляет 20-60 % ). Примерно половина всех звёзд в нашей Галактике - двойные. Массы звёзд колеблются от ≈0,08 до ≈100 масс Солнца. Звёзд с массой меньше 0,08 массы Солнца не бывает, они просто не становятся звёздами, а остаются тёмными телами. Звёзды массой более 100 масс Солнца встречаются крайне редко. Большая часть звёзд имеет массы менее 5 масс Солнца. От массы зависит судьба звезды, т.е. тот сценарий, по которому звезда развивается, эволюционирует. Маленькие холодные красные карлики весьма экономно расходуют водород и поэтому их жизнь продолжается сотни миллиардов лет. Продолжительность жизни Солнца - жёлтого карлика - около 10 миллиардов лет (Солнце уже прожило около половины своей жизни). Массивные сверхгиганты расходуют водород быстро и угасают уже через несколько миллионов лет после своего рождения. Чем массивнее звезда, тем короче её жизненный путь.

Возраст Вселенной оценивается в 13,7 миллиардов лет. Поэтому звёзд возрастом более 13,7 миллиардов лет пока не существует.

• Звёзды с массой 0,08 массы Солнца - это коричневые карлики; их судьба - постоянное сжатие и остывание с прекращением всех термоядерных реакций и превращением в тёмные планетоподобные тела.

• Звёзды с массой 0,08-0,5 массы Солнца (это всегда красные карлики) после израсходования водорода начинают медленно сжиматься, при этом нагреваясь и становясь белым карликом.
  

• Звёзды с массой 0,5-8 масс Солнца в конце жизни превращаются сначала в красных гигантов, а затем в белых карликов. Внешние слои звезды при этом рассеиваются в космическом пространстве в виде планетарной туманности . Планетарная туманность часто имеет форму сферы или кольца.
  

• Звёзды с массой 8-10 масс Солнца могут в конце жизни взрываться, а могут стареть спокойно, сначала превращаясь в красных сверхгигантов, а затем в красных карликов.

• Звёзды с массой более 10 масс Солнца в конце жизненного пути сначала становятся красными сверхгигантами, потом взрываются как сверхновые (сверхновая звезда - это не новая, а старая звезда) и затем превращаются в нейтронные звёзды или становятся чёрными дырами.
  

Чёрные дыры - это не отверстия в космическом пространстве, а объекты (остатки массивных звёзд) с очень большой массой и плотностью. Чёрные дыры не обладают ни сверхъестественными, ни магическими силами, не являются "монстрами Вселенной". Просто они обладают таким сильным гравитационным полем, что никакое излучение (ни видимое - свет, ни невидимое) не может их покинуть. Поэтому чёрные дыры и не видимы. Однако, их можно обнаружить по их воздействию на окружающие звёзды, туманности. Чёрные дыры - совершенно обычное явление во Вселенной и пугаться их не стоит. В центре нашей Галактики, возможно, имеется сверхмассивная чёрная дыра.

Радиус (или диаметр) . Размеры звёзд варьируют в широких пределах - от нескольких километров (нейтронные звёзды) до 2 000 диаметров Солнца (сверхгиганты). Как правило, чем меньше звезда, тем выше её средняя плотность. У нейтронных звёзд плотность достигает 10 13 г/см 3 ! Напёрсток такого вещества весил бы на Земле 10 миллионов тонн. Зато у сверхгигантов плотность меньше плотности воздуха у поверхности Земли.

Диаметры некоторых звёзд в сравнении с Солнцем:

Сириус и Альтаир в 1,7 раза больше,

Вега в 2,5 раза больше,

Регул в 3,5 раза больше,

Арктур в 26 раз больше,

Полярная в 30 раз больше,

Ригель в 70 раз больше,

Денеб в 200 раз больше,

Антарес в 800 раз больше,

YV Большого Пса в 2 000 раз больше (самая крупная звезда из известных).

Светимость - это полная энергия, излучаемая объектом (в данном случае звёздами) в единицу времени. Светимость звёзд обычно сравнивают со светимостью Солнца (светимость звёзд выражают через светимость Солнца). Сириус, например, в 22 раза излучает больше энергии, чем Солнце (светимость Сириуса равна 22 Солнцам). Светимость Веги - 50 Солнц, а светимость Денеба - 54 000 Солнц (Денеб - это одна из самых мощных звёзд).

Видимая яркость (правильнее, блеск) звезды на земном небе зависит от:

- расстояния до звезды. Если звезда будет приближаться к нам, то её видимая яркость будет постепенно увеличиваться. И наоборот, при удалении звезды от нас её видимая яркость мало-помалу будет уменьшаться. Если взять две одинаковые звезды, то более близкая к нам будет казаться и более яркой.

- от температуры внешних слоёв. Чем сильнее раскалена звезда, тем больше световой энергии она посылает в пространство, и тем ярче она будет казаться. Если звезда остывает, то и видимая её яркость на небе будет уменьшаться. Две звезды одинаковых размеров и на одинаковых расстояниях от нас будут казаться одинаковыми по видимой яркости при условии, что они излучают одинаковое количество световой энергии, т.е. имеют одинаковую температуру внешних слоёв. Если же одна из звёзд холоднее другой, то и казаться она будет менее яркой.

- от размеров (диаметра). Если взять две звезды с одинаковой температурой внешних слоёв (одного цвета) и расположить их на одинаковом расстоянии от нас, то более крупная звезда будет излучать больше световой энергии, а значит, будет казаться на небе более яркой.

- от поглощения света нахоящимися на пути луча зрения облаками космической пыли и газа. Чем толще слой космической пыли, тем больше света от звезды он поглощает, и тем тусклее кажется звезда. Если мы возьмём две одинаковые звезды и поместим перед одной из них газо-пылевую туманность, то как раз эта звезда и будет казаться менее яркой.

- от высоты звезды над горизонтом. Возле горизонта всегда плотная дымка, которая поглощает часть света от звёзд. Возле горизонта (вскоре после восхода или незадолго перед заходом) звёзды всегда выглядят более тусклыми, чем когда они над головой.

Очень важно не путать понятия "казаться" и "быть". Звезда может быть очень яркой сама по себе, но казаться тусклой из-за различных причин: из-за большого расстояния до неё, из-за маленьких размеров, из-за поглощения её света космической пылью или пылью в атмосфере Земли. Поэтому, когда говорят о яркости звезды на земном небе, употребляют словосочетание "видимая яркость" или "блеск".

Как уже говорилось, существуют двойные звёзды. Но бывают и тройные (например, α Центавра), и четверные (например, ε Лиры), и пятерные, и шестерные (например, Кастор) и т.д. Отдельные звёзды в звёздной системе называют компонентами . Звёзды с числом компонентов более двух называют кратными звёздами. Все компоненты кратной звезды связаны силами взаимного тяготения (образуют систему звёзд) и движутся по сложным траекториям.

Если компонентов много, то это уже не кратная звезда, а звёздное скопление . Различают шаровые и рассеянные звёздные скопления. Шаровые скопления содержат много старых звёзд и являются более пожилыми, нежели скопления рассеянные, содержащие много молодых звёзд. Шаровые скопления довольно устойчивы, т.к. звёзды в них находятся на небольших расстояниях друг от друга и силы взаимного притяжения между ними намного больше, чем между звёздами рассеянных скоплений. Рассеянные скопления со временем ещё больше рассеиваются.

Рассеянные скопления, как правильно, располагаются на полосе Млечного Пути или поблизости. Наоборот, шаровые скопления располагаются на звёздном небе в стороне от Млечного Пути.

Некоторые звёздные скопления можно увидеть на небе даже невооружённым глазом. Например, рассеянные скопления Гиады и Плеяды (М 45) в Тельце, рассеянное скопление Ясли (М 44) в Раке, шаровое скопление М 13 в Геркулесе. Довольно много их видно в бинокль.