Kolor gwiazdek to biały niebieski żółty. Jakiego rodzaju gwiazdy istnieją?

Wiele osób uważa, że ​​wszystkie gwiazdy na niebie są białe. (Z wyjątkiem Słońca, które oczywiście żółty.) Zaskakujące, ale faktycznie wszystko jest odwrotnie: nasze, a gwiazdy występują w różnych kolorach - niebieskawym, białym, żółtawym, pomarańczowym, a nawet czerwonym!

Kolejne pytanie czy można zobaczyć kolor gwiazd gołym okiem?? Ciemne gwiazdy wydają się białe po prostu dlatego, że są zbyt słabe, aby wzbudzić czopki w siatkówce naszych oczu, specjalne komórki receptorowe odpowiedzialne za widzenie kolorów. Pręciki wrażliwe na słabe światło nie rozróżniają kolorów. Dlatego w ciemności wszystkie koty są szare, a wszystkie gwiazdy białe.

Kolory jasnych gwiazd

Co byś powiedział na jasne gwiazdy?

Spójrzmy na konstelację Oriona, a raczej na jej dwie najjaśniejsze gwiazdy, Rigel i Betelgeuse. (Orion to centralna konstelacja zimowego nieba. Obserwowana wieczorami na południu od końca listopada do marca.)

Gwiazda Betelgeza wyróżnia się między innymi w gwiazdozbiorze Oriona swoim czerwonawym odcieniem. Zdjęcie: Bill Dickinson/APOD

Nawet szybkie spojrzenie wystarczy, aby zauważyć czerwony kolor Betelgezy i niebieskawo-biały kolor Rigel. Nie jest to zjawisko oczywiste – gwiazdy naprawdę mają różne kolory. O różnicy w kolorze decyduje jedynie temperatura na powierzchniach tych gwiazd. Białe gwiazdy są gorętsze niż żółte, a żółte z kolei gorętsze niż pomarańczowe. Najgorętsze gwiazdy są niebieskawo-białe, a najfajniejsze czerwone. Zatem, Rigel jest znacznie gorętszy niż Betelgeza.

Jakiego koloru właściwie jest Rigel?

Czasami jednak nie wszystko jest takie oczywiste. Możesz obserwować w mroźną lub wietrzną noc, gdy powietrze nie jest spokojne dziwna rzecz- Poprzeczka szybko, szybko zmienia swoją jasność (w skrócie: migocze) i mieni się różnymi kolorami! Czasami wydaje się, że jest niebieski, czasami wydaje się, że jest biały, a potem przez chwilę wydaje się czerwony! Okazuje się, że Rigel wcale nie jest niebieskawo-białą gwiazdą - nie jest jasne, jaki to kolor!

Niebieska Rigel i mgławica refleksyjna Głowa Czarownicy. Zdjęcie: Michael Heffner/Flickr.com

Odpowiedzialność za to zjawisko ponosi całkowicie atmosfera ziemska. Nisko nad horyzontem (a Rigel nigdy nie wznosi się wysoko na naszych szerokościach geograficznych) gwiazdy często migoczą i mienią się różnymi kolorami. Ich światło przechodzi przez bardzo dużą grubość atmosfery, zanim dotrze do naszych oczu. Po drodze ulega załamaniu i odchyleniu w warstwach powietrza o różnej temperaturze i gęstości, tworząc efekt drżenia i szybkich zmian koloru.

Najlepszym przykładem gwiazdy mieniącej się różnymi kolorami jest biel. Syriusz, który znajduje się na niebie obok Oriona. Syriusz jest najjaśniejszą gwiazdą na nocnym niebie, dlatego jego migotanie i szybkie zmiany kolorów są znacznie bardziej zauważalne niż w przypadku sąsiednich gwiazd.

Chociaż gwiazdy występują w różnych kolorach, gołym okiem najlepiej widać te białe i czerwonawe. Ze wszystkich jasnych gwiazd być może tylko Vega jest wyraźnie niebieskawa.

Vega wygląda jak szafir w teleskopie. Zdjęcie: Fred Espanak

Kolory gwiazd w teleskopach i lornetkach

Instrumenty optyczne - teleskopy, lornetki i lunety - odkryją znacznie jaśniejszą i szerszą paletę kolorów gwiazd. Zobaczysz jasne pomarańczowe i żółte gwiazdy, niebieskawo-białe, żółtawo-białe, złote, a nawet zielonkawe gwiazdy! Jak prawdziwe są te kolory?

W zasadzie wszystkie są prawdziwe! Czy to prawda, W przyrodzie nie ma zielonych gwiazd(dlaczego to osobne pytanie), to złudzenie optyczne, choć bardzo piękne! Obserwowanie zielonkawych, a nawet szmaragdowo-zielonych gwiazd jest możliwe tylko wtedy, gdy bardzo blisko znajduje się żółta lub żółtawo-pomarańczowa gwiazda.

Teleskop zwierciadlany odtwarza kolory znacznie dokładniej niż refraktor., ponieważ teleskopy soczewkowe w pewnym stopniu cierpią na aberrację chromatyczną, a zwierciadła reflektorowe równomiernie odbijają światło wszystkich kolorów.

Oglądanie tego jest bardzo interesujące kolorowe gwiazdki najpierw gołym okiem, a potem lornetką lub teleskopem. (Patrząc przez teleskop, używaj najmniejszego powiększenia.)

Poniższa tabela pokazuje kolory 8 jasnych gwiazd. Jasność gwiazd wyrażana jest w wielkości. Litera v oznacza, że ​​jasność gwiazdy jest zmienna - świeci ona z przyczyn fizycznych jaśniej lub słabiej.

Gwiazda	Konstelacja	Świecić	Kolor	Widoczność wieczorem
Syriusz	Duży Pies	-1.44	Biały, ale często mocno się mieni i zmienia kolory pod wpływem warunków atmosferycznych	Listopad - marzec
Vega	Lira	0.03	Niebieski	Przez cały rok
Kaplica	Auriga	0.08	Żółty	Przez cały rok
Rigel	Orion	0.18	Niebiesko-biały, ale często silnie mieni się i zmienia kolory pod wpływem warunków atmosferycznych	Listopad - kwiecień
Procyon	Mały Pies	0.4	Biały	Listopad - maj
Aldebarana	Byk	0.87	Pomarańczowy	Październik - kwiecień
Pollux	Bliźnięta	1.16	Bladopomarańczowy	Listopad - czerwiec
Betelgeza	Orion	0,45 V	Pomarańczowo-czerwony	Listopad - kwiecień

Wielokolorowe gwiazdy na grudniowym niebie

W grudniu można znaleźć kilkanaście kolorowych gwiazd! Mówiliśmy już o czerwonej Betelgezie i niebiesko-białym Rigelu. W wyjątkowo spokojne noce Syriusz zachwyca swoją bielą. Gwiazda Kaplica w konstelacji Woźnicy gołym okiem wydaje się prawie biała, ale przez teleskop ukazuje wyraźny żółtawy odcień.

Koniecznie zajrzyj Vega, który od sierpnia do grudnia widoczny jest wieczorami wysoko na niebie na południu, a następnie na zachodzie. Nie bez powodu Vegę nazywa się niebiańskim szafirem – jej niebieski kolor jest tak głęboki, gdy patrzy się na niego przez teleskop!

Wreszcie pod gwiazdą Pollux Z konstelacji Bliźniąt zauważysz bladopomarańczową poświatę.

Pollux, najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Bliźniąt. Zdjęcie: Fred Espanak

Podsumowując, zauważam, że kolory gwiazd, które obserwujemy wizualnie, w dużej mierze zależą od wrażliwości naszych oczu i subiektywnej percepcji. Być może sprzeciwicie się mi we wszystkich punktach i powiecie, że kolor Polluksa jest głęboko pomarańczowy, a Betelgeza jest żółtawo-czerwony. Spróbuj eksperymentu! Przyjrzyj się gwiazdom w powyższej tabeli – gołym okiem i za pomocą instrumentu optycznego. Wyraź swoją opinię na temat ich koloru!

Wyświetlenia postów: 11 457

Nigdy nie myślimy, że być może istnieje jakieś życie inne niż nasza planeta, inne niż nasza. układ słoneczny. Być może istnieje życie na jednej z planet krążących wokół niebieskiej, białej, czerwonej, a może żółtej gwiazdy. Być może istnieje inna taka planeta, na której żyją ci sami ludzie, ale nadal nic o niej nie wiemy. Nasze satelity i teleskopy odkryły wiele planet, na których może istnieć życie, ale planety te znajdują się w odległości dziesiątek tysięcy, a nawet milionów lat świetlnych.

Niebieskie marudery to gwiazdy o niebieskim kolorze.

Gwiazdy znajdujące się w gromadach kulistych, których temperatura jest wyższa niż zwykłych gwiazd i których widmo charakteryzuje się znacznym przesunięciem w stronę błękitu w porównaniu do gwiazd gromady o podobnej jasności, nazywane są niebieskimi maruderami. Ta cecha pozwala im wyróżnić się na tle innych gwiazd w tej gromadzie na diagramie Hertzsprunga-Russella. Istnienie takich gwiazd obala wszelkie teorie ewolucji gwiazd, których istota jest taka, że ​​gwiazdy, które powstały w tym samym okresie, powinny znajdować się w dobrze określonym obszarze diagramu Hertzsprunga-Russella. W tym przypadku jedynym czynnikiem wpływającym na dokładne położenie gwiazdy jest jej masa początkowa. Częste pojawianie się niebieskich maruderów poza powyższą krzywą może potwierdzać istnienie czegoś takiego jak anomalna ewolucja gwiazd.

Eksperci próbujący wyjaśnić naturę ich występowania wysunęli kilka teorii. Najbardziej prawdopodobna z nich wskazuje, że te niebieskie gwiazdy były w przeszłości podwójne, po czym zaczęły ulegać lub obecnie przechodzą proces łączenia. Rezultatem połączenia dwóch gwiazd jest pojawienie się nowej gwiazdy, która ma znacznie większą masę, jasność i temperaturę niż gwiazdy w tym samym wieku.

Gdyby w jakiś sposób udało się udowodnić tę teorię, teoria ewolucji gwiazd byłaby wolna od problemu niebieskich maruderów. Powstała gwiazda miałaby większą ilość wodoru, który zachowywałby się podobnie jak młoda gwiazda. Istnieją fakty potwierdzające tę teorię. Obserwacje wykazały, że maruderów najczęściej spotyka się w centralnych obszarach gromad kulistych. W wyniku przeważającej liczby gwiazd o jednostkowej objętości, bliskie przejścia lub zderzenia stają się tam bardziej prawdopodobne.

Aby przetestować tę hipotezę, konieczne jest zbadanie pulsacji niebieskich maruderów, ponieważ Mogą występować pewne różnice pomiędzy właściwościami asterosejsmologicznymi połączonych gwiazd i zmiennymi normalnie pulsującymi. Warto zaznaczyć, że pomiar pulsacji jest dość trudny. Na proces ten negatywnie wpływa również przeludnienie gwiaździstego nieba, niewielkie wahania pulsacji niebieskich maruderów, a także rzadkość ich zmiennych.

Jednym z przykładów fuzji można było zaobserwować w sierpniu 2008 roku, kiedy takie zdarzenie dotknęło obiekt V1309, którego jasność po odkryciu wzrosła kilkadziesiąt tysięcy razy, by po kilku miesiącach powrócić do swojej pierwotnej wartości. W wyniku 6 lat obserwacji naukowcy doszli do wniosku, że obiekt ten to dwie gwiazdy, których okres obiegu wokół siebie wynosi 1,4 dnia. Fakty te doprowadziły naukowców do przypuszczenia, że ​​w sierpniu 2008 roku miał miejsce proces łączenia się tych dwóch gwiazd.

Niebieskie marudery charakteryzują się wysokim poziomem moment obrotowy. Na przykład prędkość obrotowa gwiazdy znajdującej się w środku gromady 47 Tucanae jest 75 razy większa niż prędkość obrotowa Słońca. Zgodnie z hipotezą ich masa jest 2-3 razy większa niż masa innych gwiazd znajdujących się w gromadzie. Ponadto w wyniku badań odkryto, że jeśli niebieskie gwiazdy znajdują się blisko innych gwiazd, wówczas te ostatnie będą miały niższy procent tlenu i węgla niż ich sąsiedzi. Prawdopodobnie gwiazdy pobierają te substancje od innych gwiazd poruszających się po ich orbicie, w wyniku czego wzrasta ich jasność i temperatura. W gwiazdach „okradzionych” odkrywa się miejsca, w których miał miejsce proces przemiany pierwotnego węgla w inne pierwiastki.

Nazwy niebieskich gwiazd – przykłady

Rigel, Gamma Parus, Alfa Żyrafa, Zeta Orionis, Tau Canis Major, Zeta Puppis

Białe gwiazdy to białe gwiazdy

Ciekawego odkrycia dokonał w 1844 roku Friedrich Bessel, który stał na czele Obserwatorium w Królewcu. Naukowiec zauważył najmniejsze odchylenie najjaśniejszej gwiazdy na niebie, Syriusza, od jej trajektorii po niebie. Astronom zasugerował, że Syriusz miał satelitę, a także obliczył przybliżony okres obrotu gwiazd wokół ich środka masy, który wynosił około pięćdziesięciu lat. Bessel nie znalazł odpowiedniego wsparcia ze strony innych naukowców, ponieważ Nikomu nie udało się wykryć satelity, chociaż jego masa powinna być porównywalna z Syriuszem.

Zaledwie 18 lat później Alvan Graham Clark, który testował najlepszy teleskop tamtych czasów, odkrył w pobliżu Syriusza słabą białą gwiazdę, która okazała się jego satelitą, zwaną Syriuszem B.

Powierzchnia tej białej gwiazdy nagrzewa się do 25 tysięcy Kelwinów, a jej promień jest niewielki. Biorąc to pod uwagę, naukowcy doszli do wniosku, że satelita charakteryzuje się dużą gęstością (na poziomie 106 g/cm3, podczas gdy gęstość samego Syriusza wynosi około 0,25 g/cm3, a Słońca 1,4 g/cm3). 55 lat później (w 1917 r.) odkryto kolejnego białego karła, nazwanego na cześć naukowca, który go odkrył - gwiazdę van Maanena, która znajduje się w gwiazdozbiorze Ryb.

Nazwy gwiazd białych – przykłady

Vega w gwiazdozbiorze Liry, Altair w gwiazdozbiorze Orła (widoczny latem i jesienią), Syriusz, Kastor.

Żółte gwiazdy – żółte gwiazdy

Żółte karły nazywane są zwykle małymi gwiazdami ciągu głównego, których masa mieści się w masie Słońca (0,8-1,4). Sądząc po nazwie, takie gwiazdy mają żółtą poświatę, która jest uwalniana podczas termojądrowego procesu syntezy wodoru z helem.

Powierzchnia takich gwiazd nagrzewa się do temperatury 5-6 tysięcy Kelwinów, a ich klasy widmowe mieszczą się w przedziale od G0V do G9V. Żółty karzeł żyje około 10 miliardów lat. Spalanie wodoru w gwieździe powoduje, że powiększa się on i staje się czerwonym olbrzymem. Jednym z przykładów czerwonego olbrzyma jest Aldebaran. Takie gwiazdy mogą tworzyć mgławice planetarne, zrzucając swoje zewnętrzne warstwy gazu. W tym przypadku rdzeń przekształca się w białego karła, który ma dużą gęstość.

Jeśli weźmiemy pod uwagę diagram Hertzsprunga-Russella, to na nim żółte gwiazdy znajdują się w środkowej części ciągu głównego. Ponieważ Słońce można nazwać typowym żółtym karłem, jego model jest całkiem odpowiedni do rozważenia ogólnego modelu żółtych karłów. Ale na niebie są inne charakterystyczne żółte gwiazdy, których imiona to Alhita, Dabikh, Toliman, Khara itp. Te gwiazdy nie są zbyt jasne. Na przykład ten sam Toliman, który, jeśli nie weźmie się pod uwagę Proxima Centauri, jest najbliżej Słońca, ma jasność 0, ale jednocześnie jego jasność jest najwyższa spośród wszystkich żółtych karłów. Gwiazda ta znajduje się w konstelacji Centaura i jest również częścią złożonego układu obejmującego 6 gwiazd. Klasa widmowa Tolimana to G. Natomiast Dabih, położona 350 lat świetlnych od nas, należy do klasy widmowej F. Jednak jego wysoka jasność wynika z obecności pobliskiej gwiazdy należącej do klasy widmowej - A0.

Oprócz Tolimana klasa widmowa G ma HD82943, który znajduje się na ciągu głównym. Gwiazda ta, ze względu na swój skład chemiczny i temperaturę zbliżoną do Słońca, posiada także dwie duże planety. Jednak kształt orbit tych planet jest daleki od kołowego, dlatego ich podejścia do HD82943 zdarzają się stosunkowo często. Obecnie astronomom udało się udowodnić, że gwiazda ta miała kiedyś znacznie większą liczbę planet, jednak z czasem pochłonęła je wszystkie.

Nazwy gwiazd żółtych – przykłady

Toliman, gwiazda HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Czerwone gwiazdy to czerwone gwiazdy

Jeśli chociaż raz w życiu widziałeś przez obiektyw swojego teleskopu czerwone gwiazdy na niebie, które płonęły na czarnym tle, to wspomnienie tego momentu pomoże Ci jaśniej wyobrazić sobie, o czym będzie napisane w tym artykule. Jeśli nigdy wcześniej nie widziałeś takich gwiazd, koniecznie spróbuj je znaleźć następnym razem.

Jeśli zaczniesz sporządzać listę najjaśniejszych czerwonych gwiazd na niebie, które można łatwo znaleźć nawet za pomocą amatorskiego teleskopu, przekonasz się, że wszystkie są gwiazdami węglowymi. Pierwsze czerwone gwiazdy odkryto w 1868 roku. Temperatura takich czerwonych olbrzymów jest niska, ponadto ich zewnętrzne warstwy wypełnione są ogromnymi ilościami węgla. Jeśli wcześniej podobne gwiazdy tworzyły dwie klasy widmowe – R i N, teraz naukowcy zidentyfikowali je w jedną klasa ogólna– C. Każda klasa widmowa ma podklasy – od 9 do 0. W tym przypadku klasa C0 oznacza, że ​​gwiazda ma wyższą temperaturę, ale jest mniej czerwona niż gwiazdy klasy C9. Ważne jest również, że wszystkie gwiazdy zdominowane przez węgiel są z natury zmienne: długookresowe, półregularne lub nieregularne.

Dodatkowo na tej liście znalazły się dwie gwiazdy zwane czerwonymi zmiennymi półregularnymi, z których najbardziej znana to m Cephei. William Herschel zainteresował się jego niezwykłym czerwonym kolorem i nazwał go „granatem”. Gwiazdy takie charakteryzują się nieregularnymi zmianami jasności, które mogą trwać od kilkudziesięciu do kilkuset dni. Takie gwiazdy zmienne należą do klasy M (gwiazdy chłodne o temperaturach powierzchni od 2400 do 3800 K).

Biorąc pod uwagę fakt, że wszystkie gwiazdki w rankingu są zmienne, konieczne jest wprowadzenie pewnej przejrzystości w zapisie. Powszechnie przyjmuje się, że czerwone gwiazdy mają nazwę składającą się z dwóch elementów - litery alfabetu łacińskiego i nazwy zmiennej konstelacji (na przykład T. Zając). Pierwszej zmiennej odkrytej w danej konstelacji przypisuje się literę R i tak dalej, aż do litery Z. Jeżeli takich zmiennych jest więcej, przewidziana jest dla nich podwójna kombinacja liter łacińskich – od RR do ZZ. Metoda ta pozwala na „nadanie nazwy” 334 obiektom. Dodatkowo gwiazdy można oznaczyć za pomocą litery V w połączeniu z numerem seryjnym (V228 Cygnus). Pierwsza kolumna oceny jest zarezerwowana dla oznaczenia zmiennych.

Kolejne dwie kolumny tabeli wskazują położenie gwiazd w okresie 2000,0. W związku ze wzrostem popularności atlasu Uranometria 2000.0 wśród miłośników astronomii, w ostatniej kolumnie rankingu wyświetlany jest numer mapy wyszukiwania dla każdej gwiazdy znajdującej się w rankingu. W tym przypadku pierwsza cyfra oznacza numer woluminu, a druga numer seryjny karty.

Ocena wyświetla również maksymalne i minimalne wartości jasności gwiazdowych. Warto pamiętać, że większe nasycenie barwy czerwonej obserwuje się w gwiazdach, których jasność jest minimalna. W przypadku gwiazd, których okres zmienności jest znany, jest on wyświetlany jako liczba dni, natomiast obiekty, które nie mają prawidłowego okresu, są wyświetlane jako Irr.

Aby szukać gwiazdy węglowej, nie potrzebujesz wielkich umiejętności; możliwości twojego teleskopu wystarczą, aby ją zobaczyć. Nawet jeśli jest niewielkich rozmiarów, Twoją uwagę powinien przyciągnąć wyrazisty czerwony kolor. Dlatego nie powinieneś się denerwować, jeśli nie możesz ich natychmiast wykryć. Wystarczy skorzystać z atlasu, aby znaleźć pobliską jasną gwiazdę, a następnie przejść od niej do czerwonej.

Różni obserwatorzy inaczej postrzegają gwiazdy węglowe. Niektórym przypominają rubiny lub żar płonący w oddali. Inni widzą w takich gwiazdach szkarłatne lub krwistoczerwone odcienie. Na początek ocena zawiera listę sześciu najjaśniejszych czerwonych gwiazd, które po znalezieniu można w pełni cieszyć się ich pięknem.

Nazwy gwiazd czerwonych – przykłady

Różnice w kolorze gwiazd

Istnieje ogromna różnorodność gwiazd o nieopisanych odcieniach kolorów. W rezultacie nawet jedna konstelacja otrzymała nazwę „Jewel Box”, której podstawa składa się z niebieskich i szafirowych gwiazd, a pośrodku znajduje się jasno świecąca pomarańczowa gwiazda. Jeśli weźmiemy pod uwagę Słońce, ma ono bladożółty kolor.

Bezpośrednim czynnikiem wpływającym na różnicę w kolorze gwiazd jest temperatura ich powierzchni. Wyjaśniono to w prosty sposób. Światło ze swej natury jest promieniowaniem w postaci fal. Długość fali to odległość między jej grzbietami i jest bardzo mała. Aby to sobie wyobrazić, trzeba podzielić 1 cm na 100 tysięcy identycznych części. Kilka z tych cząstek będzie składać się na długość fali światła.

Biorąc pod uwagę, że liczba ta okaże się niewielka, każda, nawet najmniejsza zmiana w niej będzie przyczyną zmiany obserwowanego przez nas obrazu. W końcu nasz wzrok postrzega różne długości fal światła jako różne kolory. Na przykład niebieski ma fale, których długość jest 1,5 razy krótsza niż czerwona.

Ponadto prawie każdy z nas wie, że temperatura może mieć bardzo bezpośredni wpływ na kolor ciała. Na przykład możesz wziąć dowolny metalowy przedmiot i włożyć go do ognia. Podczas podgrzewania zmieni kolor na czerwony. Gdyby temperatura pożaru znacznie wzrosła, zmieniłaby się barwa przedmiotu – z czerwonej na pomarańczową, z pomarańczowej na żółtą, z żółtej na białą, a w końcu z białej na niebiesko-białą.

Ponieważ Słońce ma temperaturę powierzchni około 5,5 tys. 0 C, jest to typowy przykład żółtych gwiazd. Ale najgorętsze niebieskie gwiazdy mogą nagrzać się do 33 tysięcy stopni.

Naukowcy powiązali kolor i temperaturę, korzystając z praw fizycznych. Jak temperatura ciała jest wprost proporcjonalna do jego promieniowania i odwrotnie proporcjonalna do długości fali. Fale niebieski mają krótszą długość fali w porównaniu do czerwieni. Gorące gazy emitują fotony, których energia jest wprost proporcjonalna do temperatury i odwrotnie proporcjonalna do długości fali. Dlatego najgorętsze gwiazdy charakteryzują się niebiesko-niebieskim zakresem emisji.

Ponieważ paliwo jądrowe na gwiazdach nie jest nieograniczone, ma tendencję do zużywania się, co prowadzi do ochłodzenia gwiazd. Dlatego gwiazdy w średnim wieku są żółte, a stare gwiazdy widzimy jako czerwone.

Dzięki temu, że Słońce znajduje się bardzo blisko naszej planety, można dokładnie opisać jego barwę. Jednak w przypadku gwiazd oddalonych o milion lat świetlnych zadanie staje się bardziej skomplikowane. Do tego służy urządzenie zwane spektrografem. Naukowcy przepuszczają przez nią światło emitowane przez gwiazdy, dzięki czemu możliwa jest analiza widmowa niemal każdej gwiazdy.

Ponadto na podstawie koloru gwiazdy można określić jej wiek, ponieważ wzory matematyczne pozwalają na wykorzystanie analizy widmowej do określenia temperatury gwiazdy, na podstawie której łatwo obliczyć jej wiek.

Wideo sekrety gwiazd obejrzyj online

Wielokolorowe gwiazdy na niebie. Zdjęcie w poprawionych kolorach

Paleta kolorów gwiazd jest szeroka. Niebieski, żółty i czerwony - odcienie są widoczne nawet przez atmosferę, co zwykle zniekształca kontury ciał kosmicznych. Ale skąd bierze się kolor gwiazdy?

Pochodzenie koloru gwiazdy

Sekret różnych kolorów gwiazd stał się ważnym narzędziem dla astronomów - kolor gwiazd pomógł im rozpoznać powierzchnie gwiazd. Opierał się na niezwykłym zjawisko naturalne- związek pomiędzy substancją a barwą emitowanego przez nią światła.

Prawdopodobnie sam poczyniłeś już obserwacje na ten temat. Włókno 30-watowej żarówki małej mocy świeci na pomarańczowo, a gdy napięcie w sieci spada, żarnik ledwo świeci na czerwono. Mocniejsze żarówki świecą na żółto lub nawet na biało. Podczas pracy elektroda spawalnicza i lampa kwarcowa świecą na niebiesko. Nigdy jednak nie należy na nie patrzeć – ich energia jest tak wielka, że ​​łatwo może uszkodzić siatkówkę.

Odpowiednio, im cieplejszy obiekt, tym jego kolor blasku jest bliższy niebieskiemu, a im zimniejszy, tym bliższy ciemnoczerwonemu. Gwiazdy nie są wyjątkiem: dotyczy ich ta sama zasada. Wpływ gwiazdy na jej kolor jest bardzo mały - temperatura może ukryć poszczególne pierwiastki, jonizując je.

Ale to promieniowanie gwiazdy pomaga określić jej skład. Atomy każdej substancji mają swoją własną, unikalną nośność. Fale świetlne niektórych kolorów przechodzą przez nie bez przeszkód, gdy inne zatrzymują się - w rzeczywistości naukowcy określają to na podstawie zablokowanych zakresów światła pierwiastki chemiczne.

Mechanizm „kolorowania” gwiazd

Jaka jest fizyczna podstawa tego zjawiska? Temperaturę charakteryzuje prędkość ruchu cząsteczek substancji organizmu – im wyższa, tym szybciej się poruszają. Ma to wpływ na długość przechodzącą przez substancję. Gorące środowisko skraca fale, a zimne środowisko, wręcz przeciwnie, je wydłuża. A widzialny kolor wiązki światła jest precyzyjnie określony przez długość fali światła: fale krótkie odpowiadają za odcienie niebieskie, a fale długie za odcienie czerwone. Kolor biały uzyskuje się w wyniku nałożenia różnych promieni widmowych.

Spójrz na nocne niebo, jakie są tam gwiazdy. W pogodne, ciemne noce przy normalnym widzeniu można zobaczyć tysiące gwiazd, niektóre ledwo widoczne, inne świecące tak jasno, że można je zobaczyć, gdy niebo jest jeszcze błękitne! Dlaczego niektóre gwiazdy są jaśniejsze od innych?

Z dwóch powodów. Niektóre są po prostu bliżej nas, inne, choć odległe, mają niewyobrażalnie duże rozmiary. Przyjrzyjmy się małemu wycinkowi południowego nieba.

Alfa Centauri(żółta), to jedna z najjaśniejszych gwiazd na nocnym niebie, jest podobna do naszej, tylko nieco większa i jaśniejsza oraz ma mniej więcej ten sam kolor. Powodem jej jasności jest to, że znajduje się (według standardów kosmicznych) bardzo blisko nas: zaledwie 4,4 lat świetlnych.

Ale spójrz na drugą najjaśniejszą gwiazdę (niebieską tuż powyżej), znaną jako Beta Centauri.
Beta Centauri w rzeczywistości nie jest sąsiadką Alpha Centauri. Chociaż żółta gwiazda znajduje się zaledwie 4,4 roku świetlnego od Ziemi, Beta Centauri znajduje się 530 lat świetlnych od Ziemi, czyli ponad 100 razy dalej!

Dlaczego więc Beta Centauri świeci prawie tak jasno jak Alfa Centauri? Tak, bo to inny typ gwiazdy! Jakie są gwiazdy, jeśli spojrzymy na kolor. Żółta Alfa Centauri jest typu G, podobnie jak nasze Słońce. A Beta Centauri jest jedną z gwiazd niebieskich i należy do gwiazd „typu B”.

Każda gwiazda ma 5 głównych parametrów:1. Jasność, 2. Kolor, 3. Temperatura, 4. Rozmiar, 5. waga. Cechy te są od siebie w istotnym stopniu zależne. Kolor zależy od temperatury gwiazdy, intensywność zależy od temperatury i wielkości.

Kolor i temperatura gwiazdy

Pomimo swoich odcieni gwiazdy mają trzy podstawowe kolory: czerwony, żółty i niebieski. Nasze Słońce jest jedną z żółtych gwiazd. Kolor zależy od jego temperatury. Temperatura żółtych gwiazd na powierzchni sięga 6000° C. Gwiazdy czerwone są chłodniejsze, ich temperatura powierzchni waha się od 2000° C do 3000° C. Za najgorętsze uważa się gwiazdy niebieskie, których temperatura waha się od 10 000° C do 100 000° C.

Każdy zna trzy stany skupienia: stały, ciekły i gazowy.. Co dzieje się z substancją, gdy jest ona sukcesywnie podgrzewana do wysokich temperatur w zamkniętej objętości? - Sekwencyjne przejście z jednego stan skupienia do innego: solidny- ciecz - gaz(ze względu na wzrost prędkości ruchu cząsteczek wraz ze wzrostem temperatury). Przy dalszym nagrzewaniu gazu do temperatur powyżej 1200 ºС rozpoczyna się rozpad cząsteczek gazu na atomy, a w temperaturach powyżej 10 000 ºС - częściowy lub całkowity rozpad atomów gazu na ich składniki cząstki elementarne- elektrony i jądra atomowe. Plazma to czwarty stan skupienia, w którym cząsteczki lub atomy substancji ulegają częściowemu lub całkowitemu zniszczeniu pod wpływem wysokich temperatur lub z innych powodów. 99,9% materii we Wszechświecie znajduje się w stanie plazmy.

Gwiazdy to klasa ciał kosmicznych o masie 10 26 -10 29 kg. Gwiazda to sferyczne ciało kosmiczne z gorącą plazmą, które z reguły znajduje się w równowadze hydrodynamicznej i termodynamicznej.

Jeśli równowaga zostanie zakłócona, gwiazda zaczyna pulsować (jej wielkość, jasność i zmiana temperatury). Gwiazda staje się gwiazdą zmienną.

Gwiazda zmienna to gwiazda, której jasność (widoczna jasność na niebie) zmienia się w czasie. Przyczynami zmienności mogą być procesy fizyczne zachodzące we wnętrzu gwiazdy. Takie gwiazdy nazywane są zmienne fizyczne(na przykład δ Cephei. Zaczęto nazywać gwiazdy zmienne podobne do niego Cefeidy).

Spotkaj się i zaćmienie zmiennych gwiazdy, których zmienność wynika z wzajemnych zaćmień ich składników(na przykład β Persei - Algol. Jego zmienność została po raz pierwszy odkryta w 1669 r. przez włoskiego ekonomistę i astronoma Geminiano Montanari).

Zaćmienia gwiazd zmiennych są zawsze podwójnie, te. składają się z dwóch blisko siebie położonych gwiazd. Gwiazdy zmienne na mapach gwiazd są one oznaczone kółkiem:

Gwiazdy nie zawsze są piłkami. Jeśli gwiazda obraca się bardzo szybko, to jej kształt nie jest kulisty. Gwiazda kurczy się od biegunów i staje się jak mandarynka lub dynia (na przykład Vega, Regulus). Jeśli gwiazda jest podwójna, wzajemne przyciąganie tych gwiazd wpływa również na ich kształt. Stają się jajowate lub w kształcie melona (na przykład składniki gwiazdy podwójnej β Lyrae lub Spica):

Gwiazdy są głównymi mieszkańcami naszej Galaktyki (nasza Galaktyka jest pisana wielką literą). Jest w nim około 200 miliardów gwiazd. Za pomocą nawet największych teleskopów można zobaczyć zaledwie pół procent całkowitej liczby gwiazd w Galaktyce. Ponad 95% całej materii obserwowanej w przyrodzie koncentruje się w gwiazdach. Pozostałe 5% to gaz międzygwiazdowy, pył i wszystkie ciała niesamoświetlne.

Oprócz Słońca wszystkie gwiazdy są od nas tak daleko, że nawet w największych teleskopach można je zaobserwować w postaci świetlistych punktów o różnych barwach i jasności. Najbliżej Słońca znajduje się układ α Centauri, składający się z trzech gwiazd. Jeden z nich, czerwony karzeł Proxima, jest najbliższą gwiazdą. Znajduje się w odległości 4,2 lat świetlnych. Do Syriusza - 8,6 sv. lat, do Altaira – ul. Św. 17 lata. Do Vegi – ul. 26 lata. Do tramontana- 830 Św. lata. Do Deneba - 1500 sv. lata. Po raz pierwszy w 1837 r. V.Ya był w stanie określić odległość do innej gwiazdy (była to Vega). Struve.

Pierwszą gwiazdą, dla której udało się uzyskać obraz dysku (a nawet niektórych plam na nim) jest Betelgeza (α Orionis). Dzieje się tak dlatego, że Betelgeza ma 500–800 razy większą średnicę niż Słońce (gwiazda pulsuje). Uzyskano także obraz dysku Altaira (α Aquila), ale dzieje się tak dlatego, że Altair jest jedną z najbliższych gwiazd.

Kolor gwiazd zależy od temperatury ich zewnętrznych warstw. Zakres temperatur - od 2000 do 60 000°C. Najfajniejsze gwiazdy są czerwone, a najgorętsze niebieskie. Po kolorze gwiazdy można ocenić, jak gorące są jej zewnętrzne warstwy.

Przykłady czerwonych gwiazd: Antares (α Scorpii) i Betelgeuse (α Orionis).

Przykłady pomarańczowych gwiazd: Aldebaran (α Tauri), Arcturus (Alfa Bootes) i Polluks (β Bliźnięta).

Przykłady żółtych gwiazd: Słońce, Capella (α Aurigae) i Toliman (α Centauri).

Przykłady żółtawo-białych gwiazd: Procyon (α Canis Minor) i Canopus (α Carinae).

Przykłady białych gwiazd: Syriusz (α Canis Majoris), Vega (α Lyrae), Altair (α Eagle) i Deneb (α Cygnus).

Przykłady niebieskawych gwiazd: Regulus (α Leo) i Spica (α Virgo).

Ze względu na to, że z gwiazd pochodzi bardzo mało światła, ludzkie oko jest w stanie odróżnić odcienie kolorów tylko od najjaśniejszych z nich. W lornetce, a tym bardziej w teleskopie (wychwytują więcej światła niż oko), kolor gwiazd staje się bardziej zauważalny.

Temperatura wzrasta wraz z głębokością. Nawet najzimniejsze gwiazdy mają w swoich centrach temperatury sięgające milionów stopni. Słońce ma w swoim centrum około 15 000 000 °C (używana jest również skala Kelvina – skala temperatury bezwzględne, ale w przypadku bardzo wysokich temperatur można pominąć różnicę 273° pomiędzy skalą Kelvina i Celsjusza).

Co tak podgrzewa wnętrze gwiazdy? Okazuje się, że mają miejsce procesy termojądrowe w wyniku czego uwalniana jest ogromna ilość energii. W tłumaczeniu z greckiego „termos” oznacza ciepło. Głównym pierwiastkiem chemicznym, z którego zbudowane są gwiazdy, jest wodór. To właśnie jest paliwem dla procesów termojądrowych. W procesach tych jądra atomów wodoru przekształcają się w jądra atomów helu, czemu towarzyszy wyzwolenie energii. Liczba jąder wodoru w gwieździe maleje, a liczba jąder helu wzrasta. Z biegiem czasu w gwieździe syntetyzowane są inne pierwiastki chemiczne. Wszystkie pierwiastki chemiczne tworzące cząsteczki różnych substancji narodziły się kiedyś w głębinach gwiazd.„Gwiazdy są przeszłością człowieka, a człowiek przyszłością gwiazdy”, jak czasami mówią w przenośni.

Nazywa się proces emitowania przez gwiazdę energii w postaci fal elektromagnetycznych i cząstek promieniowanie. Gwiazdy emitują energię nie tylko w postaci światła i ciepła, ale także innych rodzajów promieniowania - promieni gamma, promieni X, ultrafioletu, promieniowania radiowego. Ponadto gwiazdy emitują strumienie cząstek neutralnych i naładowanych. Strumienie te tworzą wiatr gwiazdowy. Wiatr gwiazdowy to proces wypływu materii z gwiazd w przestrzeń kosmiczną. W rezultacie masa gwiazd stale i stopniowo maleje. To wiatr gwiazdowy ze Słońca ( wiatr słoneczny) prowadzi do pojawienia się zorzy na Ziemi i innych planetach. To wiatr słoneczny odchyla ogony komet w kierunku przeciwnym do Słońca.

Gwiazdy oczywiście nie pojawiają się z próżni (przestrzeń między gwiazdami nie jest absolutną próżnią). Materiały to gaz i pył. Są one rozmieszczone nierównomiernie w przestrzeni, tworząc bezkształtne chmury o bardzo małej gęstości i ogromnym zasięgu - od jednego, dwóch do kilkudziesięciu lat świetlnych. Takie chmury nazywane są rozproszony mgławice gazowo-pyłowe. Temperatura w nich jest bardzo niska – około -250°C. Jednak nie w każdej mgławicy gazowo-pyłowej powstają gwiazdy. Niektóre mgławice mogą przez długi czas istnieć bez gwiazd. Jakie warunki są niezbędne, aby rozpoczął się proces narodzin gwiazd? Pierwszą z nich jest masa chmury. Jeśli nie ma wystarczającej ilości materii, gwiazda oczywiście się nie pojawi. Po drugie, zwartość. Jeśli chmura jest zbyt rozciągnięta i luźna, nie mogą rozpocząć się procesy jej kompresji. No i po trzecie potrzebne jest ziarno – tj. grudka pyłu i gazu, która później stanie się zarodkiem gwiazdy - protogwiazdy. Protogwiazda- to gwiazda w końcowej fazie swojej formacji. Jeśli te warunki zostaną spełnione, rozpoczyna się grawitacyjna kompresja i nagrzewanie chmury. Ten proces się kończy powstawanie gwiazd- pojawienie się nowych gwiazd. Proces ten trwa miliony lat. Astronomowie odkryli mgławice, w których proces powstawania gwiazd jest w pełnym toku - niektóre gwiazdy już się zaświeciły, inne mają postać zarodków - protogwiazd, a mgławica jest nadal zachowana. Przykładem jest Wielka Mgławica Oriona.

Główne cechy fizyczne gwiazdy to jasność, masa i promień(lub średnicę), które określa się na podstawie obserwacji. Znając je również skład chemiczny gwiazdy (co określa jej widmo), można obliczyć model gwiazdy, tj. warunków fizycznych w jego głębinach, aby zbadać procesy zachodzące w nim.Rozważmy bardziej szczegółowo główne cechy gwiazd.

Waga. Masę można bezpośrednio oszacować jedynie na podstawie grawitacyjnego wpływu gwiazdy na otaczające ją ciała. Na przykład masę Słońca ustalono na podstawie znanych okresów obrotu otaczających go planet. Planet nie obserwuje się bezpośrednio w innych gwiazdach. Wiarygodny pomiar masy jest możliwy tylko dla gwiazd podwójnych (stosując prawo Keplera uogólnione przez Newtona III, ni wtedy błąd wynosi 20-60%). Około połowa wszystkich gwiazd w naszej Galaktyce jest podwójna. Masy gwiazd wahają się od ≈0,08 do ≈100 mas Słońca.Nie ma gwiazd o masie mniejszej niż 0,08 masy Słońca; po prostu nie stają się gwiazdami, ale pozostają ciemnymi ciałami.Gwiazdy o masie większej niż 100 mas Słońca są niezwykle rzadkie. Większość gwiazd ma masy mniejsze niż 5 mas Słońca. Los gwiazdy zależy od jej masy, tj. scenariusz, według którego gwiazda rozwija się i ewoluuje. Małe, zimne czerwone karły zużywają wodór bardzo oszczędnie i dlatego ich życie trwa setki miliardów lat. Żywotność Słońca, żółtego karła, wynosi około 10 miliardów lat (Słońce przeżyło już około połowę swojego życia). Masywne nadolbrzymy szybko zużywają wodór i znikają w ciągu kilku milionów lat po urodzeniu. Im masywniejsza gwiazda, tym krótsza jest jej droga życia.

Wiek Wszechświata szacuje się na 13,7 miliardów lat. Dlatego gwiazdy starsze niż 13,7 miliarda lat jeszcze nie istnieją.

• Gwiazdy z masą 0,08 masy Słońca to brązowe karły; ich los to ciągła kompresja i ochłodzenie wraz z ustaniem wszystkiego reakcje termojądrowe i przemiana w ciemne ciała przypominające planety.

• Gwiazdy z masą 0,08-0,5 Masy Słońca (są to zawsze czerwone karły) po zużyciu wodoru zaczynają powoli się kompresować, nagrzewając się i stając się białym karłem.
  

• Gwiazdy z masą 0,5-8 masy Słońca pod koniec swojego życia zamieniają się najpierw w czerwone olbrzymy, a następnie w białe karły. Zewnętrzne warstwy gwiazdy są rozproszone w przestrzeni kosmicznej w formie mgławica planetarna. Mgławica planetarna ma często kształt kulisty lub pierścieniowy.
  

• Gwiazdy z masą 8-10 masy słoneczne mogą eksplodować pod koniec swojego życia lub mogą spokojnie się starzeć, najpierw przekształcając się w czerwone nadolbrzymy, a następnie w czerwone karły.

• Gwiazdy o masie większej niż 10 masy Słońca pod koniec swojego życia najpierw stają się czerwonymi nadolbrzymami, następnie eksplodują jako supernowe (supernowa nie jest nową gwiazdą, ale starą), a następnie zamieniają się w gwiazdy neutronowe lub czarne dziury.
  

Czarne dziury- to nie są dziury w przestrzeni kosmicznej, ale obiekty (pozostałości po masywnych gwiazdach) o bardzo dużej masie i gęstości. Czarne dziury nie mają ani nadprzyrodzonych, ani magicznych mocy i nie są „potworami Wszechświata”. Mają po prostu tak silne pole grawitacyjne, że żadne promieniowanie (ani widzialne - świetlne, ani niewidzialne) nie jest w stanie ich opuścić. Dlatego czarne dziury są niewidoczne. Można je jednak wykryć na podstawie ich wpływu na otaczające gwiazdy i mgławice. Czarne dziury są zjawiskiem całkowicie powszechnym we Wszechświecie i nie trzeba się ich bać. W centrum naszej Galaktyki może znajdować się supermasywna czarna dziura.

Promień (lub średnica). Rozmiary gwiazd są bardzo zróżnicowane – od kilku kilometrów (gwiazdy neutronowe) do 2000 razy większych od średnicy Słońca (nadolbrzymy). Z reguły im mniejsza gwiazda, tym wyższa jest jej średnia gęstość. W gwiazdach neutronowych gęstość sięga 10 13 g/cm 3! Naparstek takiej substancji ważyłby na Ziemi 10 milionów ton. Ale nadolbrzymy mają gęstość mniejszą niż gęstość powietrza na powierzchni Ziemi.

Średnice niektórych gwiazd w porównaniu do Słońca:

Syriusz i Altair są 1,7 razy większe,

Vega jest 2,5 razy większa,

Regulus jest 3,5 razy większy,

Arcturus jest 26 razy większy

Polar jest 30 razy większy,

Poprzeczka jest 70 razy większa,

Deneb jest 200 razy większy,

Antares jest 800 razy większy,

YV Canis Majoris jest 2000 razy większa (największa znana gwiazda).

Jasność jest całkowita energia, emitowany przez obiekt (w tym przypadku gwiazdy) w jednostce czasu. Jasność gwiazd porównuje się zwykle z jasnością Słońca (jasność gwiazd wyraża się poprzez jasność Słońca). Na przykład Syriusz emituje 22 razy więcej energii niż Słońce (jasność Syriusza wynosi 22 Słońca). Jasność Wegi wynosi 50 Słońc, a jasność Deneba wynosi 54 000 Słońc (Deneb jest jedną z najpotężniejszych gwiazd).

Jasność pozorna (a dokładniej jasność) gwiazdy na niebie ziemskim zależy od:

- odległość do gwiazdy. Jeśli gwiazda zbliży się do nas, jej pozorna jasność będzie stopniowo wzrastać. I odwrotnie, gdy gwiazda oddala się od nas, jej pozorna jasność będzie stopniowo spadać. Jeśli weźmiesz dwie identyczne gwiazdy, ta bliższa nam będzie jaśniejsza.

- od temperatury warstw zewnętrznych. Im gorętsza jest gwiazda, tym więcej energii świetlnej wysyła w przestrzeń kosmiczną i tym jaśniej będzie się wydawać. Jeśli gwiazda ostygnie, wówczas jej pozorna jasność na niebie zmniejszy się. Dwie gwiazdy tej samej wielkości i znajdujące się w tej samej odległości od nas będą miały tę samą jasność pozorną, pod warunkiem, że emitują tę samą ilość energii świetlnej, tj. mają tę samą temperaturę warstw zewnętrznych. Jeśli jedna z gwiazd jest chłodniejsza od drugiej, będzie wydawała się mniej jasna.

- od rozmiaru (średnicy). Jeśli weźmiemy dwie gwiazdy o tej samej temperaturze warstw zewnętrznych (tego samego koloru) i umieścimy je w tej samej odległości od nas, większa gwiazda wyemituje więcej energii świetlnej i dlatego będzie jaśniejsza na niebie.

- z absorpcji światła przez chmury kosmicznego pyłu i gazu znajdujące się na drodze wzroku. Im grubsza warstwa kosmicznego pyłu, tym więcej światła gwiazdy pochłania i tym ciemniejsza jest gwiazda. Jeśli weźmiemy dwie identyczne gwiazdy i umieścimy mgławicę gazowo-pyłową przed jedną z nich, gwiazda ta będzie wydawać się mniej jasna.

- z wysokości gwiazdy nad horyzontem. W pobliżu horyzontu zawsze występuje gęsta mgła, która pochłania część światła gwiazd. W pobliżu horyzontu (krótko po wschodzie lub tuż przed zachodem słońca) gwiazdy zawsze wydają się ciemniejsze niż wtedy, gdy są nad głową.

Bardzo ważne jest, aby nie mylić pojęć „wyglądać” i „być”. Gwiazda może Być bardzo jasny sam w sobie, ale wydaje się przyćmiony z różnych powodów: z powodu dużej odległości od niego, z powodu małych rozmiarów, z powodu absorpcji jego światła przez pył kosmiczny lub pył w atmosferze ziemskiej. Dlatego mówiąc o jasności gwiazdy na ziemskim niebie, używają tego wyrażenia „jasność pozorna” lub „jasność”.

Jak już wspomniano, istnieją podwójne gwiazdy. Ale są też potrójne (na przykład α Centauri) i poczwórne (na przykład ε Lyra) oraz pięć i sześć (na przykład Castor) itp. Nazywa się pojedyncze gwiazdy w układzie gwiazdowym komponenty. Nazywa się gwiazdy posiadające więcej niż dwa elementy wielokrotności gwiazdy. Wszystkie składniki gwiazdy wielokrotnej są połączone wzajemnymi siłami grawitacyjnymi (tworzą układ gwiazd) i poruszają się po skomplikowanych trajektoriach.

Jeśli jest wiele komponentów, to nie jest to już gwiazda wielokrotna, ale gromada gwiazd. Wyróżnić piłka I rozsiany gromady gwiazd. Gromady kuliste zawierają wiele starych gwiazd i są starsze niż gromady otwarte, które zawierają wiele młodych gwiazd. Gromady kuliste są dość stabilne, ponieważ... gwiazdy w nich znajdują się w niewielkich odległościach od siebie, a siły wzajemnego przyciągania między nimi są znacznie większe niż między gwiazdami gromad otwartych. Gromady otwarte z biegiem czasu ulegają dalszemu rozproszeniu.

Gromady otwarte zwykle znajdują się w paśmie Drogi Mlecznej lub w jego pobliżu. Wręcz przeciwnie, gromady kuliste znajdują się na gwiaździste niebo z dala od Drogi Mlecznej.

Niektóre gromady gwiazd można nawet zobaczyć na niebie gołe oko. Na przykład gromady otwarte Hiady i Plejady (M 45) w Byku, gromada otwarta Żłób (M 44) w Raku, gromada kulista M 13 w Herkulesie. Sporo z nich widać przez lornetkę.