همه چیز درباره ستارگان فضا ستاره ها. بزرگترین در جهان است

UY Shield به ظاهر نامحسوس

به نظر می رسد اخترفیزیک مدرن از نظر ستارگان در حال تجربه مجدد دوران کودکی خود است. رصد ستارگان بیشتر سوال می دهد تا پاسخ. بنابراین، وقتی می‌پرسید کدام ستاره بزرگ‌ترین در جهان است، باید فوراً برای پاسخ آماده باشید. آیا شما در مورد بزرگترین ستاره شناخته شده برای علم می پرسید یا در مورد اینکه علم یک ستاره را به چه محدودیت هایی محدود می کند؟ همانطور که معمولاً اتفاق می افتد، در هر دو مورد پاسخ قطعی نخواهید گرفت. محتمل ترین نامزد برای بزرگترین ستاره کاملاً به طور مساوی کف دست را با "همسایگان" خود تقسیم می کند. در مورد اینکه چقدر می تواند کمتر از "پادشاه ستاره" واقعی باشد نیز باز باقی می ماند.

مقایسه اندازه های خورشید و ستاره UY Scuti. خورشید یک پیکسل تقریبا نامرئی در سمت چپ UY Shield است.

غول بزرگ UY Scutum را می توان با کمی احتیاط، بزرگترین ستاره مشاهده شده امروز نامید. چرایی «با رزرو» در زیر گفته خواهد شد. UY Scutum 9500 سال نوری از ما فاصله دارد و به عنوان یک ستاره متغیر کم نور قابل مشاهده از طریق یک تلسکوپ کوچک دیده می شود. به گفته ستاره شناسان، شعاع آن از 1700 شعاع خورشید فراتر می رود و در طول دوره تپش، این اندازه می تواند تا 2000 افزایش یابد.

معلوم می‌شود که اگر چنین ستاره‌ای در جای خورشید قرار می‌گرفت، مدارهای فعلی یک سیاره زمینی در روده‌های یک ابرغول قرار می‌گرفت و مرزهای فوتوسفر آن گاهی در برابر مدار قرار می‌گرفت. اگر زمین خود را به عنوان یک دانه گندم سیاه و خورشید را به عنوان یک هندوانه تصور کنیم، قطر سپر UY با ارتفاع برج تلویزیونی Ostankino قابل مقایسه خواهد بود.

پرواز در اطراف چنین ستاره ای با سرعت نور به 7-8 ساعت زمان نیاز دارد. به یاد بیاورید که نور ساطع شده از خورشید تنها در 8 دقیقه به سیاره ما می رسد. اگر با همان سرعتی پرواز کنید که در یک ساعت و نیم یک دور به دور زمین بچرخد، آنگاه پرواز به دور UY Shield حدود 36 سال طول خواهد کشید. اکنون این مقیاس ها را تصور کنید، با توجه به اینکه ISS 20 برابر سریعتر از یک گلوله و ده ها برابر سریعتر از هواپیماهای مسافربری پرواز می کند.

جرم و درخشندگی UY Shield

شایان ذکر است که چنین اندازه هیولایی از UY Shield با سایر پارامترهای آن کاملاً غیر قابل مقایسه است. این ستاره "فقط" 7-10 برابر جرم بیشتری از خورشید دارد. معلوم شد که چگالی متوسط ​​این غول بزرگ تقریباً یک میلیون بار کمتر از چگالی هوای اطراف ما است! برای مقایسه، چگالی خورشید یک و نیم برابر چگالی آب است و یک دانه ماده حتی میلیون ها تن "وزن" دارد. به طور کلی، ماده متوسط ​​چنین ستاره ای از نظر چگالی شبیه به لایه جو است که در ارتفاع حدود صد کیلومتری از سطح دریا قرار دارد. این لایه که خط کارمان نیز نامیده می شود، یک مرز مشروط بین جو زمین و فضا است. به نظر می رسد که چگالی UY Shield فقط کمی از خلاء فضا کمتر است!

همچنین UY Shield درخشان ترین نیست. با درخشندگی 340000 خورشیدی خود، ده برابر از درخشان ترین ستارگان کم نورتر است. یک مثال خوب، ستاره R136 است که به عنوان پرجرم ترین ستاره شناخته شده امروزی (265 جرم خورشید)، تقریباً نه میلیون بار درخشان تر از خورشید است. در عین حال، این ستاره تنها 36 برابر بزرگتر از خورشید است. به نظر می رسد که R136 25 برابر روشن تر و تقریباً به همان اندازه پرجرم تر از UY Shield است، با وجود این واقعیت که 50 برابر کوچکتر از غول است.

پارامترهای فیزیکی UY Shield

به طور کلی، UY Scuti یک ابرغول قرمز متغیر ضربانی از نوع طیفی M4Ia است. یعنی در نمودار طیف-درخشندگی هرتزسپرونگ-راسل، UY Scutum در گوشه سمت راست بالا قرار دارد.

در حال حاضر، این ستاره به آخرین مراحل تکامل خود نزدیک می شود. مانند همه ابرغول ها، او شروع به سوزاندن فعال هلیوم و برخی عناصر سنگین تر کرد. طبق مدل‌های مدرن، در طی چند میلیون سال UY Scutum متوالی به یک ابرغول زرد و سپس به یک متغیر آبی روشن یا یک ستاره Wolf-Rayet تبدیل می‌شود. آخرین مراحل تکامل آن یک انفجار ابرنواختری خواهد بود که طی آن ستاره پوسته خود را می ریزد و به احتمال زیاد یک ستاره نوترونی را پشت سر می گذارد.

در حال حاضر UY Scutum فعالیت خود را به صورت تغییرپذیری نیمه منظم با دوره ضربان تقریبی 740 روز نشان می دهد. با توجه به اینکه یک ستاره می تواند شعاع خود را از 1700 به 2000 شعاع خورشیدی تغییر دهد، سرعت انبساط و انقباض آن با سرعت سفینه های فضایی قابل مقایسه است! از دست دادن جرم آن نرخ چشمگیر 58 میلیونمین جرم خورشید در سال (یا 19 جرم زمین در سال) است. این تقریباً یک و نیم جرم زمین در ماه است. بنابراین، با قرار گرفتن در دنباله اصلی میلیون‌ها سال پیش، UY Scutum می‌توانست جرمی بین ۲۵ تا ۴۰ جرم خورشید داشته باشد.

غول ها در میان ستاره ها

با بازگشت به رزرو ذکر شده در بالا، متذکر می شویم که اولویت UY Shield به عنوان بزرگترین ستاره شناخته شده را نمی توان بی چون و چرا نامید. واقعیت این است که ستاره شناسان هنوز نمی توانند فاصله تا بیشتر ستارگان را با دقت کافی تعیین کنند و بنابراین اندازه آنها را تخمین می زنند. علاوه بر این، ستارگان بزرگ تمایل دارند بسیار ناپایدار باشند (تپش UY Scutum را به یاد بیاورید). به طور مشابه، آنها ساختار نسبتاً مبهمی دارند. آنها ممکن است جو نسبتاً گسترده ای داشته باشند، پوسته های گاز و غبار مات، دیسک ها یا یک ستاره همراه بزرگ داشته باشند (به عنوان مثال VV Cephei، در زیر ببینید). نمی توان دقیقاً گفت که مرز چنین ستاره هایی از کجا می گذرد. در پایان، مفهوم کاملاً تثبیت شده مرز ستارگان به عنوان شعاع فوتوسفر آنها در حال حاضر بسیار دلخواه است.

بنابراین، این تعداد می تواند حدود ده ها ستاره را شامل شود که شامل NML Cygnus، VV Cepheus A، VY Canis Major، WOH G64 و برخی دیگر می شود. همه این ستاره ها در مجاورت کهکشان ما (از جمله ماهواره های آن) قرار دارند و از بسیاری جهات شبیه به یکدیگر هستند. همه آنها ابرغول قرمز یا ابرغول هستند (برای تفاوت بین سوپر و هایپر به زیر مراجعه کنید). هر یک از آنها در طی چند میلیون یا حتی هزاران سال به یک ابرنواختر تبدیل خواهند شد. آنها همچنین از نظر اندازه مشابه هستند و از 1400 تا 2000 خورشیدی متغیر هستند.

هر کدام از این ستاره ها ویژگی های خاص خود را دارند. بنابراین در UY Shield، این ویژگی همان متغیری است که قبلاً مورد بحث قرار گرفت. WOH G64 دارای پوشش گاز و گرد و غبار حلقوی است. ستاره متغیر دوگانه گرفتگی VV Cephei بسیار جالب است. این یک منظومه نزدیک از دو ستاره است که از ابرغول قرمز VV Cephei A و ستاره دنباله اصلی آبی VV Cephei B تشکیل شده است. مراکز این ستارگان در حدود 17-34 از یکدیگر قرار دارند. با توجه به اینکه شعاع VV Cepheus B می تواند به 9 AU برسد. (1900 شعاع خورشیدی)، ستارگان در "طول بازو" از یکدیگر قرار دارند. پشت سر هم آنها به قدری نزدیک است که تمام قطعات غول بزرگ با سرعت زیادی به سمت "همسایه کوچک" جریان می یابد که تقریباً 200 برابر کوچکتر از آن است.

به دنبال رهبر

در چنین شرایطی، تخمین اندازه ستاره ها از قبل مشکل ساز است. چگونه می توان در مورد اندازه یک ستاره صحبت کرد اگر اتمسفر آن به ستاره دیگری جاری شود، یا به آرامی در یک دیسک گاز و غبار عبور کند؟ این در حالی است که خود ستاره از گاز بسیار کمیاب تشکیل شده است.

علاوه بر این، تمام ستاره های بزرگ بسیار ناپایدار و کوتاه مدت هستند. چنین ستاره هایی می توانند چند میلیون یا حتی صدها هزار سال زندگی کنند. بنابراین، با مشاهده یک ستاره غول پیکر در کهکشان دیگر، می توانید مطمئن باشید که اکنون یک ستاره نوترونی در جای خود می تپد یا یک سیاهچاله در حال خم شدن فضا است که توسط بقایای یک انفجار ابرنواختری احاطه شده است. حتی اگر چنین ستاره ای هزاران سال نوری از ما فاصله داشته باشد، نمی توان کاملاً مطمئن بود که هنوز وجود دارد یا همان غول باقی می ماند.

ناقص بودن روش های مدرن برای تعیین فاصله تا ستاره ها و تعدادی از مشکلات نامشخص را به اینها اضافه کنید. به نظر می رسد که حتی در بین ده ستاره بزرگ شناخته شده، نمی توان یک رهبر خاص را مشخص کرد و آنها را به ترتیب صعودی اندازه مرتب کرد. در این مورد، Shield's UY به عنوان محتمل ترین نامزد برای رهبری ده بزرگ ذکر شد. این به هیچ وجه به این معنی نیست که رهبری آن غیرقابل انکار است و به عنوان مثال NML Cygnus یا VY Canis Major نمی تواند بزرگتر از او باشد. بنابراین، منابع مختلف می توانند به سؤالات مربوط به بزرگترین ستاره شناخته شده به روش های مختلف پاسخ دهند. این نه در مورد بی کفایتی آنها، بلکه از این واقعیت صحبت می کند که علم حتی به چنین سؤالات مستقیمی نمی تواند پاسخ های روشنی بدهد.

بزرگترین در جهان است

اگر علم متعهد نیست که بزرگترین ستاره را در بین ستارگان کشف شده مشخص کند، چگونه می توانیم بگوییم کدام ستاره بزرگترین در جهان است؟ به گفته دانشمندان، تعداد ستارگان حتی در مرزهای جهان قابل مشاهده ده برابر بیشتر از تعداد دانه های شن در تمام سواحل جهان است. البته، حتی قوی ترین تلسکوپ های مدرن نیز می توانند بخش کوچک تری از آنها را ببینند. این واقعیت که بزرگترین ستارگان را می توان با درخشندگی آنها متمایز کرد در جستجوی "رهبر ستاره ای" کمکی نمی کند. روشنایی آنها هر چه باشد، هنگام رصد کهکشان های دور از بین می رود. علاوه بر این، همانطور که قبلا ذکر شد، درخشان ترین ستاره ها بزرگترین نیستند (به عنوان مثال R136).

همچنین به یاد داشته باشید که هنگام رصد یک ستاره بزرگ در یک کهکشان دور، ما در واقع "شبح" آن را خواهیم دید. بنابراین، یافتن بزرگترین ستاره در جهان کار آسانی نیست، جستجوهای آن به سادگی بی معنی خواهد بود.

ابرغول ها

اگر بزرگترین ستاره عملاً غیرممکن است، شاید ارزش آن را داشته باشد که از نظر نظری آن را توسعه دهیم؟ یعنی حد معینی پیدا کنیم که بعد از آن وجود ستاره دیگر ستاره نباشد. با این حال، حتی در اینجا، علم مدرن با مشکل مواجه است. مدل تئوریک کنونی تکامل و فیزیک ستارگان چیز زیادی از آنچه در واقع وجود دارد و در تلسکوپ ها مشاهده می شود را توضیح نمی دهد. نمونه ای از آن هیپرغول ها هستند.

اخترشناسان بارها مجبور شده‌اند تا حد مجاز جرم ستاره‌ها را بالا ببرند. این محدودیت برای اولین بار در سال 1924 توسط اخترفیزیکدان انگلیسی آرتور ادینگتون معرفی شد. با به دست آوردن وابستگی مکعبی درخشندگی ستارگان به جرم آنها. ادینگتون متوجه شد که یک ستاره نمی تواند به طور نامحدود جرم جمع کند. روشنایی سریعتر از جرم افزایش می یابد و دیر یا زود این منجر به نقض تعادل هیدرواستاتیک می شود. فشار نور افزایش روشنایی به معنای واقعی کلمه لایه های بیرونی ستاره را از بین می برد. حد محاسبه شده توسط ادینگتون 65 جرم خورشید بود. متعاقباً، اخترفیزیکدانان محاسبات او را با افزودن اجزای نامشخص به آنها و استفاده از رایانه های قدرتمند اصلاح کردند. بنابراین حد نظری مدرن برای جرم ستارگان 150 جرم خورشید است. حالا به یاد داشته باشید که جرم R136a1 برابر با 265 جرم خورشید است که تقریباً دو برابر حد تئوری است!

R136a1 پرجرم ترین ستاره ای است که امروزه شناخته شده است. علاوه بر آن، چندین ستاره دیگر نیز دارای جرم قابل توجهی هستند که تعداد آنها در کهکشان ما با انگشتان دست قابل شمارش است. چنین ستاره هایی ابرغول نامیده می شوند. توجه داشته باشید که R136a1 بسیار کوچکتر از ستارگانی است که به نظر می رسد در کلاس باید در زیر آن قرار داشته باشند - به عنوان مثال، UY Shield فوق العاده. این به این دلیل است که ابرغول ها نه بزرگترین، بلکه پرجرم ترین ستارگان نامیده می شوند. برای چنین ستارگانی، یک کلاس جداگانه در نمودار طیف-درخشندگی (O) ایجاد شد که در بالای کلاس ابرغول ها (Ia) قرار دارد. نوار اولیه دقیق برای جرم یک ابرغول مشخص نشده است، اما، به عنوان یک قاعده، جرم آنها بیش از 100 جرم خورشیدی است. هیچ یک از بزرگترین ستاره های "ده بزرگ" از این محدودیت ها کوتاه نمی آیند.

بن بست نظری

علم مدرن نمی تواند ماهیت وجود ستارگانی را توضیح دهد که جرم آنها بیش از 150 جرم خورشید است. این سوال را مطرح می‌کند که اگر شعاع یک ستاره، بر خلاف جرم، خود یک مفهوم مبهم باشد، چگونه می‌توان حد نظری اندازه ستاره‌ها را تعیین کرد.

بیایید این واقعیت را در نظر بگیریم که دقیقاً مشخص نیست که ستارگان نسل اول چه بوده اند و در روند تکامل بیشتر کیهان چه خواهند بود. تغییر در ترکیب، فلزی بودن ستاره ها می تواند منجر به تغییرات اساسی در ساختار آنها شود. اخترفیزیکدانان تنها باید شگفتی هایی را درک کنند که با مشاهدات بیشتر و تحقیقات نظری به آنها ارائه خواهد شد. این کاملاً ممکن است که UY Shield ممکن است یک خرده واقعی در برابر پس زمینه یک "پادشاه ستاره" فرضی باشد که در جایی می درخشد یا در دورترین نقاط جهان ما خواهد درخشید.

برای قرن‌های متمادی، میلیون‌ها چشم انسان با شروع شب، نگاه خود را به سمت بالا - به سمت نورهای اسرارآمیز در آسمان - به ستاره‌های کیهان ما معطوف می‌کنند. مردم باستان چهره های مختلفی از حیوانات و انسان ها را در خوشه های ستارگان می دیدند و هر کدام داستان خود را خلق می کردند. بعدها، چنین خوشه هایی شروع به نامیدن صورت فلکی کردند. تا به امروز، اخترشناسان 88 صورت فلکی را شناسایی کرده‌اند که آسمان پرستاره را به مناطق خاصی تقسیم می‌کنند، که توسط آن‌ها می‌توانید حرکت کنید و مکان ستارگان را تعیین کنید.

آیا بزرگترین ستاره کل کیهان را می شناسید؟

ستاره VY Canis Majoris، واقع در صورت فلکی Canis Major، بزرگترین نماینده جهان ستاره ای است. این ستاره در حال حاضر بزرگترین ستاره در جهان است. این ستاره در فاصله 5 هزار سال نوری از منظومه شمسی قرار دارد. قطر این ستاره 2.9 میلیارد کیلومتر است.

در جهان ما، پرشمارترین اشیایی که چشم انسان قابل دسترسی است دقیقاً ستارگان هستند. آنها منبع نور و انرژی برای کل منظومه شمسی هستند. آنها همچنین عناصر سنگین لازم برای منشا حیات را ایجاد می کنند. و بدون ستاره های کیهان هیچ حیاتی وجود نخواهد داشت، زیرا خورشید انرژی خود را تقریباً به تمام موجودات زنده روی زمین می دهد. سطح سیاره ما را گرم می کند، بنابراین یک واحه گرم و پر از حیات در میان منجمدهای همیشگی فضا ایجاد می کند. درجه درخشندگی یک ستاره در جهان با اندازه آن تعیین می شود.

اما همه ستارگان جهان آنقدر بزرگ نیستند. ستاره های به اصطلاح کوتوله نیز وجود دارند.

اندازه های مقایسه ای ستاره ها

ستاره شناسان قدر ستارگان را بر اساس مقیاسی ارزیابی می کنند که بر اساس آن هر چه ستاره درخشان تر باشد، تعداد آن کمتر است. هر عدد بعدی به ستاره ای ده برابر کمتر از ستاره قبلی مربوط می شود. درخشان ترین ستاره در آسمان شب در جهان، سیریوس است. قدر ظاهری آن -1.46 است، یعنی 15 برابر درخشان تر از یک ستاره با قدر صفر است.

ستاره هایی با قدر 8 یا بیشتر را نمی توان با چشم غیر مسلح دید. ستارگان نیز بر اساس رنگ به دسته های طیفی تقسیم می شوند که دمای آنها را نشان می دهد. کلاس های زیر از ستارگان در جهان وجود دارد: O، B، A، F، G، K، و M. کلاس O مربوط به داغ ترین ستاره های جهان - آبی است. سردترین ستاره ها متعلق به کلاس M هستند، رنگ آنها قرمز است.

طبقات طیفی ستارگان کیهان
کلاس O - 30000-60000K آبی
کلاس B - 10 000-30 000K سفید-آبی
کلاس A - 7500-10 000K سفید
کلاس F - 6000-7500K زرد-سفید
کلاس G - 5000-6000K زرد
کلاس K - 3500-5000K نارنجی
کلاس M - 2000-3500K قرمز

برخلاف تصور رایج، شایان ذکر است که ستارگان جهان در واقع چشمک نمی زنند. این فقط یک توهم نوری است - نتیجه تداخل جوی. اثر مشابهی را می توان در یک روز گرم تابستان، با نگاه کردن به آسفالت یا بتن داغ مشاهده کرد. هوای گرم بالا می‌آید و انگار از شیشه‌های لرزان نگاه می‌کنید. همین فرآیند باعث ایجاد توهم چشمک زدن ستاره ها می شود. هر چه ستاره به زمین نزدیکتر باشد، بیشتر «سوسو می‌زند» زیرا نور آن از لایه‌های متراکم‌تر جو عبور می‌کند.

مرکز هسته ای ستارگان کیهان

یک ستاره در جهان یک کانون هسته ای غول پیکر است. واکنش هسته ای درون آن از طریق فرآیند همجوشی، هیدروژن را به هلیوم تبدیل می کند، بنابراین ستاره انرژی خود را به دست می آورد. هسته های اتمی هیدروژن با یک پروتون ترکیب می شوند و اتم های هلیوم را با دو پروتون تشکیل می دهند. هسته یک اتم هیدروژن معمولی فقط یک پروتون دارد. دو ایزوتوپ هیدروژن نیز حاوی یک پروتون هستند، اما نوترون نیز دارند. دوتریوم یک نوترون دارد در حالی که تریتیوم دو نوترون دارد. در اعماق یک ستاره، یک اتم دوتریوم با یک اتم تریتیوم ترکیب می شود و یک اتم هلیوم و یک نوترون آزاد را تشکیل می دهد. در نتیجه این فرآیند طولانی مقدار زیادی انرژی آزاد می شود.

برای ستاره های دنباله اصلی، منبع اصلی انرژی واکنش های هسته ای شامل هیدروژن است: چرخه پروتون-پروتون، مشخصه ستارگان با جرم نزدیک به خورشید، و چرخه CNO، که فقط در ستارگان پرجرم و فقط در حضور ستاره ها رخ می دهد. کربن در ترکیب آنها در مراحل بعدی زندگی یک ستاره، واکنش‌های هسته‌ای می‌تواند با عناصر سنگین‌تر، تا آهن نیز انجام شود.

وقتی ذخایر هیدروژن یک ستاره تمام می شود، شروع به تبدیل هلیوم به اکسیژن و کربن می کند. اگر ستاره به اندازه کافی جرم داشته باشد، فرآیند تبدیل تا زمانی ادامه می یابد که کربن و اکسیژن نئون، سدیم، منیزیم، گوگرد و سیلیکون را تشکیل دهند. در نتیجه این عناصر به کلسیم، آهن، نیکل، کروم و مس تبدیل می شوند تا زمانی که هسته کاملاً فلزی شود. به محض اینکه این اتفاق بیفتد، واکنش هسته ای متوقف می شود، زیرا نقطه ذوب آهن بسیار بالا است. فشار گرانشی داخلی از فشار خارجی واکنش هسته ای بیشتر می شود و در نهایت ستاره فرو می ریزد. توسعه بیشتر رویدادها به جرم اولیه ستاره بستگی دارد.

انواع ستارگان در کیهان

دنباله اصلی دوره وجود ستارگان کیهان است که طی آن یک واکنش هسته ای در داخل آن رخ می دهد که طولانی ترین بخش از زندگی یک ستاره است. خورشید ما در حال حاضر در این دوره است. در این زمان، ستاره دچار نوسانات جزئی در روشنایی و دما می شود. مدت این دوره به جرم ستاره بستگی دارد. در ستارگان پرجرم، کوتاه‌تر و در ستارگان کوچک بلندتر است. ستارگان بسیار بزرگ سوخت داخلی کافی برای چند صد هزار سال دارند، در حالی که ستارگان کوچکی مانند خورشید برای میلیاردها سال خواهند درخشید. بزرگترین ستاره ها در طول دنباله اصلی به غول های آبی تبدیل می شوند.

غول سرخ

غول سرخ- این یک ستاره بزرگ مایل به قرمز یا نارنجی است. این نشان دهنده مرحله پایانی چرخه است، زمانی که عرضه هیدروژن به پایان می رسد و هلیم شروع به تبدیل به عناصر دیگر می کند. افزایش دمای داخلی هسته منجر به فروپاشی ستاره می شود. سطح بیرونی ستاره منبسط می شود و سرد می شود و باعث قرمز شدن ستاره می شود. غول های قرمز بسیار بزرگ هستند. اندازه آنها صد برابر بزرگتر از ستاره های معمولی است. بزرگترین غول ها به ابرغول قرمز تبدیل می شوند. ستاره ای به نام Betelgeuse در صورت فلکی شکارچی بارزترین نمونه از یک ابرغول سرخ است.

کوتوله سفید

کوتوله سفید- این چیزی است که از یک ستاره معمولی پس از عبور از مرحله یک غول سرخ باقی می ماند. وقتی سوخت یک ستاره تمام می شود، می تواند مقداری از ماده خود را به فضا رها کند و یک سحابی سیاره ای را تشکیل دهد. آنچه باقی می ماند هسته مرده است. واکنش هسته ای در آن امکان پذیر نیست. به دلیل انرژی باقیمانده می درخشد، اما دیر یا زود تمام می شود و سپس هسته سرد می شود و به یک کوتوله سیاه تبدیل می شود. کوتوله های سفید بسیار متراکم هستند. آنها از نظر اندازه بزرگتر از زمین نیستند، اما جرم آنها را می توان با جرم خورشید مقایسه کرد. اینها ستارگان فوق العاده داغی هستند که دمای آنها به 100000 درجه یا بیشتر می رسد.

کوتوله قهوه ای

کوتوله قهوه ایزیر ستاره نیز نامیده می شود. برخی از پیش ستاره ها در طول چرخه زندگی خود هرگز به جرم بحرانی برای شروع فرآیندهای هسته ای نمی رسند. اگر جرم یک پیش ستاره تنها 1/10 جرم خورشید باشد، تابش آن کوتاه مدت خواهد بود و پس از آن به سرعت محو می شود. آنچه باقی می ماند کوتوله قهوه ای است. این یک گلوله گازی عظیم است که برای سیاره بودن بزرگتر از آن و برای ستاره بودن آنقدر کوچک است. کوچکتر از خورشید، اما چندین برابر بزرگتر از مشتری است. کوتوله های قهوه ای نه نور منتشر می کنند و نه گرما. این فقط یک لخته تاریک از ماده است که در وسعت جهان وجود دارد.

قیفوس

قیفوسستاره ای با درخشندگی متغیر است که سیکل ضربان آن بسته به تنوع ستاره متغیر از چند ثانیه تا چندین سال متغیر است. قیفاووس معمولاً در آغاز زندگی و در پایان آن درخشندگی خود را تغییر می دهند. آنها درونی (تغییر درخشندگی به دلیل فرآیندهای درون ستاره) و خارجی هستند، تغییر روشنایی به دلیل عوامل خارجی، مانند تأثیر مدار نزدیکترین ستاره. به این سیستم دوگانه نیز می گویند.

دو ستاره

بسیاری از ستارگان در کیهان بخشی از منظومه های ستاره ای بزرگ هستند. ستارگان دوتایی منظومه ای متشکل از دو ستاره هستند که به صورت گرانشی به یکدیگر متصل شده اند. آنها در مدارهای بسته حول یک مرکز جرم می چرخند. ثابت شده است که نیمی از ستارگان کهکشان ما دارای یک جفت هستند. از نظر بصری، ستارگان جفت مانند دو ستاره مجزا به نظر می رسند. آنها را می توان با تغییر خطوط طیف (اثر داپلر) تعیین کرد. در کسوف دوتایی، ستارگان به طور متناوب از یکدیگر دورتر می شوند، زیرا مدار آنها در زاویه کوچکی نسبت به خط دید قرار دارد.

چرخه زندگی ستارگان کیهان
ستاره ای در جهان زندگی خود را به صورت ابری از غبار و گاز به نام سحابی آغاز می کند. گرانش یک ستاره نزدیک یا موج انفجار یک ابرنواختر می تواند باعث فروپاشی سحابی شود. عناصر ابر گازی در ناحیه ای متراکم به نام پیش ستاره به هم می پیوندند. در نتیجه فشرده سازی بعدی، پیش ستاره گرم می شود. در نتیجه به جرم بحرانی می رسد و فرآیند هسته ای آغاز می شود. به تدریج ستاره تمام مراحل وجودی خود را طی می کند. اولین مرحله (هسته ای) زندگی یک ستاره طولانی ترین و پایدارترین مرحله است. طول عمر یک ستاره به اندازه آن بستگی دارد. ستارگان بزرگ سوخت زندگی خود را سریعتر مصرف می کنند. چرخه زندگی آنها نمی تواند بیش از چند صد هزار سال طول بکشد. اما ستاره‌های کوچک میلیاردها سال عمر می‌کنند، زیرا انرژی خود را کندتر خرج می‌کنند.

تکامل ستاره
اما به هر حال، دیر یا زود، سوخت ستاره ها تمام می شود و سپس یک ستاره کوچک به یک غول سرخ تبدیل می شود و یک ستاره بزرگ به یک ابرغول سرخ. این مرحله تا پایان کامل سوخت ادامه خواهد داشت. در این لحظه حساس، فشار داخلی واکنش هسته ای ضعیف می شود و دیگر قادر به متعادل کردن نیروی گرانش نخواهد بود و در نتیجه ستاره فرو می ریزد. سپس ستاره های کوچک جهان، به عنوان یک قاعده، به یک سحابی سیاره ای با یک هسته درخشان درخشان، به نام کوتوله سفید، تناسخ می یابند. با گذشت زمان، سرد می شود و به یک لخته تاریک ماده تبدیل می شود - یک کوتوله سیاه.

برای ستاره های بزرگ، همه چیز کمی متفاوت است. در طول فروپاشی، آنها مقدار باورنکردنی انرژی آزاد می کنند و یک انفجار قدرتمند باعث تولد یک ابرنواختر می شود. اگر قدر آن 1.4 قدر خورشید باشد، متأسفانه هسته نمی تواند موجودیت خود را حفظ کند و پس از فروپاشی بعدی، ابرنواختر به یک ستاره نوترونی تبدیل می شود. ماده درونی ستاره به حدی کوچک می شود که اتم ها پوسته متراکمی متشکل از نوترون ها را تشکیل می دهند. اگر قدر ستاره سه برابر بیشتر از مقدار خورشید باشد، فروپاشی به سادگی آن را از بین می برد، آن را از روی کیهان پاک می کند. تنها چیزی که از آن باقی می ماند یک مکان گرانشی قوی است که به آن سیاهچاله لقب گرفته است.

سحابی به جا مانده از ستاره کیهان می تواند در طول میلیون ها سال گسترش یابد. در پایان، تحت تأثیر گرانش یک نزدیک یا موج انفجار یک ابرنواختر قرار می گیرد و همه چیز دوباره تکرار می شود. این فرآیند در سراسر جهان رخ خواهد داد - یک چرخه بی پایان از زندگی، مرگ و تولد دوباره. نتیجه این تکامل ستاره ای، تشکیل عناصر سنگین لازم برای حیات است. منظومه شمسی ما از نسل دوم یا سوم سحابی آمده است و به همین دلیل، عناصر سنگین روی زمین و سیارات دیگر وجود دارد. و این بدان معنی است که در هر یک از ما ذرات ستاره وجود دارد. تمام اتم های بدن ما در کانون اتمی یا در نتیجه انفجار مخرب یک ابرنواختر متولد شده اند.

فهرست درخشان ترین ستاره های قابل مشاهده از زمین

سیریوس

ستاره سیریوس یا آلفا کنیس ماژور درخشان ترین ستاره صورت فلکی سگ بزرگ است. سیریوس با قدر ظاهری 1.46- درخشان ترین ستاره آسمان (به غیر از خورشید) است. قدر مطلق آن 1.45 است و در فاصله 8.6 سال نوری قرار دارد.

سیریوس دارای نوع طیفی A1Vm، دمای سطح 9940 درجه کلوین و درخشندگی 25 برابر خورشید است. جرم سیریوس 2.02 جرم خورشید است، قطر آن 1.7 برابر بیشتر از خورشید است.

تصویر بالا عکس فشرده نشده ای از ستاره سیریوس (شمال بالا) را نشان می دهد که با اختر نگار تاکاهاشی E-180 گرفته شده است.

سیریوس در واقع یک سیستم ستاره ای دوتایی است که از یک ستاره دنباله اصلی به نام سیریوس A (نوع طیفی A1Vm) و یک کوتوله سفید ضعیف (نوع طیفی DA2) به نام سیریوس B تشکیل شده است. فاصله بین سیریوس A و همراهش بین 8.1 تا 31.5 واحد نجومی است. . ستاره سیریوس به دلیل درخشندگی ذاتی بالا و نزدیکی به زمین بسیار درخشان است. منظومه سیریوس که در فاصله 8.6 سال نوری (2.6 پارسک) از ما قرار دارد، یکی از نزدیک ترین همسایگان زمین است. برای نیمکره شمالی، بین 30 تا 73 درجه عرض جغرافیایی مشاهده می شود. سیریوس نزدیکترین ستاره به ما است که با چشم غیر مسلح دیده می شود. اگرچه سیریوس 25 برابر درخشانتر از خورشید است، اما درخشندگی آن بسیار کمتر از سایر ستارگان درخشان مانند Canopus، Deneb و Rigel است.

سیستم سیریوس حدود 200 تا 300 میلیون سال قدمت دارد. در ابتدا، این منظومه از دو ستاره آبی درخشان تشکیل شده بود. Sirius B پرجرم تر، با مصرف منابع خود، به یک غول قرمز تبدیل شد، پس از آن لایه های بیرونی خود را بیرون ریخت و حدود 120 میلیون سال پیش به یک کوتوله سفید تبدیل شد. سیریوس در زبان عامیانه به عنوان "ستاره سگ" شناخته می شود که نشان دهنده تعلق او به صورت فلکی سگ بزرگ است. طلوع خورشید سیریوس نشانگر سیل نیل در مصر باستان بود. نام سیریوس از یونان باستان "درخشنده" یا "گرم" گرفته شده است.

کانوپوس

ستاره Canopus یا آلفا کارینا درخشان ترین ستاره صورت فلکی کارینا است. با قدر ظاهری 0.72-، Canopus دومین ستاره درخشان در آسمان است. قدر مطلق آن -5.53 است و 310 سال نوری از ما فاصله دارد.

Canopus دارای کلاس طیفی A9II، دمای سطح 7350 درجه کلوین و درخشندگی 13600 برابر خورشید است. جرم ستاره Canopus 8.5 جرم خورشید و قطر آن 65 برابر خورشید است.

تصویر بالا عکس فشرده نشده ای از ستاره کانوپوس (شمال بالا) را نشان می دهد که با اختر نگار تاکاهاشی E-180 گرفته شده است.

Canopus یک ابرغول کلاس طیفی F است و وقتی با چشم غیر مسلح دیده شود سفید است. Canopus با درخشندگی 13600 برابر خورشید، در واقع درخشان ترین ستاره است که تا 700 سال نوری از منظومه شمسی فاصله دارد. اگر Canopus در فاصله 1 واحد نجومی (فاصله زمین تا خورشید) قرار داشت، قدر ظاهری آن 37- (برای خورشید - 26.72) بود.

قطر ستاره Canopus 0.6 AU یا 65 برابر قطر خورشید است. اگر Canopus در مرکز منظومه شمسی قرار داشت، لبه‌های بیرونی آن سه چهارم مسیر تا عطارد را امتداد می‌دادند. زمین باید به فاصله سه برابر مدار پلوتو برداشته می شد تا کانوپوس درست مانند خورشید ما در آسمان نگاه کند.

Canopus منبع قوی اشعه ایکس است که احتمالاً توسط تاج آن تولید می شود و تا 15 میلیون درجه کلوین گرم می شود. عضوی از گروه ستارگان عقرب- قنطورس است که منشأ مشترکی دارند.

آرکتوروس

ستاره Arcturus یا Alpha Bootes درخشان ترین ستاره صورت فلکی چکمه ها است. آرکتروس با قدر ظاهری 0.04- چهارمین ستاره درخشان در آسمان است. قدر مطلق آن -0.3 است و 34 سال نوری از ما فاصله دارد.

ستاره Arcturus دارای نوع طیفی K1.5IIIp، دمای سطحی 4300 درجه کلوین و درخشندگی 210 برابر خورشید است. جرم آن 1.1 جرم خورشید و قطر آن 26 قطر خورشید است.

تصویر بالا یک عکس فشرده نشده از ستاره آرکتوروس (شمال بالا) را نشان می دهد که با اختر نگار تاکاهاشی E-180 گرفته شده است.

Arcturus در هر دو نیمکره در آسمان قابل مشاهده است، زیرا در کمتر از 20 درجه شمال استوای سماوی قرار دارد. این ستاره در نیمه شب 30 آوریل به اوج خود می رسد. یک راه آسان برای یافتن ستاره آرکتوروس وجود دارد. فقط باید از دسته سطل دب اکبر پیروی کرد. با ادامه در این مسیر می توان اسپیکا را پیدا کرد. Arcturus ستاره ابر بین ستاره ای محلی است.

Arcturus یک غول نارنجی از نوع طیفی K1.5IIIp است. "P" مخفف "گسیل استثنایی" است که نشان می دهد طیف نوری که از ستاره می آید غیرعادی و پر از خطوط نشر است. این پدیده در میان غول‌های قرمز زیاد رایج نیست، اما برای ستاره آرکتوروس معمول است. این ستاره از نظر بصری حداقل 110 برابر درخشان‌تر از خورشید است، و این واقعیت را در نظر نمی‌گیرد که ستاره مقدار زیادی نور در مادون قرمز ساطع می‌کند. قدرت کل (بولومتریک) 180 برابر بیشتر از خورشید است.

Arcturus به دلیل سرعت بالای حرکت خود قابل توجه است. سرعت آن از هر ستاره قدر اول در مجاورت، به جز آلفا قنطورس، بیشتر است. ستاره Arcturus در مقایسه با منظومه شمسی سریع (122 کیلومتر بر ثانیه) حرکت می کند و در حال حاضر تقریباً در نزدیکترین نقطه خود به خورشید قرار دارد. 4000 سال دیگر طول می کشد تا این ستاره چند صدم سال نوری نسبت به امروز به زمین نزدیک شود. Arcturus یک ستاره قدیمی محسوب می شود و با گروهی متشکل از 52 ستاره مشابه دیگر حرکت می کند. این حرکت به جریان آرکتوروس معروف است. تعیین جرم آن دشوار است، اما احتمالاً جرم آن 1.1 خورشید است.

وگا

ستاره Vega یا Alpha Lyrae درخشان ترین ستاره صورت فلکی Lyrae است. وگا با قدر ظاهری 0.03 پنجمین ستاره درخشان در آسمان است. مقدار مطلق آن 0.6 است، فاصله از زمین 25 سال نوری است.

وگا دارای یک نوع طیفی A0Va، دمای سطح 9600 درجه کلوین، و درخشندگی آن 37 برابر خورشید است. جرم ستاره 2.1 جرم خورشید است، قطر آن 2.3 برابر خورشید است.

تصویر بالا یک عکس فشرده نشده از ستاره Vega (شمال بالا) را نشان می دهد که با اختر نگار E-180 تاکاهاشی گرفته شده است.

وگا یک ستاره نسبتا نزدیک است که در فاصله 25 سال نوری از زمین قرار دارد. این ستاره همراه با آرکتوروس و سیریوس یکی از درخشان ترین ستاره های مجاور خورشید است. Vega یکی از رئوس مثلث تابستانی به همراه Deneb و Altair است. از آنجایی که در بالای آسمان قرار دارد، در طول ماه های تابستان به وضوح قابل مشاهده است.

Vega دارای یک نوع طیفی A0Va است که آن را به یک ستاره دنباله اصلی سفید با رنگ مایل به آبی تبدیل می کند. در حال حاضر سن آن 455 میلیون سال تخمین زده می شود. وگا تنها یک دهم سن خورشید است، اما با توجه به اینکه جرم آن 2.1 برابر جرم آن است، طول عمر تخمینی آن نیز تنها یک دهم خورشید خواهد بود. هر دو ستاره اکنون به اواسط زندگی رسیده اند. وگا دارای فراوانی کمی از عناصر با عدد اتمی بیشتر از هلیوم است.

همچنین فرض بر این است که وگا یک ستاره متغیر است که بر اساس قدر کمی متفاوت است. این بسیار سریع می چرخد، در حالی که سرعت در استوا به 274 کیلومتر در ثانیه می رسد. این امر باعث می شود که استوا تحت تأثیر نیروی گریز از مرکز به بیرون برآمده و در نتیجه دما در سراسر فتوسفر ستاره تغییر کند و در قطب ها به حداکثر می رسد. از روی زمین، وگا از یکی از این قطب ها مشاهده می شود.

بر اساس مشاهده بیش از حد تشعشعات فروسرخ، وگا احتمالاً یک صفحه گرد و غبار دور ستاره ای دارد. این گرد و غبار که حاصل برخورد بین اجسام است، یک قرص مداری از زباله ها را تشکیل می دهد که شبیه کمربند کویپر در منظومه شمسی است. ستارگانی که تابش مادون قرمز بیش از حد دارند، ستاره های نوع وگا نامیده می شوند. ناپایداری دیسک وگا نیز حاکی از حضور حداقل یک سیاره به اندازه مشتری است.

وگا تا سال 12000 قبل از میلاد ستاره قطب شمال بود. و پس از 13700 شمسی چنین خواهد بود. وگا اولین ستاره ای (پس از خورشید) بود که از آن عکس گرفته شد و اولین ستاره ای بود که طیف آن ثبت شد. او همچنین یکی از اولین ستارگانی بود که فاصله آنها با اندازه گیری اختلاف منظر تخمین زده شد.

نمازخانه

ستاره Capella یا Alpha Aurigae درخشان ترین ستاره صورت فلکی Auriga است. با قدر ظاهری 0.08، Capella ششمین ستاره درخشان در آسمان است. مقدار مطلق آن 0.5- و فاصله آن از زمین 41 سال نوری است.

این کلیسا دارای نوع طیفی G6III + G2III، دمای سطح 4940 درجه کلوین، و درخشندگی آن 79 برابر بیشتر از خورشید است. جرم ستاره 2.69 جرم خورشید است و قطر آن 12 برابر بیشتر از خورشید است.

تصویر بالا عکس فشرده نشده ای از ستاره Capella (شمال بالا) را نشان می دهد که با اخترشناس تاکاهاشی E-180 گرفته شده است.

اگرچه، با چشم غیرمسلح، Capella یک ستاره منفرد به نظر می رسد، اما در واقع از دو جفت دوتایی تشکیل شده است. جفت اول از دو ستاره غول پیکر درخشان از نوع G با شعاع 10 برابر بیشتر از خورشید تشکیل شده است و در ارتباط نزدیکی هستند. تصور می شود که این ستاره ها در راه تبدیل شدن به غول های سرخ هستند.

اولین ستاره دارای دمای سطحی در حدود 4900 کلوین، شعاع 12 برابر خورشید، جرم 2.7 خورشیدی و درخشندگی 79 برابر خورشید است. دمای سطح ستاره دوم حدود 5700 کلوین، شعاع برابر با 9 شعاع خورشیدی، جرم 2.6 خورشیدی، و درخشندگی 78 برابر خورشید است. اگرچه ستاره اولیه در تمام طول موج‌ها درخشان‌تر است، اما در نور مرئی کم‌نورتر به نظر می‌رسد، با قدر ظاهری تقریباً 0.91 در مقایسه با قدر ظاهری 0.76.

جفت باینری دوم از دو کوتوله قرمز کم نور، کوچک و نسبتا سرد تشکیل شده است. این جفت در فاصله 10000 واحد نجومی (100 میلیون کیلومتر) قرار دارد و دوره مداری آن حدود 104 روز است. ظاهراً ستارگان در طول زندگی خود ستارگان دنباله اصلی طیفی کلاس A بودند، اما در حال حاضر در حال انبساط، سرد شدن و تبدیل شدن به غول های قرمز هستند. این فرآیند چند میلیون سال دیگر برای آنها طول خواهد کشید.

ریگل

ستاره Rigel یا Beta Orionis درخشان ترین ستاره صورت فلکی شکارچی است. ریگل با قدر ظاهری 0.12 هفتمین ستاره درخشان در آسمان است. قدر مطلق آن -7 است و در فاصله 870 سال نوری از ما قرار دارد.

ریگل دارای کلاس طیفی B8Iae، دمای سطحی 11000 کلوین و درخشندگی آن 66000 برابر بیشتر از خورشید است. جرم این ستاره 17 جرم خورشیدی و قطر آن 78 برابر خورشید است.

تصویر بالا یک عکس فشرده نشده از ستاره ریگل (شمال به بالا) را نشان می دهد که با اختر نگار تاکاهاشی E-180 گرفته شده است.

ریگل درخشان ترین ستاره در منطقه محلی ما در کهکشان راه شیری است. این ستاره به حدی درخشان است که وقتی از فاصله یک واحد نجومی (فاصله زمین تا خورشید) مشاهده شود، به صورت یک توپ بسیار درخشان با قطر زاویه ای 35 درجه و قدر ظاهری 38- می درخشد. جریان برق در این فاصله مانند قوس جوش از فاصله چند میلی متری خواهد بود. هر جسمی به این نزدیکی توسط باد شدید ستاره ای تبخیر می شود.

ریگل در حال حاضر در حال عبور از ناحیه سحابی است. در نتیجه، ستاره چندین ابر غبار واقع در نزدیکی خود را روشن می کند. برجسته ترین آنها IC 2118 (سحابی سر جادوگر) است. ریگل همچنین با سحابی شکارچی (M42) مرتبط است که کم و بیش در همان خط بصری ستاره قرار دارد، اگرچه تقریباً دو برابر دورتر از زمین قرار دارد.

ریگل یک ستاره دوتایی معروف است که اولین بار توسط واسیلی یاکولوویچ استروو در سال 1831 مشاهده شد. اگرچه Rigel B قدر نسبتاً ضعیفی دارد، اما نزدیکی آن به Rigel A که 500 برابر روشن‌تر است، آن را به یکی از اهداف منجمان آماتور تبدیل می‌کند. بر اساس محاسبات، Rigel B در فاصله 2200 واحد نجومی از ریگل A حذف می شود. به دلیل فاصله بسیار زیاد بین آنها، هیچ نشانه ای از حرکت مداری وجود ندارد، اگرچه آنها حرکت مناسب یکسانی دارند.

Rigel B خود یک دوتایی طیف‌سنجی است که از دو ستاره دنباله اصلی تشکیل شده است که هر 9.8 روز به دور یک مرکز ثقل مشترک می‌چرخند. هر دو ستاره متعلق به کلاس طیفی B9V هستند.

ریگل یک ستاره متغیر است که در ابرغول ها رایج نیست، با دامنه قدر 0.03-0.3، هر 22-25 روز تغییر می کند.

پروسیون

ستاره Procyon یا Alpha Canis Minor درخشان ترین ستاره صورت فلکی Canis Minor است. پروسیون با قدر ظاهری 0.38 هشتمین ستاره درخشان در آسمان شب است. قدر مطلق آن 2.6 و فاصله تا زمین 11.4 سال نوری است.

پروسیون دارای یک نوع طیفی F5IV-V، دمای سطح 6650 درجه کلوین و درخشندگی 6.9 برابر بیشتر از خورشید است. جرم ستاره 1.4 برابر جرم خورشید و قطر آن 2 برابر است.

تصویر بالا عکس فشرده نشده ای از ستاره پروسیون (شمال بالا) را نشان می دهد که با اخترشناس تاکاهاشی E-180 گرفته شده است.

با چشم غیرمسلح، پروسیون مانند یک ستاره به نظر می رسد. در واقع، پروسیون یک سیستم ستاره ای دوتایی است که از یک دنباله اصلی کوتوله سفید (کلاس طیفی F5 IV-V) به نام پروسیون A و یک کوتوله سفید ضعیف (کلاس طیفی DA) به نام پروسیون B تشکیل شده است. پروسیون به دلیل درخشندگی آن چندان درخشان به نظر می رسد. ، اما به دلیل نزدیکی به خورشید. این سیستم در فاصله 11.46 سال نوری (3.51 پارسک) قرار دارد و یکی از نزدیکترین همسایگان ما است.

دمای سطح پروسیون A 6530 درجه کلوین تخمین زده می شود که به آن رنگ سفید می دهد. جرم پروسیون A 1.4 جرم خورشید است، شعاع آن برابر با دو شعاع خورشیدی است و درخشندگی آن 6.9 برابر بیشتر از خورشید است. پروسیون A نسبت به کلاس خود نسبتاً درخشان است، که به معنای تبدیل کامل هیدروژن به هلیوم در هسته آن است. در نهایت، ستاره شروع به بزرگ شدن و افزایش حجم خود از 80 به 150 برابر خواهد کرد. این باید طی 10 تا 100 میلیون سال اتفاق بیفتد.

مانند سیریوس B، پروسیون B نیز یک کوتوله سفید است که مدتها قبل از مشاهده به عنوان یک موجود جداگانه جدا شده است. وجود آن برای اولین بار توسط فردریش بسل در سال 1844 پیش بینی شد. اگرچه مشخصات مداری آن توسط آرتور اورز در سال 1862 محاسبه شد، پروسیون B تا سال 1896 از نظر بصری تایید نشد، زمانی که جان مارتین شیبرل آن را در مختصات پیش‌بینی‌شده با یک انکسارگر 36 اینچی در رصدخانه لیک مشاهده کرد.

با جرم 0.6 خورشیدی، پروسیون B به طور قابل توجهی جرم کمتری نسبت به سیریوس B دارد. با این حال، پروسیون B از نظر ساختاری بزرگتر از همسایه شناخته شده خود است، با شعاع تخمینی 8600 کیلومتر، در مقایسه با 5800 کیلومتر برای سیریوس B. دمای سطح. ستاره پروسیون B 7740 درجه کلوین است، که همچنین بسیار سردتر از سیریوس B است. این نشان دهنده جرم کمتر و سن بیشتر آن است. ستاره مولد پروسیون بی جرمی در حدود 2.5 جرم خورشید داشت و تقریباً 1.7 میلیارد سال پیش به پایان عمر خود رسید. به همین دلیل تصور می شود پروسیون A 2 میلیارد سال قدمت داشته باشد.

ستاره پروسیون به همراه سیریوس و بتلگز یکی از سه قله مثلث زمستانی را تشکیل می دهد.

بتلژوز

ستاره Betelgeuse یا Alpha Orionis دومین ستاره درخشان در صورت فلکی شکارچی است. با قدر ظاهری 0.5، Betelgeuse نهمین ستاره درخشان در آسمان شب است. قدر مطلق آن 14/5- و فاصله تا زمین 530 سال نوری است.

Betelgeuse دارای نوع طیفی M2Iab، دمای سطح 3500 درجه کلوین و درخشندگی 140000 برابر خورشید است. جرم این ستاره برابر با 18 جرم خورشیدی و قطر آن برابر با 1180 قطر خورشیدی است.

تصویر بالا یک عکس فشرده نشده از ستاره Betelgeuse (شمال بالا) را نشان می دهد که با اخترشناس E-180 تاکاهاشی گرفته شده است.

ابرغول سرخ بتلژوز یکی از بزرگترین و درخشان ترین ستاره های شناخته شده است. اگر در مرکز منظومه شمسی ما قرار داشت، سطح آن تمام قسمت داخلی منظومه شمسی (عطارد، زهره، زمین و مریخ) را می بلعد، از کمربند سیارکی فراتر می رفت و احتمالاً به مشتری می رسید. با این حال، با توجه به این واقعیت که فاصله بین ستاره و زمین در طول قرن گذشته در محدوده 180 تا 1300 سال نوری تغییر کرده است، محاسبه قطر و درخشندگی آن بسیار دشوار است. در حال حاضر تصور می‌شود که بتلژوز در فاصله 640 سال نوری از زمین قرار دارد که میانگین قدر مطلق آن در حدود -6.05 است.

در سال 1920 آلفا اوریونیس اولین ستاره (بعد از خورشید) شد که قطر زاویه ای آن اندازه گیری شد. از آن زمان، محققان از تعدادی تلسکوپ برای اندازه گیری این غول ستاره ای استفاده کرده اند که هر کدام دارای پارامترهای فنی متفاوتی بوده و اغلب نتایج متناقضی دارند. محدوده قابل مشاهده کنونی قطر ستاره از 0.043 تا 0.056 ثانیه است. این یک هدف متحرک واقعی است، زیرا ستاره Betelgeuse به طور دوره ای شکل خود را تغییر می دهد. بعلاوه، Betelgeuse دارای یک پوسته پیچیده و نامتقارن است که به دلیل از دست دادن عظیم جرم به دلیل فوران های عظیم گاز خارج شده از سطح ایجاد می شود. حتی شواهدی وجود دارد مبنی بر اینکه بتلژوز یک ستاره همدم دارد که به دور پوشش گازی آن می چرخد ​​و به رفتار غیرعادی ستاره کمک می کند.

اعتقاد بر این است که Betelgeuse تنها 10 میلیون سال سن دارد، اما به دلیل جرم زیادش به سرعت تکامل یافته است. به نظر می رسد این ستاره فراری از خوشه ستاره ای شکارچی OB1 باشد که شامل ستارگان نوع O و B در کمربند شکارچی (Alnitak، Alnilam و Mintaka) است. Betelgeuse در حال حاضر در مرحله تکاملی اواخر قرار دارد و انتظار می رود که در میلیون ها سال آینده به عنوان یک ابرنواختر نوع دوم منفجر شود.

با رنگ قرمز متمایز، این ستاره متغیر نیمه منظمی است که قدر ظاهری آن بین 0.2 و 1.2 متغیر است. ستاره گوشه سمت راست بالای مثلث زمستانی به همراه سیریوس و پروسیون است.

Betelgeuse به راحتی در آسمان شب قابل مشاهده است، زیرا در نزدیکی کمربند معروف جبار به نظر می رسد. در نیمکره شمالی، درست پس از غروب خورشید در ماه ژانویه، می توان آن را در شرق مشاهده کرد. در اواسط ماه مارس، این ستاره در جنوب در آسمان عصر ظاهر می شود و تقریباً برای همه مناطق مسکونی کره زمین قابل مشاهده است. در شهرهای بزرگ در نیمکره جنوبی (مانند سیدنی، بوئنوس آیرس و کیپ تاون)، ستاره تقریباً 49 درجه بالاتر از افق طلوع می کند.

Altair

ستاره Altair یا Alpha Aquila درخشان ترین ستاره صورت فلکی Aquila است. Altair با قدر ظاهری 0.77 دوازدهمین ستاره درخشان در آسمان شب است. قدر مطلق آن 2.3 و فاصله تا زمین 18 سال نوری است.

Altair دارای نوع طیفی A7Vn، دمای سطح 7500 درجه کلوین و درخشندگی 10.6 برابر خورشید است. جرم آن 1.79 جرم خورشید است و قطر آن 1.9 برابر بیشتر از خورشید است.

تصویر بالا یک عکس فشرده نشده از ستاره Altair (شمال بالا) را نشان می دهد که با اخترشناس E-180 تاکاهاشی گرفته شده است.

Altair که در فاصله 18 سال نوری (5.13 پارسک) از ما قرار دارد، یکی از نزدیک ترین ستاره هایی است که با چشم غیر مسلح قابل مشاهده است. این ستاره همراه با Beta Aquila و Tarazed، یک سلسله شناخته شده از ستاره ها را تشکیل می دهد که گاهی اوقات خانواده Aquila نامیده می شود. Altair به همراه Deneb و Vega یکی از رئوس مثلث تابستانی را تشکیل می دهد.

Altair یک ستاره دنباله اصلی نوع A است. سرعت چرخش فوق العاده بالایی دارد که در خط استوا به ۲۱۰ کیلومتر در ثانیه می رسد. بنابراین، یک دوره حدود 9 ساعت است. در مقام مقایسه، خورشید کمی بیش از 25 روز طول می کشد تا یک چرخش کامل را در استوا انجام دهد. این چرخش سریع باعث می شود Altair کمی صاف شود. قطر استوایی آن 20 درصد بزرگتر از قطر قطبی است.

آلدباران

ستاره آلدباران یا آلفا ثور درخشان ترین ستاره صورت فلکی ثور است. الدباران با قدر ظاهری 0.85 چهاردهمین ستاره درخشان آسمان شب است. قدر مطلق آن 0.3- و فاصله تا زمین 65 سال نوری است.

آلدباران دارای نوع طیفی K5III، دمای سطح 4010 درجه کلوین و درخشندگی 425 برابر خورشید است. جرم ستاره آلدباران 1.7 خورشید و قطر آن 44.2 برابر خورشید است.

تصویر بالا یک عکس فشرده نشده از ستاره Aldebaran (شمال بالا) را نشان می دهد که با اخترشناس E-180 تاکاهاشی گرفته شده است.

آلدباران غول نارنجی رنگی است که از خط اصلی سکانس هرتسسپرونگ-راسل حرکت کرده است. سوخت هیدروژن را در هسته خود تمام کرده و فرآیند همجوشی هیدروژن متوقف شده است. اگرچه هنوز به اندازه کافی برای ذوب هلیوم گرم نشده است، دمای هسته ستاره به دلیل فشار گرانشی به میزان قابل توجهی افزایش یافت و ستاره به قطر 44.2 خورشیدی منبسط شد و به ارزش 61 میلیون کیلومتر رسید. ماهواره Hipparcos فاصله تا ستاره را که 65 سال نوری (20.0 پارسک) است اندازه گیری کرد. Aldebaran یک ستاره LB کمی متغیر است. نوسانات آن در قدر ظاهری حدود 0.2 است.

الدباران یکی از ساده ترین ستارگانی است که در آسمان شب یافت می شود، تا حدی به دلیل درخشندگی آن و تا حدودی به دلیل موقعیت مکانی آن در رابطه با یکی از برجسته ترین ستاره های آسمان. اگر سه ستاره کمربند جبار را از چپ به راست (نیمکره شمالی) یا از راست به چپ (جنوب) دنبال کنید، اولین ستاره درخشانی که در طول این خط ادامه می دهید، آلدباران است.

آلدباران در میان اعضای گروه هیادس از خوشه های ستاره ای باز که "سر گاو" در صورت فلکی ثور را تشکیل می دهند، درخشان ترین است. با این حال، Aldebaran به طور اتفاقی در خط دید بین زمین و هیادس قرار گرفت. این خوشه ستاره ای در واقع دو برابر دورتر و در فاصله 150 سال نوری قرار دارد.

نام Aldebaran از عربی گرفته شده است و به معنای واقعی کلمه به عنوان "پیرو" ترجمه می شود، ظاهراً به این دلیل است که این ستاره درخشان به نظر می رسد به دنبال خوشه ستاره ای Pleiades یا هفت خواهران در آسمان شب است.

آنتارس

ستاره Antares یا Alpha Scorpii درخشان ترین ستاره صورت فلکی عقرب است. آنتارس با ستاره ظاهری 0.96 شانزدهمین ستاره درخشان در آسمان است. قدر مطلق آن 28/5- و فاصله آن از زمین 604 سال نوری است.

Antares دارای نوع طیفی M1.5Iab، دمای سطحی 3500 درجه کلوین و درخشندگی 65000 برابر خورشید است. جرم این ستاره 15.5 جرم خورشید است و قطر آن 800 برابر بیشتر از خورشید است.

تصویر بالا یک عکس فشرده نشده از ستاره Antares (شمال بالا) را نشان می دهد که با اختر نگار تاکاهاشی E-180 گرفته شده است.

آنتارس یک ابرغول است. اگر در مرکز منظومه شمسی قرار گیرد، سطح بیرونی آن بین مدار مریخ و مشتری قرار خواهد گرفت. بر اساس اندازه گیری های اختلاف منظر، آنتارس 550 سال نوری (170 پارسک) از زمین فاصله دارد. آنتارس دارای درخشندگی بصری 10000 برابر خورشید است، اما از آنجایی که ستاره مقدار قابل توجهی انرژی در مادون قرمز ساطع می کند، درخشندگی بولومتری آن 65000 برابر بیشتر از خورشید است. Antares نیز یک ستاره متغیر نامنظم (نوع LC) است که قدر ظاهری آن از 0.88 تا 1.16 متغیر است.

آنتارس در حدود 31 می هر سال در تقابل با خورشید قرار می گیرد. در این زمان، ستاره در طول شب قابل مشاهده است. حدود دو تا سه هفته قبل و بعد از 30 نوامبر، Antares در آسمان شب قابل مشاهده نیست، زیرا در تابش خیره کننده خورشید گم شده است. همراه با Aldebaran، Spica و Regulus، یکی از چهار ستاره درخشان است که در نزدیکی دایره البروج قرار دارد.

Antares یک ستاره همراه ثانویه به نام Antares B دارد که فاصله زاویه‌ای آن از 3.3 ثانیه در سال 1854 به 2.86 ثانیه در سال 1990 تغییر کرد. به طور کلی به دلیل تابش خیره کننده آنتارس A، دیدن این ستاره سخت است.

اسپیکا

ستاره اسپیکا یا آلفا باکره درخشان ترین ستاره صورت فلکی سنبله است. اسپیکا با قدر ظاهری 0.98 پانزدهمین ستاره درخشان در آسمان شب است. قدر مطلق آن 3.2- و فاصله تا زمین 262 سال نوری است.

اسپیکا دارای نوع طیفی B1V، دمای سطح 22400 درجه کلوین و درخشندگی 12100 برابر خورشید است. جرم آن به 10.3 جرم خورشید می رسد و قطر آن 7.4 قطر خورشیدی است.

تصویر بالا یک عکس فشرده نشده از ستاره اسپیکا (شمال بالا) را نشان می دهد که با اختر نگار تاکاهاشی E-180 گرفته شده است.

اسپیکا یک ستاره دوتایی نزدیک است که اجزای آن هر چهار روز یک بار به دور یک مرکز جرم مشترک می چرخند. آنها به اندازه ای نزدیک به یکدیگر قرار دارند که نمی توان آنها را در تلسکوپ به عنوان دو ستاره مجزا دید. تغییرات در حرکت مداری این جفت منجر به تغییر داپلر در خطوط جذب طیف مربوطه آنها می شود و آنها را به یک جفت دوتایی طیفی تبدیل می کند. پارامترهای مداری برای این سیستم ابتدا با استفاده از اندازه‌گیری‌های طیف‌سنجی استخراج شدند.

ستاره اصلی دارای یک نوع طیفی B1 III-IV است. کلاس درخشندگی با طیف ستاره که بین یک زیرغول و یک ستاره غول پیکر قرار دارد مطابقت ندارد و دیگر یک ستاره دنباله اصلی نوع B نیست. این ستاره پرجرم با جرم ۱۰ برابر خورشید و هفت برابر شعاع خورشید است. درخشندگی کل این ستاره 12100 برابر خورشید و هشت برابر همدمش است. ستاره اولیه این جفت یکی از نزدیکترین ستارگان به خورشید است که جرم کافی برای پایان دادن به زندگی خود در انفجار ابرنواختر نوع دوم دارد.

ستاره میزبان به عنوان یک ستاره متغیر از نوع Beta Cephei طبقه بندی می شود که درخشندگی آن هر روز با مقدار 0.1738 تغییر می کند. این طیف تغییر سرعت شعاعی را با دوره مشابه نشان می دهد، که نشان می دهد سطح ستاره به طور منظم در حال تپش است. این ستاره به سرعت در حال چرخش است. سرعت چرخش در طول استوا 199 کیلومتر بر ثانیه است.

ستاره ثانویه این منظومه یکی از معدود ستارگانی است که در آن اثر استرووه-سهاده مشاهده می شود. این یک تغییر غیرعادی در قدرت خطوط طیفی در طول یک مدار است، جایی که خطوط با دور شدن ستاره از ناظر ضعیف‌تر می‌شوند. این ستاره کوچکتر از ستاره اصلی است. جرم آن هفت برابر خورشید و شعاع ستاره 3.6 برابر شعاع خورشید است. این ستاره دارای یک نوع طیفی B2 V است که آن را به یک ستاره دنباله اصلی تبدیل می کند.

Spica یک متغیر بیضی شکل است که در آن ستارگان توسط نیروی گرانشی اعوجاج می‌یابند. این اثر باعث تغییر قدر ظاهری ستاره ای منظومه ستاره ای با مقداری برابر با 0.03 در هر بازه زمانی می شود که مربوط به دوره مداری است. این کاهش کوچک در اندازه به سختی از نظر بصری قابل توجه است. سرعت چرخش هر دو ستاره سریعتر از دوره مداری آنهاست. این عدم هماهنگی و بیضی بودن زیاد مدار آنها ممکن است نشان دهد که این منظومه ستاره ای جوان است. با گذشت زمان، تعامل جزر و مدی متقابل این جفت می‌تواند منجر به همگام‌سازی چرخشی و چرخه‌سازی مدار شود.

پولوکس

ستاره پولوکس یا بتا جوزا درخشان ترین ستاره صورت فلکی جوزا است. پولوکس با قدر ظاهری 1.14 هفدهمین ستاره درخشان در آسمان است. قدر مطلق آن 0.7 و فاصله آن تا زمین 40 سال نوری است.

Pollux دارای نوع طیفی K0IIIb، دمای سطح 4865 درجه کلوین و درخشندگی 32 برابر خورشید است. جرم آن 1.86 جرم خورشید است و قطر آن 8 برابر بیشتر از خورشید است.

تصویر بالا یک عکس فشرده نشده از ستاره پولوکس (شمال بالا) را نشان می دهد که با اختر نگار E-180 تاکاهاشی گرفته شده است.

ستاره‌های دوقلوی کاستور و پولوکس در شب‌های بهار شمالی بهتر دیده می‌شوند. بر خلاف دوقلوهای واقعی، کاستور و پولوکس اشتراکات کمی دارند. کرچک یک ستاره چهارگانه سفید است که از اجزای سفید نسبتاً نزدیک (کلاس طیفی A) تشکیل شده است، در حالی که پولوکس یک غول سرد نارنجی است (کلاس طیفی K0IIIb).

جفت شدن نزدیک با Castor رنگ روشن تری به Pollux می دهد. ستاره ای که در فاصله 34 سال نوری از ما قرار دارد دارای درخشندگی کلی 46 برابر خورشید است. Pollux با دمای سرد (4770 درجه کلوین) و قطر 10 برابر خورشید، کوچکتر از بسیاری از عموزاده های غول پیکر خنک خود و تنها یک چهارم قطر آلدباران است. در هسته عمیق آن، فرآیند همجوشی هیدروژن به هلیوم اتفاق می افتد که برای اکثر غول های قرمز معمول است. این ستاره اشعه ایکس ساطع می کند و به نظر می رسد که یک تاج مغناطیسی دارد.

در سال 2006، یک سیاره فراخورشیدی کشف شد که به دور پولوکس می چرخد ​​و آن را به درخشان ترین ستاره آسمان با یک سیاره فراخورشیدی شناخته شده تبدیل می کند. این سیاره با جرمی حداقل 2.9 برابر مشتری، در مداری دایره ای در فاصله 1.69 واحد نجومی قرار دارد و دوره چرخش آن 590 روز (1.6 سال) است.

فومالهوت

ستاره Fomalhaut یا ماهی آلفا جنوبی، درخشان ترین ستاره صورت فلکی ماهی جنوبی است. Fomalhaut با قدر ظاهری 1.16 هجدهمین ستاره درخشان در آسمان است. قدر مطلق آن 2.0 است و در فاصله 22 سال نوری قرار دارد.

فومالهاوت دارای نوع طیفی A3Va، دمای سطح 8750 درجه کلوین و درخشندگی 17.9 برابر خورشید است.

تصویر بالا یک عکس فشرده نشده از ستاره Fomalhaut (شمال بالا) را نشان می دهد که با اخترشناس E-180 تاکاهاشی گرفته شده است.

Fomalhaut یک ستاره نسبتا جوان، حدود 300 میلیون سال، با طول عمر بالقوه تا یک میلیارد سال است. این ستاره در مقایسه با خورشید دارای کمبود فلز است، به این معنی که از درصد کمتری از عناصر غیر از هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است. فلزی بودن یک ستاره با اندازه گیری فراوانی آهن در فتوسفر نسبت به هیدروژن تعیین می شود. در سال 1997، مطالعات طیف‌سنجی مقداری معادل 93 درصد از حجم آهن در خورشید را نشان داد، اما مطالعات جدیدتر نشان داده‌اند که این مقدار ممکن است در واقع نصف آن باشد.

Fomalhaut یکی از 16 ستاره متعلق به گروه ستاره های متحرک کاستور است. این مجموعه ای از ستارگان است که حرکت کلی ستارگان در فضا را به اشتراک می گذارد و بنابراین می تواند از نظر فیزیکی به هم متصل شود. دیگر اعضای این گروه کاستور و وگا هستند. سن این گروه متحرک توسط دانشمندان حدود 200 میلیون سال تخمین زده شده است. ستاره همسایه TW Southern Pisces، که او نیز عضوی از این گروه است، ممکن است یک جفت فیزیکی با Fomalhaut تشکیل دهد.

Fomalhaut توسط یک دیسک زباله حلقوی با لبه داخلی بسیار تیز در فاصله شعاعی 133 AU احاطه شده است. گرد و غبار در یک کمربند به پهنای حدود 25 واحد نجومی پخش می شود و گاهی اوقات به آن "کمربند فومالهاوت کویپر" نیز می گویند. اعتقاد بر این است که دیسک غبارآلود Fomalhaut پیش سیاره ای است و تابش مادون قرمز ساطع می کند. اندازه‌گیری‌های چرخش فومالهات نشان می‌دهد که دیسک در صفحه استوایی ستاره است، همانطور که توسط نظریه تشکیل ستاره و سیاره پیشنهاد شده است.

Fomalhaut از اهمیت ویژه ای در تحقیقات فراخورشیدی برخوردار است زیرا مرکز اولین منظومه ستاره ای با یک سیاره فراخورشیدی (Fomalhaut b) است که در طول موج های مرئی دیده می شود. جرم سیاره تقریباً بیش از سه برابر جرم مشتری و کمتر از جرم نپتون نیست.

دنب

ستاره دنب یا آلفا ماکیان درخشان ترین ستاره صورت فلکی ماکیان است. دنب با قدر ظاهری 1.25 نوزدهمین ستاره درخشان در آسمان است. قدر مطلق آن 7.2- و فاصله تا زمین 1550 سال نوری است.

Deneb دارای یک نوع طیفی A2Ia، دمای سطح 8525 درجه کلوین و درخشندگی 54000 برابر خورشید است. جرم آن 20 جرم خورشیدی و قطر آن 110 قطر خورشیدی است.

تصویر بالا عکس فشرده نشده ای از ستاره دنب (شمال بالا) را نشان می دهد که با اختر نگار تاکاهاشی E-180 گرفته شده است.

Deneb همراه با Altair و Vega راس مثلث تابستانی را تشکیل می دهند. دنب با قدر مطلق 7.2 یکی از درخشان ترین ستاره هایی است که می شناسیم. درخشندگی آن 60000 برابر خورشید تخمین زده می شود. فاصله دقیق آن تا زمین ناشناخته است، که باعث می‌شود بسیاری از ویژگی‌های دیگر دنب نیز نادرست باشند. با این حال، پرده عدم اطمینان از این ستاره با تحقیقات در سال 2007 برداشته شد. بر اساس نتایج، محتمل ترین فاصله ای که این ستاره در آن قرار دارد، حدود 1550 سال نوری است. خطای محاسباتی فاصله ای بین 1340 تا 1840 سال نوری را امکان پذیر می کند. دنب دورترین ستاره شناخته شده با قدر اول است.

بر اساس دما و درخشندگی آن، و همچنین اندازه گیری های مستقیم قطر زاویه ای کوچک آن (فقط 0.002 ثانیه قوسی)، به نظر می رسد قطر دنب 110 برابر قطر خورشید است. اگر دنب در مرکز منظومه شمسی قرار گیرد، نیمی از مسیر مدار زمین را طی می کند. آلفا ماکیان یکی از بزرگترین ستاره های سفیدی است که می شناسیم.

رنگ آبی مایل به سفید، جرم و دمای بالای این غول به این معنی است که این ستاره عمر بسیار کوتاهی خواهد داشت و احتمالاً ظرف چند میلیون سال به ابرنواختر تبدیل خواهد شد. در هسته خود، فرآیند همجوشی هیدروژن در حال حاضر متوقف شده است. در حال حاضر، این احتمال وجود دارد که Deneb در حال گسترش به یک ابرغول سرخ مانند Mu Cephei است. ستاره در حین انجام، از انواع طیفی F، G، K و M عبور خواهد کرد.

باد خورشیدی دنب باعث از دست دادن جرم آن به میزان 0.8 میلیون جرم خورشیدی در سال می شود که 100000 برابر جریان خورشید است. این نمونه اولیه یک کلاس از ستارگان متغیر است که به متغیرهای آلفا ماکیان معروف هستند. سطح آن در معرض ارتعاشات غیر شعاعی است که باعث تغییر در روشنایی و نوع طیفی آن می شود.

Regulus

ستاره Regulus یا Alpha Leo درخشان ترین ستاره صورت فلکی شیر است. Regulus با قدر ظاهری 1.35، بیست و یکمین ستاره درخشان در آسمان است. قدر مطلق آن -0.3 و فاصله تا زمین 69 سال نوری است.

Regulus دارای کلاس طیفی B7Vn، دمای سطح 10300 درجه کلوین و درخشندگی 150 برابر خورشید است. جرم ستاره 3.5 جرم خورشید و قطر آن 3.2 قطر خورشید است.

تصویر بالا یک عکس فشرده نشده از ستاره Regulus (شمال بالا) را نشان می دهد که با اختر نگار E-180 تاکاهاشی گرفته شده است.

Regulus یک منظومه ستاره ای چندگانه است که از چهار ستاره تشکیل شده است. Regulus A یک منظومه ستاره ای دوتایی متشکل از یک ستاره دنباله اصلی مایل به آبی مایل به آبی (کلاس طیفی B7V) است که ظاهراً به دور یک کوتوله سفید با جرم 0.3 جرم خورشید می چرخد. این دو ستاره حدود 40 روز طول می کشد تا یک مدار کامل را به دور مرکز جرم مشترک خود انجام دهند.

ستاره اصلی Regulus A یک ستاره جوان با جرم حدود 3.5 جرم خورشید است که عمر آن چند صد میلیون سال است. ستاره خیلی سریع می چرخد. دوره آن فقط 15.9 ساعت است که منجر به اعوجاج شکل ستاره و به اصطلاح گرفتگی گرانشی می شود: فتوسفر در قطب های این ستاره بسیار داغ تر و پنج برابر روشن تر در واحد سطح نسبت به استوایی است. منطقه اگر 16 درصد سریع‌تر بچرخد، گرانش ستاره ضعیف‌تر از نیروی گریز از مرکز می‌شود و ستاره خودش را از هم می‌پاشد.

با توجه به شکل بسیار اعوجاج ستاره اصلی، حرکت مداری نسبی یک جفت دوتایی می تواند به طور قابل توجهی متفاوت از دو جرم کپلر خالص باشد، زیرا آشفتگی های ثابتی بر دوره مداری آنها تأثیر می گذارد. به عبارت دیگر، قانون سوم کپلر که برای جرم دو نقطه ای تعریف شده است، به دلیل شکل بیش از حد اعوجاج ستاره اصلی، در مورد این جفت دوتایی صدق نمی کند.

در فاصله حدود 4200 واحد نجومی از Regulus A، یک منظومه ستاره ای دوتایی وجود دارد که چرخش مناسب مشترکی دارد. این جفت که به‌عنوان Regulus B (کلاس طیفی K2V) و Regulus C (کلاس طیفی M4V) نامگذاری شده‌اند، دارای دوره مداری 2000 ساله هستند و حدود 100 واحد نجومی از هم جدا می‌شوند.

نور ساطع شده از این جفت ستاره بر جفت دوتایی Regulus A غالب است. Regulus B، وقتی به طور جداگانه مشاهده شود، یک جرم دوچشمی با ستاره ظاهری قدر 8.1 است و همراه ستاره ای آن Regulus 13.5 است. Regulus A یک ستاره دوتایی طیف‌سنجی است: ستاره ثانویه این جفت هنوز مستقیماً مشاهده نشده است، زیرا بسیار کم‌نورتر از ستاره اصلی است. جفت B و C در فاصله زاویه ای 177 ثانیه قوس از Regulus A قرار دارند که آن را برای تلسکوپ های آماتور نامرئی می کند.

از درخشان‌ترین ستاره‌های آسمان، Regulus نزدیک‌ترین ستاره به صفحه دایره البروج است و به طور منظم توسط ماه پنهان می‌شود. اختفای عطارد و زهره نیز امکان پذیر است، اما نادر است، همانطور که اختفای سیارکی وجود دارد. آخرین سیاره گرفتگی (سیاره زهره) ستاره Regulus در 7 ژوئیه 1959 رخ داد. مورد بعدی در 1 اکتبر 2044 و ​​همچنین توسط زهره رخ خواهد داد. سیارات دیگر به دلیل موقعیت‌هایشان Regulus را تا چند هزار سال آینده پنهان نخواهند کرد.

آدارا

ستاره آدارا یا اپسیلون سگ بزرگ، دومین ستاره درخشان در صورت فلکی سگ بزرگ است. با قدر ظاهری 1.5، آدارا بیست و دومین ستاره درخشان در آسمان است. مقدار مطلق آن -4.8 است و فاصله تا زمین تقریباً 400 سال نوری است.

Adara دارای نوع طیفی B2II، دمای سطح 24750 درجه کلوین و درخشندگی 20000 برابر خورشید است. جرم این ستاره 10 جرم خورشیدی است.

تصویر بالا عکس فشرده نشده ای از ستاره آدارا (شمال بالا) را نشان می دهد که با اختر نگار تاکاهاشی E-180 گرفته شده است.

آدارا یک ستاره دوتایی است که 430 سال نوری از زمین فاصله دارد. ستاره اولیه دارای رنگ آبی مایل به سفید (کلاس طیفی B2) با دمای سطح بالا (25000 درجه کلوین) است. تابش کلی آن 20000 برابر بیشتر از خورشید است. اگر این ستاره در همان فاصله سیریوس قرار داشت، از تمام ستارگان دیگر در آسمان بیشتر می‌درخشید و 15 برابر درخشان‌تر از سیاره زهره بود. این ستاره همچنین یکی از قدرتمندترین منابع فرابنفش در آسمان است. این منبع قوی از فوتون ها است که قادر به یونیزه کردن اتم های هیدروژن در گاز بین ستاره ای نزدیک خورشید است و این در تعیین وضعیت یونیزاسیون ابر بین ستاره ای بسیار مهم است.

ستاره همراه دارای قدر ظاهری 7.5 است و در فاصله 7.5 ثانیه قوسی از ستاره اصلی قرار دارد. با این حال، این ستاره تنها در تلسکوپ های بزرگ قابل مشاهده است، زیرا ستاره اصلی حدود 250 برابر درخشان تر از همدم خود است.

چند میلیون سال پیش، آدارا بسیار نزدیکتر از آنچه در حال حاضر است به خورشید بود، و باعث شد که در آسمان شب بسیار درخشان تر باشد. حدود 4700000 سال پیش، آدارا در فاصله 34 سال نوری از خورشید قرار داشت و ستاره ای بسیار درخشان با قدر ظاهری 3.99- بود. هیچ ستاره دیگری از آن زمان به این درخشندگی نرسیده است و هیچ ستاره دیگری در پنج میلیون سال آینده به این درخشندگی نخواهد رسید.

کرچک

ستاره کرچک یا آلفا جوزا دومین ستاره درخشان صورت فلکی جوزا است. کاستور با قدر ظاهری 1.57 بیست و سومین ستاره درخشان در آسمان است. قدر مطلق آن 0.5 و فاصله آن از زمین 49 سال نوری است.

کاستور دارای نوع طیفی A1V + A2V، دمای سطحی 10300 درجه کلوین و درخشندگی 30 برابر خورشید است. جرم ستاره 2.2 جرم خورشید است و قطر آن 2.3 برابر بیشتر از خورشید است.

تصویر بالا تصویر فشرده نشده ای از ستاره کاستور (شمال بالا) را نشان می دهد که با اختر نگار تاکاهاشی E-180 گرفته شده است.

از نظر بصری، ستاره دوگانه کاستور در سال 1678 کشف شد. قدر ظاهری آن 2.0 و 2.9 است (قدر ترکیبی 1.58 است). ستارگان سفید داغ جدا شده (کلاس طیفی A) 6 ثانیه قوسی از هم فاصله دارند و دوره مداری آنها به دور مرکز جرم مشترکشان 467 سال است. هر یک از اجزای این جفت به خودی خود یک دوتایی طیف‌سنجی است که کاستور را به یک سیستم ستاره‌ای چهارگانه تبدیل می‌کند. کاستور یک همراه ضعیف دارد که 72 ثانیه از آن فاصله دارد، اما با همان اختلاف منظر و حرکت مناسب. این ماهواره یک منظومه ستاره ای دوتایی مبهم با دوره زمانی حدود 1 روز است. این سیستم ستاره ای دوتایی تنها یکی از چندین است که هر دو جزء این جفت ستاره های کوتوله کلاس M هستند. بنابراین، کاستور را می‌توان یک منظومه ستاره‌ای شش‌گانه در نظر گرفت، با شش ستاره مجزا که از نظر گرانشی به یکدیگر متصل هستند.

دوقلوهای "دوقلوها" - ستاره های کاستور و پولوکس در عصرهای بهاری بهتر دیده می شوند. بر خلاف دوقلوهای واقعی، کاستور و پولوکس اشتراکات کمی دارند. کرچک یک ستاره چهارگانه سفید است که از اجزای سفید نسبتاً نزدیک (کلاس طیفی A) تشکیل شده است، در حالی که پولوکس یک غول سرد نارنجی است (کلاس طیفی K0IIIb). جفت شدن نزدیک با Castor رنگ روشن تری به Pollux می دهد.

برای قرن ها، میلیون ها چشم انسان، با شروع شب، نگاه خود را به سمت بالا - به سمت نورهای اسرارآمیز در آسمان - هدایت می کنند. ستاره های جهان ما. مردم باستان چهره های مختلفی از حیوانات و انسان ها را در خوشه های ستارگان می دیدند و هر کدام داستان خود را خلق می کردند. بعدها، چنین خوشه هایی شروع به نامیدن صورت فلکی کردند. تا به امروز، اخترشناسان 88 صورت فلکی را شناسایی کرده‌اند که آسمان پرستاره را به مناطق خاصی تقسیم می‌کنند، که توسط آن‌ها می‌توانید حرکت کنید و مکان ستارگان را تعیین کنید. در جهان ما، پرشمارترین اشیایی که چشم انسان قابل دسترسی است دقیقاً ستارگان هستند. آنها منبع نور و انرژی برای کل منظومه شمسی هستند. آنها همچنین عناصر سنگین لازم برای منشا حیات را ایجاد می کنند. و بدون ستاره های کیهان هیچ حیاتی وجود نخواهد داشت، زیرا خورشید انرژی خود را تقریباً به تمام موجودات زنده روی زمین می دهد. سطح سیاره ما را گرم می کند، بنابراین یک واحه گرم و پر از حیات در میان منجمدهای همیشگی فضا ایجاد می کند. درجه درخشندگی یک ستاره در جهان با اندازه آن تعیین می شود.

آیا بزرگترین ستاره کل کیهان را می شناسید؟

ستاره VY Canis Majoris، واقع در صورت فلکی Canis Major، بزرگترین نماینده جهان ستاره ای است. این ستاره در حال حاضر بزرگترین ستاره در جهان است. این ستاره در فاصله 5 هزار سال نوری از منظومه شمسی قرار دارد. قطر این ستاره 2.9 میلیارد کیلومتر است.

اما همه ستارگان جهان آنقدر بزرگ نیستند. ستاره های به اصطلاح کوتوله نیز وجود دارند.

اندازه های مقایسه ای ستاره ها

ستاره شناسان قدر ستارگان را بر اساس مقیاسی ارزیابی می کنند که بر اساس آن هر چه ستاره درخشان تر باشد، تعداد آن کمتر است. هر عدد بعدی به ستاره ای ده برابر کمتر از ستاره قبلی مربوط می شود. درخشان ترین ستاره در آسمان شب در جهان، سیریوس است. قدر ظاهری آن -1.46 است، یعنی 15 برابر درخشان تر از یک ستاره با قدر صفر است. ستاره هایی با قدر 8 یا بیشتر را نمی توان با چشم غیر مسلح دید. ستارگان نیز بر اساس رنگ به دسته های طیفی تقسیم می شوند که دمای آنها را نشان می دهد. کلاس های زیر از ستارگان در جهان وجود دارد: O، B، A، F، G، K، و M. کلاس O مربوط به داغ ترین ستاره های جهان - آبی است. سردترین ستاره ها متعلق به کلاس M هستند، رنگ آنها قرمز است.

کلاس	دما، K	رنگ واقعی	رنگ قابل مشاهده	ویژگی های اصلی
O	30 000—60 000	آبی	آبی	خطوط ضعیف هیدروژن خنثی، هلیوم، هلیوم یونیزه، ضرب Si, C, N یونیزه شده.
ب	10 000—30 000	سفید آبی	سفید-آبی و سفید	خطوط جذب هلیوم و هیدروژن خطوط ضعیف H و K Ca II.
آ	7500—10 000	سفید	سفید	سری Strong Balmer، خطوط H و K Ca II به سمت کلاس F افزایش می‌یابند. خطوط فلزی نیز نزدیک‌تر به کلاس F ظاهر می‌شوند.
اف	6000—7500	زرد-سفید	سفید	خطوط H و K از Ca II، خطوط فلزی قوی هستند. خطوط هیدروژن شروع به ضعیف شدن می کنند. خط Ca I ظاهر می شود باند G که توسط خطوط Fe، Ca و Ti تشکیل شده است ظاهر می شود و تشدید می شود.
جی	5000—6000	رنگ زرد	رنگ زرد	خطوط H و K Ca II شدید هستند. خط Ca I و خطوط فلزی متعدد. خطوط هیدروژن به ضعیف شدن ادامه می دهند و نوارهایی از مولکول های CH و CN ظاهر می شوند.
ک	3500—5000	نارنجی	نارنجی مایل به زرد	خطوط فلزی و باند G شدید هستند. خطوط هیدروژن تقریباً نامرئی هستند. نوارهای جذب TiO ظاهر می شوند.
م	2000—3500	قرمز	قرمز نارنجی	نوارهای TiOO و سایر مولکول ها شدید هستند. باند G در حال ضعیف شدن است. خطوط فلزی هنوز قابل مشاهده است.

برخلاف تصور رایج، شایان ذکر است که ستارگان جهان در واقع چشمک نمی زنند. این فقط یک توهم نوری است - نتیجه تداخل جوی. اثر مشابهی را می توان در یک روز گرم تابستان، با نگاه کردن به آسفالت یا بتن داغ مشاهده کرد. هوای گرم بالا می‌آید و انگار از شیشه‌های لرزان نگاه می‌کنید. همین فرآیند باعث ایجاد توهم چشمک زدن ستاره ها می شود. هر چه ستاره به زمین نزدیکتر باشد، بیشتر «سوسو می‌زند» زیرا نور آن از لایه‌های متراکم‌تر جو عبور می‌کند.

مرکز هسته ای ستارگان کیهان

یک ستاره در جهان یک کانون هسته ای غول پیکر است. واکنش هسته ای درون آن از طریق فرآیند همجوشی، هیدروژن را به هلیوم تبدیل می کند، بنابراین ستاره انرژی خود را به دست می آورد. هسته های اتمی هیدروژن با یک پروتون ترکیب می شوند و اتم های هلیوم را با دو پروتون تشکیل می دهند. هسته یک اتم هیدروژن معمولی فقط یک پروتون دارد. دو ایزوتوپ هیدروژن نیز حاوی یک پروتون هستند، اما نوترون نیز دارند. دوتریوم یک نوترون دارد در حالی که تریتیوم دو نوترون دارد. در اعماق یک ستاره، یک اتم دوتریوم با یک اتم تریتیوم ترکیب می شود و یک اتم هلیوم و یک نوترون آزاد را تشکیل می دهد. در نتیجه این فرآیند طولانی مقدار زیادی انرژی آزاد می شود.

برای ستاره های دنباله اصلی، منبع اصلی انرژی واکنش های هسته ای شامل هیدروژن است: چرخه پروتون-پروتون، مشخصه ستارگان با جرم نزدیک به خورشید، و چرخه CNO، که فقط در ستارگان پرجرم و فقط در حضور ستاره ها رخ می دهد. کربن در ترکیب آنها در مراحل بعدی زندگی یک ستاره، واکنش‌های هسته‌ای می‌تواند با عناصر سنگین‌تر، تا آهن نیز انجام شود.

	چرخه پروتون- پروتون	چرخه CNO
زنجیر اصلی	p + p → ²D + e + + ν ه+ 0.4 مگا ولت ²D + p → 3 He + γ + 5.49 MeV. 3 He + 3 He → 4 He + 2p + 12.85 MeV.	12 C + 1 H → 13 N + γ +1.95 مگا ولت 13N → 13C+ e + + v e+1.37 مگا ولت 13 C + 1 H → 14 N + γ | +7.54 مگا ولت 14 N + 1 H → 15 O + γ +7.29 مگا ولت 15O → 15N+ e + + v e+2.76 مگا ولت 15 N + 1 H → 12 C + 4 He + 4.96 MeV

وقتی ذخایر هیدروژن یک ستاره تمام می شود، شروع به تبدیل هلیوم به اکسیژن و کربن می کند. اگر ستاره به اندازه کافی جرم داشته باشد، فرآیند تبدیل تا زمانی ادامه می یابد که کربن و اکسیژن نئون، سدیم، منیزیم، گوگرد و سیلیکون را تشکیل دهند. در نتیجه این عناصر به کلسیم، آهن، نیکل، کروم و مس تبدیل می شوند تا زمانی که هسته کاملاً فلزی شود. به محض اینکه این اتفاق بیفتد، واکنش هسته ای متوقف می شود، زیرا نقطه ذوب آهن بسیار بالا است. فشار گرانشی داخلی از فشار خارجی واکنش هسته ای بیشتر می شود و در نهایت ستاره فرو می ریزد. توسعه بیشتر رویدادها به جرم اولیه ستاره بستگی دارد.

انواع ستارگان در کیهان

دنباله اصلی دوره وجود ستارگان کیهان است که طی آن یک واکنش هسته ای در داخل آن رخ می دهد که طولانی ترین بخش از زندگی یک ستاره است. خورشید ما در حال حاضر در این دوره است. در این زمان، ستاره دچار نوسانات جزئی در روشنایی و دما می شود. مدت این دوره به جرم ستاره بستگی دارد. در ستارگان پرجرم، کوتاه‌تر و در ستارگان کوچک بلندتر است. ستارگان بسیار بزرگ سوخت داخلی کافی برای چند صد هزار سال دارند، در حالی که ستارگان کوچکی مانند خورشید برای میلیاردها سال خواهند درخشید. بزرگترین ستاره ها در طول دنباله اصلی به غول های آبی تبدیل می شوند.

انواع ستارگان در کیهان
غول سرخ- این یک ستاره بزرگ مایل به قرمز یا نارنجی است. این نشان دهنده مرحله پایانی چرخه است، زمانی که عرضه هیدروژن به پایان می رسد و هلیم شروع به تبدیل به عناصر دیگر می کند. افزایش دمای داخلی هسته منجر به فروپاشی ستاره می شود. سطح بیرونی ستاره منبسط می شود و سرد می شود و باعث قرمز شدن ستاره می شود. غول های قرمز بسیار بزرگ هستند. اندازه آنها صد برابر بزرگتر از ستاره های معمولی است. بزرگترین غول ها به ابرغول قرمز تبدیل می شوند. ستاره ای به نام Betelgeuse در صورت فلکی شکارچی بارزترین نمونه از یک ابرغول سرخ است.
کوتوله سفید- این چیزی است که از یک ستاره معمولی پس از عبور از مرحله یک غول سرخ باقی می ماند. وقتی سوخت یک ستاره تمام می شود، می تواند مقداری از ماده خود را به فضا رها کند و یک سحابی سیاره ای را تشکیل دهد. آنچه باقی می ماند هسته مرده است. واکنش هسته ای در آن امکان پذیر نیست. به دلیل انرژی باقیمانده می درخشد، اما دیر یا زود تمام می شود و سپس هسته سرد می شود و به یک کوتوله سیاه تبدیل می شود. کوتوله های سفید بسیار متراکم هستند. آنها از نظر اندازه بزرگتر از زمین نیستند، اما جرم آنها را می توان با جرم خورشید مقایسه کرد. اینها ستارگان فوق العاده داغی هستند که دمای آنها به 100000 درجه یا بیشتر می رسد.
کوتوله قهوه ایزیر ستاره نیز نامیده می شود. برخی از پیش ستاره ها در طول چرخه زندگی خود هرگز به جرم بحرانی برای شروع فرآیندهای هسته ای نمی رسند. اگر جرم یک پیش ستاره تنها 1/10 جرم خورشید باشد، تابش آن کوتاه مدت خواهد بود و پس از آن به سرعت محو می شود. آنچه باقی می ماند کوتوله قهوه ای است. این یک گلوله گازی عظیم است که برای سیاره بودن بزرگتر از آن و برای ستاره بودن آنقدر کوچک است. کوچکتر از خورشید، اما چندین برابر بزرگتر از مشتری است. کوتوله های قهوه ای نه نور منتشر می کنند و نه گرما. این فقط یک لخته تاریک از ماده است که در وسعت جهان وجود دارد.
قیفوسستاره ای با درخشندگی متغیر است که سیکل ضربان آن بسته به تنوع ستاره متغیر از چند ثانیه تا چندین سال متغیر است. قیفاووس معمولاً در آغاز زندگی و در پایان آن درخشندگی خود را تغییر می دهند. آنها درونی (تغییر درخشندگی به دلیل فرآیندهای درون ستاره) و خارجی هستند، تغییر روشنایی به دلیل عوامل خارجی، مانند تأثیر مدار نزدیکترین ستاره. به این سیستم دوگانه نیز می گویند.
بسیاری از ستارگان در کیهان بخشی از منظومه های ستاره ای بزرگ هستند. دو ستاره- منظومه ای از دو ستاره است که از نظر گرانشی به یکدیگر متصل هستند. آنها در مدارهای بسته حول یک مرکز جرم می چرخند. ثابت شده است که نیمی از ستارگان کهکشان ما دارای یک جفت هستند. از نظر بصری، ستارگان جفت مانند دو ستاره مجزا به نظر می رسند. آنها را می توان با تغییر خطوط طیف (اثر داپلر) تعیین کرد. در کسوف دوتایی، ستارگان به طور متناوب از یکدیگر دورتر می شوند، زیرا مدار آنها در زاویه کوچکی نسبت به خط دید قرار دارد.

چرخه زندگی ستارگان کیهان

ستاره ای در جهان زندگی خود را به صورت ابری از غبار و گاز به نام سحابی آغاز می کند. گرانش یک ستاره نزدیک یا موج انفجار یک ابرنواختر می تواند باعث فروپاشی سحابی شود. عناصر ابر گازی در ناحیه ای متراکم به نام پیش ستاره به هم می پیوندند. در نتیجه فشرده سازی بعدی، پیش ستاره گرم می شود. در نتیجه به جرم بحرانی می رسد و فرآیند هسته ای آغاز می شود. به تدریج ستاره تمام مراحل وجودی خود را طی می کند. اولین مرحله (هسته ای) زندگی یک ستاره طولانی ترین و پایدارترین مرحله است. طول عمر یک ستاره به اندازه آن بستگی دارد. ستارگان بزرگ سوخت زندگی خود را سریعتر مصرف می کنند. چرخه زندگی آنها نمی تواند بیش از چند صد هزار سال طول بکشد. اما ستاره‌های کوچک میلیاردها سال عمر می‌کنند، زیرا انرژی خود را کندتر خرج می‌کنند.

اما به هر حال، دیر یا زود، سوخت ستاره ها تمام می شود و سپس یک ستاره کوچک به یک غول سرخ تبدیل می شود و یک ستاره بزرگ به یک ابرغول سرخ. این مرحله تا پایان کامل سوخت ادامه خواهد داشت. در این لحظه حساس، فشار داخلی واکنش هسته ای ضعیف می شود و دیگر قادر به متعادل کردن نیروی گرانش نخواهد بود و در نتیجه ستاره فرو می ریزد. سپس ستاره های کوچک جهان، به عنوان یک قاعده، به یک سحابی سیاره ای با یک هسته درخشان درخشان، به نام کوتوله سفید، تناسخ می یابند. با گذشت زمان، سرد می شود و به یک لخته تاریک ماده تبدیل می شود - یک کوتوله سیاه.

برای ستاره های بزرگ، همه چیز کمی متفاوت است. در طول فروپاشی، آنها مقدار باورنکردنی انرژی آزاد می کنند و یک انفجار قدرتمند باعث تولد یک ابرنواختر می شود. اگر قدر آن 1.4 قدر خورشید باشد، متأسفانه هسته نمی تواند موجودیت خود را حفظ کند و پس از فروپاشی بعدی، ابرنواختر به یک ستاره نوترونی تبدیل می شود. ماده درونی ستاره به حدی کوچک می شود که اتم ها پوسته متراکمی متشکل از نوترون ها را تشکیل می دهند. اگر قدر ستاره سه برابر بیشتر از مقدار خورشید باشد، فروپاشی به سادگی آن را از بین می برد، آن را از روی کیهان پاک می کند. تنها چیزی که از آن باقی می ماند یک مکان گرانشی قوی است که به آن سیاهچاله لقب گرفته است.

سحابی به جا مانده از ستاره کیهان می تواند در طول میلیون ها سال گسترش یابد. در پایان، تحت تأثیر گرانش یک نزدیک یا موج انفجار یک ابرنواختر قرار می گیرد و همه چیز دوباره تکرار می شود. این فرآیند در سراسر جهان رخ خواهد داد - یک چرخه بی پایان از زندگی، مرگ و تولد دوباره. نتیجه این تکامل ستاره ای، تشکیل عناصر سنگین لازم برای حیات است. منظومه شمسی ما از نسل دوم یا سوم سحابی آمده است و به همین دلیل، عناصر سنگین روی زمین و سیارات دیگر وجود دارد. و این بدان معنی است که در هر یک از ما ذرات ستاره وجود دارد. تمام اتم های بدن ما در یک آتشدان اتمی یا در نتیجه یک انفجار ابرنواختری ویرانگر متولد شده اند.
.

ستارگان بسیار متفاوت هستند: کوچک و بزرگ، درخشان و نه چندان درخشان، پیر و جوان، گرم و سرد، سفید، آبی، زرد، قرمز و غیره.

نمودار هرتزسپرونگ-راسل به شما امکان می دهد طبقه بندی ستارگان را درک کنید.

رابطه بین قدر مطلق، درخشندگی، نوع طیفی و دمای سطح یک ستاره را نشان می دهد. ستارگان در این نمودار به طور تصادفی چیده نشده اند، بلکه مناطق کاملاً مشخصی را تشکیل می دهند.

بیشتر ستاره ها در به اصطلاح قرار دارند دنباله اصلی. وجود دنباله اصلی به این دلیل است که مرحله سوختن هیدروژن 90٪ از زمان تکاملی بیشتر ستارگان است: سوزاندن هیدروژن در مناطق مرکزی ستاره منجر به تشکیل یک هسته هلیوم همدما می شود. انتقال به مرحله غول سرخ و خروج ستاره از سکانس اصلی. تکامل نسبتاً کوتاه غول‌های قرمز، بسته به جرم آنها، منجر به تشکیل کوتوله‌های سفید، ستاره‌های نوترونی یا سیاه‌چاله‌ها می‌شود.

ستارگان در مراحل مختلف رشد تکاملی خود به ستارگان عادی، ستاره های کوتوله، ستارگان غول پیکر تقسیم می شوند.

ستارگان معمولی ستاره های دنباله اصلی هستند. خورشید ما یکی از آنهاست. گاهی اوقات به ستارگان عادی مانند خورشید کوتوله زرد می گویند.

کوتوله زرد

کوتوله زرد نوعی ستاره دنباله اصلی کوچک با جرمی بین 0.8 تا 1.2 جرم خورشید و دمای سطح 5000-6000 کلوین است.

طول عمر یک کوتوله زرد به طور متوسط ​​10 میلیارد سال است.

پس از تمام شدن ذخایر هیدروژن، اندازه ستاره چندین برابر می شود و به یک غول سرخ تبدیل می شود. نمونه ای از این نوع ستاره ها آلدباران است.

غول سرخ لایه‌های گاز بیرونی خود را به بیرون پرتاب می‌کند و سحابی‌های سیاره‌ای را تشکیل می‌دهد و هسته به یک کوتوله سفید کوچک و متراکم فرو می‌ریزد.

غول قرمز یک ستاره بزرگ مایل به قرمز یا نارنجی است. تشکیل چنین ستارگانی هم در مرحله تشکیل ستاره و هم در مراحل بعدی وجود آنها امکان پذیر است.

در مراحل اولیه، ستاره به دلیل انرژی گرانشی آزاد شده در طول فشرده سازی، تابش می کند، تا زمانی که فشرده سازی با شروع یک واکنش گرما هسته ای متوقف شود.

در مراحل بعدی تکامل ستارگان، پس از سوختن هیدروژن در درون آنها، ستارگان از دنباله اصلی فرود می آیند و به ناحیه غول های سرخ و ابرغول های نمودار هرتسسپرونگ-راسل حرکت می کنند: این مرحله حدود 10 درصد طول می کشد. زمان حیات "فعال" ستارگان، یعنی مراحل تکامل آنها، که طی آن واکنش‌های سنتز هسته در فضای داخلی ستاره اتفاق می‌افتد.

این ستاره غول پیکر دمای سطحی نسبتاً کمی دارد، حدود 5000 درجه. شعاع عظیمی که به 800 خورشیدی می رسد و به دلیل چنین اندازه های بزرگ، درخشندگی عظیمی دارد. حداکثر تشعشع بر روی نواحی قرمز و مادون قرمز طیف می‌افتد، به همین دلیل است که به آنها غول‌های قرمز می‌گویند.

بزرگترین غول ها به ابرغول قرمز تبدیل می شوند. ستاره ای به نام Betelgeuse در صورت فلکی شکارچی بارزترین نمونه از یک ابرغول سرخ است.

ستاره های کوتوله برعکس غول ها هستند و می توانند به شرح زیر باشند.

کوتوله سفید چیزی است که از یک ستاره معمولی با جرمی بیش از 1.4 جرم خورشیدی پس از عبور از مرحله غول سرخ باقی می ماند.

به دلیل عدم وجود هیدروژن، واکنش گرما هسته ای در هسته چنین ستارگانی رخ نمی دهد.

کوتوله های سفید بسیار متراکم هستند. آنها از نظر اندازه بزرگتر از زمین نیستند، اما جرم آنها را می توان با جرم خورشید مقایسه کرد.

اینها ستارگان فوق العاده داغی هستند که دمای آنها به 100000 درجه یا بیشتر می رسد. آنها با انرژی باقیمانده خود می درخشند، اما به مرور زمان تمام می شود و هسته خنک می شود و به یک کوتوله سیاه تبدیل می شود.

کوتوله های قرمز رایج ترین اجرام از نوع ستاره ای در جهان هستند. تخمین فراوانی آنها بین 70 تا 90 درصد از تعداد تمام ستارگان کهکشان است. آنها کاملاً با ستاره های دیگر متفاوت هستند.

جرم کوتوله‌های قرمز از یک سوم جرم خورشید تجاوز نمی‌کند (حد جرم پایین 0.08 خورشیدی است، پس از کوتوله‌های قهوه‌ای)، دمای سطح به 3500 کلوین می‌رسد. کوتوله‌های قرمز دارای طیفی M یا K اواخر هستند. نوع نور بسیار کمی از خود ساطع می کند، گاهی اوقات 10000 برابر کوچکتر از خورشید.

با توجه به تابش کم آنها، هیچ یک از کوتوله های قرمز از زمین با چشم غیر مسلح قابل مشاهده نیستند. حتی نزدیکترین کوتوله قرمز به خورشید، پروکسیما قنطورس (نزدیکترین ستاره منظومه سه گانه به خورشید) و نزدیکترین کوتوله قرمز منفرد، ستاره بارنارد، به ترتیب قدر ظاهری 11.09 و 9.53 دارند. در عین حال، ستاره ای با قدر 7.72 را می توان با چشم غیر مسلح مشاهده کرد.

به دلیل سرعت کم احتراق هیدروژن، کوتوله های قرمز عمر بسیار طولانی دارند - از ده ها میلیارد تا ده ها تریلیون سال (کوتوله قرمز با جرم 0.1 جرم خورشید به مدت 10 تریلیون سال می سوزد).

واکنش های گرما هسته ای شامل هلیوم در کوتوله های قرمز غیرممکن است، بنابراین آنها نمی توانند به غول های قرمز تبدیل شوند. با گذشت زمان، آنها به تدریج منقبض می شوند و بیشتر و بیشتر گرم می شوند تا زمانی که کل ذخیره سوخت هیدروژن را مصرف کنند.

به تدریج، طبق مفاهیم نظری، آنها به کوتوله های آبی تبدیل می شوند - یک کلاس فرضی از ستاره ها، در حالی که هیچ یک از کوتوله های قرمز هنوز نتوانسته اند به یک کوتوله آبی و سپس به کوتوله های سفید با هسته هلیوم تبدیل شوند.

کوتوله‌های قهوه‌ای اجرام زیر ستاره‌ای هستند (با جرم‌هایی در محدوده 0.01 تا 0.08 جرم خورشید یا به ترتیب از 12.57 تا 80.35 جرم مشتری و قطری تقریباً برابر با مشتری) که در اعماق آنها، بر خلاف اصلی ستاره های دنباله ای، هیچ واکنش همجوشی گرما هسته ای با تبدیل هیدروژن به هلیوم وجود ندارد.

حداقل دمای ستارگان دنباله اصلی حدود 4000 کلوین است، دمای کوتوله‌های قهوه‌ای در محدوده 300 تا 3000 کلوین است. کوتوله‌های قهوه‌ای دائماً در طول زندگی خود خنک می‌شوند، در حالی که هر چه کوتوله بزرگ‌تر باشد، کندتر سرد می‌شود.

کوتوله های زیر قهوه ای

کوتوله‌های زیر قهوه‌ای یا زیرکوتوله‌های قهوه‌ای، سازندهای سردی هستند که در زیر حد کوتوله قهوه‌ای قرار دارند. جرم آنها کمتر از حدود یک صدم جرم خورشید یا به ترتیب 12.57 جرم مشتری است، حد پایین تعریف نشده است. آنها معمولاً سیارات در نظر گرفته می شوند، اگرچه جامعه علمی هنوز به نتیجه نهایی در مورد اینکه چه سیاره و چه کوتوله زیر قهوه ای است، نرسیده است.

کوتوله سیاه

کوتوله های سیاه کوتوله های سفیدی هستند که سرد شده اند و بنابراین در محدوده مرئی تابش نمی کنند. نشان دهنده مرحله نهایی در تکامل کوتوله های سفید است. جرم کوتوله های سیاه، مانند جرم کوتوله های سفید، از بالا با جرم خورشیدی 1.4 محدود می شود.

یک ستاره دوتایی دو ستاره متصل به گرانش است که به دور یک مرکز جرم مشترک می چرخند.

گاهی اوقات منظومه هایی از سه یا چند ستاره وجود دارد که در چنین حالت کلی سیستم را یک ستاره چندگانه می نامند.

در مواردی که چنین منظومه ستاره ای از زمین خیلی دور نباشد، می توان ستارگان را از طریق تلسکوپ تشخیص داد. اگر فاصله قابل توجه باشد، می توان فهمید که یک ستاره دوتایی در برابر ستاره شناسان تنها با علائم غیرمستقیم امکان پذیر است - نوسانات درخشندگی ناشی از کسوف های دوره ای یک ستاره توسط ستاره دیگر و برخی دیگر.

ستاره جدید

ستارگانی که به طور ناگهانی ضریب درخشندگی آنها 10000 افزایش می یابد. نوا یک سیستم دوتایی است که از یک کوتوله سفید و یک ستاره همراه دنباله اصلی تشکیل شده است. در چنین سیستم هایی، گاز ستاره به تدریج به کوتوله سفید جریان می یابد و به طور دوره ای در آنجا منفجر می شود و باعث انفجار درخشندگی می شود.

ابرنواختر

ابرنواختر ستاره ای است که تکامل خود را در یک فرآیند انفجاری فاجعه بار به پایان می رساند. شعله در این حالت می تواند چندین مرتبه بزرگتر از ستاره جدید باشد. چنین انفجار قدرتمندی نتیجه فرآیندهایی است که در آخرین مرحله تکامل در ستاره رخ می دهد.

ستاره نوترونی

ستارگان نوترونی (NS) تشکیلات ستاره‌ای با جرم‌هایی در حد 1.5 جرم خورشیدی و اندازه‌هایی به‌طور محسوسی کوچک‌تر از کوتوله‌های سفید هستند، شعاع معمول یک ستاره نوترونی، احتمالاً حدود 10 تا 20 کیلومتر است.

آنها عمدتاً از ذرات زیراتمی خنثی - نوترون ها تشکیل شده اند که توسط نیروهای گرانشی به شدت فشرده شده اند. چگالی چنین ستارگانی بسیار زیاد است، متناسب با آن است و طبق برخی برآوردها ممکن است چندین برابر چگالی متوسط ​​هسته اتم باشد. یک سانتی متر مکعب از ماده NZ صدها میلیون تن وزن دارد. نیروی گرانش روی سطح یک ستاره نوترونی حدود 100 میلیارد برابر بیشتر از زمین است.

طبق گفته دانشمندان، در کهکشان ما از 100 میلیون تا 1 میلیارد ستاره نوترونی وجود دارد، یعنی چیزی در حدود یک در هزار ستاره معمولی.

تپ اختر

تپ اخترها منابع کیهانی تشعشعات الکترومغناطیسی هستند که به شکل انفجارهای دوره ای (پالس) به زمین می آیند.

طبق مدل غالب اخترفیزیکی، تپ اخترها ستارگان نوترونی در حال چرخش با میدان مغناطیسی هستند که به سمت محور چرخش متمایل است. هنگامی که زمین به مخروط تشکیل شده توسط این تابش می افتد، می توان یک پالس تابشی را ثبت کرد که در فواصل زمانی برابر با دوره چرخش ستاره تکرار می شود. برخی از ستارگان نوترونی تا 600 دور در ثانیه انجام می دهند.

قیفوس

قیفاووس دسته ای از ستارگان متغیر تپنده با رابطه دوره-درخشندگی نسبتاً دقیق هستند که نام آن از ستاره دلتا قیفی گرفته شده است. یکی از معروف ترین قیفاووس ها ستاره شمالی است.

فهرست فوق از انواع (انواع) اصلی ستارگان با ویژگی های مختصر آنها، البته، کل تنوع احتمالی ستارگان در کیهان را کامل نمی کند.