Wszystko o gwiazdach kosmosu. Gwiazdy. Największy we wszechświecie

Pozornie niepozorna Tarcza UY

Wydaje się, że współczesna astrofizyka, jeśli chodzi o gwiazdy, przeżywa swoje niemowlęctwo. Obserwacje gwiazd dają więcej pytań niż odpowiedzi. Dlatego pytając, która gwiazda jest największa we Wszechświecie, musisz być od razu gotowy na odpowiedzi. Pytasz o największą gwiazdę znaną nauce, albo o to, do czego nauka ogranicza gwiazdę? Jak to zwykle bywa, w obu przypadkach nie otrzymasz ostatecznej odpowiedzi. Najbardziej prawdopodobny kandydat na największą gwiazdę dość równo dzieli palmę ze swoimi „sąsiadami”. Jeśli chodzi o to, ile może być mniej niż prawdziwy „król gwiazdy” również pozostaje otwarty.

Porównanie wielkości Słońca i gwiazdy UY Scuti. Słońce to prawie niewidoczny piksel na lewo od tarczy UY.

Nadolbrzym UY Scutum, z pewnymi zastrzeżeniami, można nazwać największą obserwowaną obecnie gwiazdą. Dlaczego „z zastrzeżeniem” zostanie powiedziane poniżej. Tarcza UY znajduje się w odległości 9500 lat świetlnych i jest postrzegana jako słaba gwiazda zmienna widoczna przez mały teleskop. Według astronomów jego promień przekracza 1700 promieni Słońca, a w okresie pulsacji rozmiar ten może wzrosnąć nawet do 2000.

Okazuje się, że gdyby taką gwiazdę umieścić w miejscu Słońca, obecne orbity ziemskiej planety znajdowałyby się w trzewiach nadolbrzyma, a granice jego fotosfery czasami opierałyby się o orbitę. Jeśli wyobrazimy sobie naszą Ziemię jako ziarno gryki, a Słońce jako arbuza, to średnica tarczy UY będzie porównywalna z wysokością wieży telewizyjnej Ostankino.

Latanie wokół takiej gwiazdy z prędkością światła zajmie nawet 7-8 godzin. Przypomnijmy, że światło emitowane przez Słońce dociera na naszą planetę w zaledwie 8 minut. Jeśli lecisz z taką samą prędkością, z jaką wykonuje jeden obrót wokół Ziemi w ciągu półtorej godziny, to lot wokół tarczy UY potrwa około 36 lat. A teraz wyobraź sobie tę skalę, biorąc pod uwagę, że ISS leci 20 razy szybciej niż pocisk i dziesiątki razy szybciej niż samoloty pasażerskie.

Masa i jasność tarczy UY

Warto zauważyć, że tak monstrualny rozmiar tarczy UY Shield jest zupełnie nieporównywalny z innymi jej parametrami. Ta gwiazda jest „tylko” 7-10 razy masywniejsza niż Słońce. Okazuje się, że średnia gęstość tego nadolbrzyma jest prawie milion razy mniejsza niż gęstość otaczającego nas powietrza! Dla porównania gęstość Słońca jest półtora razy większa od gęstości wody, a ziarno materii „waży” nawet miliony ton. Z grubsza rzecz biorąc, uśredniona materia takiej gwiazdy ma gęstość zbliżoną do warstwy atmosfery znajdującej się na wysokości około stu kilometrów nad poziomem morza. Ta warstwa, zwana także linią Karmana, jest warunkową granicą między atmosferą ziemską a przestrzenią. Okazuje się, że gęstość tarczy UY jest tylko trochę mniejsza od próżni kosmicznej!

Również UY Shield nie należy do najjaśniejszych. Z własną jasnością 340 000 Słońca jest dziesięć razy ciemniejsza niż najjaśniejsze gwiazdy. Dobrym przykładem jest gwiazda R136, która jako najmasywniejsza znana dziś gwiazda (265 mas Słońca) jest prawie dziewięć milionów razy jaśniejsza od Słońca. Jednocześnie gwiazda jest tylko 36 razy większa od Słońca. Okazuje się, że R136 jest 25 razy jaśniejszy i mniej więcej tyle samo masywny niż UY Shield, mimo że jest 50 razy mniejszy od giganta.

Parametry fizyczne tarczy UY

Ogólnie rzecz biorąc, UY Scuti jest pulsującym, zmiennym czerwonym nadolbrzymem typu widmowego M4Ia. Oznacza to, że na diagramie widmo-jasność Hertzsprunga-Russella, UY Scutum znajduje się w prawym górnym rogu.

W tej chwili gwiazda zbliża się do końcowych etapów swojej ewolucji. Jak wszystkie nadolbrzymy zaczęła aktywnie spalać hel i inne cięższe pierwiastki. Według współczesnych modeli w ciągu milionów lat UY Scutum będzie sukcesywnie przekształcać się w żółtego nadolbrzyma, a następnie w jasnoniebieską zmienną lub gwiazdę Wolfa-Rayeta. Ostatnim etapem ewolucji będzie eksplozja supernowej, podczas której gwiazda zrzuci swoją powłokę, najprawdopodobniej pozostawiając po sobie gwiazdę neutronową.

Już teraz UY Scutum wykazuje swoją aktywność w postaci półregularnej zmienności z przybliżonym okresem pulsacji 740 dni. Biorąc pod uwagę, że gwiazda może zmieniać swój promień od 1700 do 2000 promieni słonecznych, tempo jej rozszerzania się i kurczenia jest porównywalne z prędkością statków kosmicznych! Jego utrata masy to imponujący wskaźnik 58 milionów mas Słońca rocznie (lub 19 mas Ziemi rocznie). To prawie półtora masy ziemi miesięcznie. Tak więc, będąc w sekwencji głównej miliony lat temu, UY Scutum mogło mieć masę od 25 do 40 mas Słońca.

Giganci wśród gwiazd

Wracając do powyższego zastrzeżenia, zauważamy, że prymat tarczy UY jako największej znanej gwiazdy nie może być nazwany jednoznacznym. Faktem jest, że astronomowie wciąż nie potrafią określić odległości do większości gwiazd z wystarczającą dokładnością, a zatem oszacować ich rozmiar. Ponadto duże gwiazdy są zwykle bardzo niestabilne (przypomnij sobie pulsację UY Scutum). Podobnie mają dość rozmytą strukturę. Mogą mieć dość rozciągniętą atmosferę, nieprzezroczyste powłoki gazu i pyłu, dyski lub dużą gwiazdę towarzyszącą (przykładem jest VV Cephei, patrz poniżej). Nie da się dokładnie powiedzieć, gdzie przebiega granica takich gwiazd. Ostatecznie dobrze ugruntowana koncepcja granicy gwiazd jako promienia ich fotosfery jest już bardzo arbitralna.

Dlatego liczba ta może obejmować kilkanaście gwiazd, w tym NML Cygnus, VV Cepheus A, VY Canis Major, WOH G64 i kilka innych. Wszystkie te gwiazdy znajdują się w pobliżu naszej Galaktyki (w tym jej satelitów) i są do siebie pod wieloma względami podobne. Wszyscy są czerwonymi nadolbrzymami lub nadolbrzymami (patrz poniżej, aby zobaczyć różnicę między super i hiper). Każda z nich w ciągu milionów, a nawet tysięcy lat zamieni się w supernową. Są również podobne pod względem wielkości, od 1400-2000 słonecznych.

Każda z tych gwiazd ma swoją osobliwość. Tak więc w UY Shield ta funkcja jest wcześniej omawianą zmiennością. WOH G64 ma toroidalną otoczkę gazu i pyłu. Niezwykle interesująca jest podwójna gwiazda zmienna zaćmieniowa VV Cephei. Jest to ciasny układ dwóch gwiazd, składający się z czerwonego nadolbrzyma VV Cephei A i niebieskiej gwiazdy ciągu głównego VV Cephei B. Centra tych gwiazd znajdują się od siebie w około 17-34 . Biorąc pod uwagę, że promień VV Cefeusza B może osiągnąć 9 AU. (1900 promieni słonecznych), gwiazdy znajdują się w odległości "na odległość ramienia" od siebie. Ich tandem jest tak blisko, że całe kawałki hiperolbrzyma płyną z ogromnymi prędkościami do „małego sąsiada”, który jest od niego prawie 200 razy mniejszy.

Szukasz lidera

W takich warunkach oszacowanie wielkości gwiazd jest już problematyczne. Jak można mówić o wielkości gwiazdy, jeśli jej atmosfera przechodzi w inną gwiazdę lub płynnie przechodzi w dysk gazowo-pyłowy? Dzieje się tak pomimo faktu, że sama gwiazda składa się z bardzo rozrzedzonego gazu.

Co więcej, wszystkie największe gwiazdy są niezwykle niestabilne i krótkotrwałe. Takie gwiazdy mogą żyć kilka milionów, a nawet setki tysięcy lat. Dlatego obserwując gigantyczną gwiazdę w innej galaktyce, możesz być pewien, że na swoim miejscu pulsuje teraz gwiazda neutronowa lub czarna dziura zakrzywia przestrzeń otoczoną pozostałościami po wybuchu supernowej. Jeśli taka gwiazda znajduje się nawet tysiące lat świetlnych od nas, nie można mieć całkowitej pewności, że nadal istnieje lub pozostała tym samym olbrzymem.

Dodajmy do tego niedoskonałość nowoczesnych metod określania odległości do gwiazd oraz szereg bliżej nieokreślonych problemów. Okazuje się, że nawet wśród dziesięciu największych znanych gwiazd nie da się wyróżnić pewnego lidera i ułożyć ich w rosnącej kolejności wielkości. W tym przypadku UY Shield został wymieniony jako najbardziej prawdopodobny kandydat na lidera Wielkiej Dziesiątki. Nie oznacza to wcale, że jej przywództwo jest niezaprzeczalne i że np. NML Cygnus czy VY Canis Major nie mogą być od niej większe. Dlatego różne źródła mogą w różny sposób odpowiedzieć na pytanie o największą znaną gwiazdę. Mówi to raczej nie o ich niekompetencji, ale o tym, że nauka nie może dać jednoznacznych odpowiedzi nawet na tak bezpośrednie pytania.

Największy we wszechświecie

Jeśli nauka nie podejmie się wyodrębnienia największej spośród odkrytych gwiazd, jak możemy stwierdzić, która gwiazda jest największa we Wszechświecie? Według naukowców liczba gwiazd nawet w granicach obserwowalnego wszechświata jest dziesięciokrotnie większa niż liczba ziaren piasku na wszystkich plażach świata. Oczywiście nawet najpotężniejsze współczesne teleskopy widzą niewyobrażalnie mniejszą ich część. Fakt, że największe gwiazdy można odróżnić po ich jasności, nie pomoże w poszukiwaniu „gwiezdnego lidera”. Niezależnie od ich jasności, będzie słabnąć podczas obserwacji odległych galaktyk. Co więcej, jak zauważono wcześniej, najjaśniejsze gwiazdy nie są największe (przykładem jest R136).

Pamiętaj też, że obserwując dużą gwiazdę w odległej galaktyce, faktycznie zobaczymy jej „ducha”. Dlatego nie jest łatwo znaleźć największą gwiazdę we Wszechświecie, jej poszukiwania będą po prostu bezsensowne.

Hipergiganci

Skoro największej gwiazdy nie da się praktycznie znaleźć, to może warto ją teoretycznie rozwinąć? To znaczy znaleźć pewną granicę, po której istnienie gwiazdy nie może już być gwiazdą. Jednak nawet tutaj współczesna nauka staje przed problemem. Obecny model teoretyczny ewolucji i fizyki gwiazd nie wyjaśnia wiele z tego, co faktycznie istnieje i jest obserwowane przez teleskopy. Przykładem tego są hiperolbrzymy.

Astronomowie wielokrotnie musieli podnosić poprzeczkę dla granicy masy gwiazd. Limit ten został po raz pierwszy wprowadzony w 1924 roku przez angielskiego astrofizyka Arthura Eddingtona. Po uzyskaniu sześciennej zależności jasności gwiazd od ich masy. Eddington zdał sobie sprawę, że gwiazda nie może gromadzić masy w nieskończoność. Jasność wzrasta szybciej niż masa i prędzej czy później doprowadzi to do naruszenia równowagi hydrostatycznej. Nacisk światła rosnącej jasności dosłownie zdmuchnie zewnętrzne warstwy gwiazdy. Limit wyliczony przez Eddingtona wynosił 65 mas Słońca. Następnie astrofizycy udoskonalili jego obliczenia, dodając do nich nieuwzględnione komponenty i używając potężnych komputerów. Zatem współczesna teoretyczna granica masy gwiazd to 150 mas Słońca. Teraz pamiętaj, że masa R136a1 to 265 mas Słońca, czyli prawie dwukrotnie więcej niż teoretyczna granica!

R136a1 jest najbardziej masywną znaną obecnie gwiazdą. Oprócz tego kilka innych gwiazd ma znaczne masy, których liczbę w naszej galaktyce można policzyć na palcach. Takie gwiazdy nazywane są hiperolbrzymami. Zauważ, że R136a1 jest znacznie mniejsza niż gwiazdy, które, jak się wydaje, powinny znajdować się poniżej niej w swojej klasie - na przykład nadolbrzym UY Shield. Dzieje się tak, ponieważ hiperolbrzymy nazywane są nie największymi, ale najmasywniejszymi gwiazdami. Dla takich gwiazd stworzono osobną klasę na diagramie widmo-jasność (O), znajdującą się powyżej klasy nadolbrzymów (Ia). Dokładny pasek początkowy masy hiperolbrzyma nie został ustalony, ale z reguły ich masa przekracza 100 mas Słońca. Żadna z największych gwiazd „Wielkiej Dziesiątki” nie przekracza tych limitów.

Teoretyczny impas

Współczesna nauka nie potrafi wyjaśnić natury istnienia gwiazd, których masa przekracza 150 mas Słońca. Rodzi to pytanie, w jaki sposób można określić teoretyczną granicę wielkości gwiazd, jeśli promień gwiazdy, w przeciwieństwie do masy, jest sam w sobie niejasnym pojęciem.

Weźmy pod uwagę fakt, że nie wiadomo dokładnie, jakie były gwiazdy pierwszej generacji i jakie będą w trakcie dalszej ewolucji Wszechświata. Zmiany w składzie, metaliczność gwiazd mogą prowadzić do radykalnych zmian w ich strukturze. Astrofizycy muszą tylko zrozumieć niespodzianki, jakie przyniosą im dalsze obserwacje i badania teoretyczne. Całkiem możliwe, że UY Shield może okazać się prawdziwym okruchem na tle hipotetycznej „król-gwiazdy”, która gdzieś świeci lub zaświeci w najdalszych zakątkach naszego Wszechświata.

Przez wiele stuleci miliony ludzkich oczu wraz z nadejściem nocy zwracają wzrok ku górze – ku tajemniczym światłom na niebie – gwiazdom naszego Wszechświata. Starożytni widzieli różne postacie zwierząt i ludzi w gromadach gwiazd, a każdy z nich tworzył własną historię. Później takie gromady zaczęto nazywać konstelacjami. Do tej pory astronomowie zidentyfikowali 88 konstelacji, które dzielą gwiaździste niebo na określone obszary, które można wykorzystać do nawigacji i określenia położenia gwiazd.

Czy znasz największą gwiazdę w całym wszechświecie?

Gwiazda VY Canis Majoris, znajdująca się w konstelacji Wielkiego Psa, jest największym przedstawicielem gwiezdnego świata. Jest to obecnie największa gwiazda we wszechświecie. Gwiazda znajduje się 5 tysięcy lat świetlnych od Układu Słonecznego. Średnica gwiazdy wynosi 2,9 miliarda km.

W naszym Wszechświecie najliczniejszymi obiektami dostępnymi dla ludzkiego oka są właśnie gwiazdy. Są źródłem światła i energii dla całego Układu Słonecznego. Tworzą również ciężkie pierwiastki niezbędne do powstania życia. A bez gwiazd Wszechświata nie byłoby życia, ponieważ Słońce oddaje swoją energię niemal wszystkim żywym istotom na Ziemi. Ogrzewa powierzchnię naszej planety, tworząc w ten sposób ciepłą, pełną życia oazę wśród wiecznej zmarzliny kosmosu. Stopień jasności gwiazdy we wszechświecie zależy od jej wielkości.

Ale nie wszystkie gwiazdy we wszechświecie są tak ogromne. Istnieją również tak zwane gwiazdy karłowate.

Porównawcze rozmiary gwiazd

Astronomowie oceniają wielkość gwiazd w skali, według której im jaśniejsza gwiazda, tym mniejsza jest jej liczba. Każda kolejna liczba odpowiada gwieździe dziesięciokrotnie mniej jasnej niż poprzednia. Najjaśniejszą gwiazdą na nocnym niebie we wszechświecie jest Syriusz. Jej jasność pozorna wynosi -1,46, co oznacza, że ​​jest 15 razy jaśniejsza niż gwiazda o zerowej jasności.

Gwiazd o jasności 8 lub większej nie można zobaczyć gołym okiem. Gwiazdy są również podzielone według koloru na klasy widmowe, które wskazują ich temperaturę. We Wszechświecie istnieją następujące klasy gwiazd: O, B, A, F, G, K i M. Klasa O odpowiada najgorętszym gwiazdom we Wszechświecie - niebieskim. Najzimniejsze gwiazdy należą do klasy M, mają kolor czerwony.

Klasy widmowe gwiazd Wszechświata
Klasa O - 30 000-60 000 K niebieski
Klasa B - 10 000-30 000 K biało-niebieska
Klasa A - 7500-10 000 K biały
Klasa F - 6000-7500K żółto-biały
Klasa G - 5000-6000 K żółty
Klasa K-3500-5000K pomarańczowy
Klasa M - 2000-3500 K czerwony

Wbrew powszechnemu przekonaniu warto zauważyć, że gwiazdy wszechświata tak naprawdę nie migoczą. To tylko złudzenie optyczne - wynik zakłóceń atmosferycznych. Podobny efekt można zaobserwować w upalny letni dzień, patrząc na rozgrzany asfalt lub beton. Gorące powietrze unosi się i wydaje się, że patrzysz przez drżące szkło. Ten sam proces powoduje złudzenie gwiezdnego migotania. Im bliżej Ziemi jest gwiazda, tym bardziej będzie „migotać”, ponieważ jej światło przechodzi przez gęstsze warstwy atmosfery.

Jądrowe Centrum Gwiazd Wszechświata

Gwiazda we wszechświecie jest gigantycznym ogniskiem jądrowym. Reakcja jądrowa w nim zamienia wodór w hel w procesie fuzji, dzięki czemu gwiazda uzyskuje swoją energię. Jądra atomowe wodoru z jednym protonem łączą się, tworząc atomy helu z dwoma protonami. Jądro zwykłego atomu wodoru ma tylko jeden proton. Te dwa izotopy wodoru również zawierają jeden proton, ale mają też neutrony. Deuter ma jeden neutron, a tryt dwa. Głęboko wewnątrz gwiazdy atom deuteru łączy się z atomem trytu, tworząc atom helu i wolny neutron. W wyniku tego długiego procesu uwalniana jest ogromna ilość energii.

Dla gwiazd ciągu głównego głównym źródłem energii są reakcje jądrowe z udziałem wodoru: cykl protonowo-protonowy, charakterystyczny dla gwiazd o masie zbliżonej do słonecznej, oraz cykl CNO, który występuje tylko w masywnych gwiazdach i tylko w obecności węgiel w ich składzie. W późniejszych stadiach życia gwiazdy reakcje jądrowe mogą również zachodzić z cięższymi pierwiastkami, nawet z żelazem.

Kiedy wyczerpie się zapas wodoru w gwieździe, zaczyna ona przekształcać hel w tlen i węgiel. Jeśli gwiazda jest wystarczająco masywna, proces transformacji będzie kontynuowany, aż węgiel i tlen utworzą neon, sód, magnez, siarkę i krzem. W rezultacie pierwiastki te są przekształcane w wapń, żelazo, nikiel, chrom i miedź, aż rdzeń jest całkowicie metaliczny. Gdy to nastąpi, reakcja jądrowa ustanie, ponieważ temperatura topnienia żelaza jest zbyt wysoka. Wewnętrzne ciśnienie grawitacyjne staje się wyższe niż zewnętrzne ciśnienie reakcji jądrowej i ostatecznie gwiazda zapada się. Dalszy rozwój wydarzeń zależy od początkowej masy gwiazdy.

Rodzaje gwiazd we wszechświecie

Sekwencją główną jest okres istnienia gwiazd Wszechświata, podczas którego zachodzi w nim reakcja jądrowa, czyli najdłuższy odcinek życia gwiazdy. Nasze Słońce znajduje się obecnie w tym okresie. W tym czasie gwiazda podlega niewielkim wahaniom jasności i temperatury. Czas trwania tego okresu zależy od masy gwiazdy. W dużych, masywnych gwiazdach jest krótszy, a w małych dłuższy. Bardzo duże gwiazdy mają wystarczającą ilość wewnętrznego paliwa na kilkaset tysięcy lat, podczas gdy małe gwiazdy, takie jak Słońce, będą świecić przez miliardy lat. Największe gwiazdy zamieniają się w niebieskie olbrzymy podczas sekwencji głównej.

czerwony olbrzym

czerwony olbrzym- To duża czerwonawa lub pomarańczowa gwiazda. Reprezentuje późny etap cyklu, kiedy kończy się dostarczanie wodoru, a hel zaczyna się przekształcać w inne pierwiastki. Wzrost temperatury wewnętrznej jądra prowadzi do zapadnięcia się gwiazdy. Zewnętrzna powierzchnia gwiazdy rozszerza się i ochładza, powodując, że gwiazda zmienia kolor na czerwony. Czerwone olbrzymy są bardzo duże. Ich rozmiar jest sto razy większy niż zwykłych gwiazd. Najwięksi z olbrzymów zamieniają się w czerwone nadolbrzymy. Gwiazda zwana Betelgeuse w konstelacji Oriona jest najbardziej uderzającym przykładem czerwonego nadolbrzyma.

biały karzeł

biały karzeł- oto, co pozostaje ze zwykłej gwiazdy po przejściu przez scenę czerwonego olbrzyma. Kiedy gwiazda kończy się paliwem, może uwolnić część swojej materii w kosmos, tworząc mgławicę planetarną. Pozostaje martwy rdzeń. Reakcja jądrowa nie jest w nim możliwa. Świeci dzięki pozostałej energii, ale prędzej czy później się kończy, a następnie rdzeń stygnie, zamieniając się w czarnego karła. Białe karły są bardzo gęste. Nie są większe niż Ziemia, ale ich masę można porównać z masą Słońca. Są to niesamowicie gorące gwiazdy, osiągające temperatury 100 000 stopni lub więcej.

brązowy karzeł

brązowy karzeł zwany także subgwiazdą. Podczas swojego cyklu życia niektóre protogwiazdy nigdy nie osiągają masy krytycznej, aby rozpocząć procesy jądrowe. Jeśli masa protogwiazdy wynosi tylko 1/10 masy Słońca, jej blask będzie krótkotrwały, po czym szybko zaniknie. Pozostaje brązowy karzeł. To masywna kula gazu, za duża na planetę i za mała na gwiazdę. Jest mniejszy od Słońca, ale kilka razy większy od Jowisza. Brązowe karły nie emitują ani światła, ani ciepła. To tylko ciemny grud materii, który istnieje w bezmiarze wszechświata.

cefeida

cefeida jest gwiazdą o zmiennej jasności, której cykl pulsacji waha się od kilku sekund do kilku lat, w zależności od odmiany gwiazdy zmiennej. Cefeidy zwykle zmieniają swoją jasność na początku i na końcu życia. Są wewnętrzne (zmieniająca się jasność na skutek procesów zachodzących w gwieździe) i zewnętrzne, zmieniające się pod wpływem czynników zewnętrznych, takich jak wpływ orbity najbliższej gwiazdy. Nazywa się to również systemem dualnym.

podwójne gwiazdy

Wiele gwiazd we wszechświecie jest częścią dużych systemów gwiezdnych. Gwiazdy binarne to układ dwóch gwiazd połączonych grawitacyjnie. Krążą po zamkniętych orbitach wokół pojedynczego środka masy. Udowodniono, że połowa wszystkich gwiazd w naszej galaktyce ma parę. Wizualnie sparowane gwiazdy wyglądają jak dwie oddzielne gwiazdy. Można je określić na podstawie przesunięcia linii widmowych (efekt Dopplera). W zaćmieniowych układach podwójnych gwiazdy okresowo przesłaniają się nawzajem, ponieważ ich orbity znajdują się pod niewielkim kątem do linii widzenia.

Cykl życia gwiazd wszechświata
Gwiazda we wszechświecie zaczyna swoje życie jako obłok pyłu i gazu zwany mgławicą. Grawitacja pobliskiej gwiazdy lub fala uderzeniowa supernowej może spowodować zapadnięcie się mgławicy. Elementy obłoku gazu łączą się w gęsty obszar zwany protogwiazdą. W wyniku późniejszej kompresji protostar nagrzewa się. W rezultacie osiąga masę krytyczną i rozpoczyna się proces jądrowy; stopniowo gwiazda przechodzi przez wszystkie fazy swojego istnienia. Pierwszy (jądrowy) etap życia gwiazdy jest najdłuższy i najbardziej stabilny. Żywotność gwiazdy zależy od jej wielkości. Duże gwiazdy szybciej zużywają paliwo do życia. Ich cykl życia nie może trwać dłużej niż kilkaset tysięcy lat. Ale małe gwiazdy żyją przez wiele miliardów lat, ponieważ wolniej zużywają swoją energię.

Ewolucja gwiazd
Ale tak czy inaczej, prędzej czy później wyczerpie się paliwo gwiezdne, a wtedy mała gwiazda zamieni się w czerwonego olbrzyma, a duża gwiazda w czerwonego nadolbrzyma. Ta faza będzie trwała do całkowitego zużycia paliwa. W tym krytycznym momencie wewnętrzne ciśnienie reakcji jądrowej osłabnie i nie będzie już w stanie zrównoważyć siły grawitacji, w wyniku czego gwiazda zapadnie się. Następnie małe gwiazdy Wszechświata z reguły reinkarnują się w mgławicę planetarną z jasnym świecącym jądrem, zwaną białym karłem. Z czasem stygnie, zamieniając się w ciemny grud materii - czarnego karła.

W przypadku wielkich gwiazd sprawy toczą się trochę inaczej. Podczas zawalenia uwalniają niesamowitą ilość energii, a potężna eksplozja rodzi supernową. Jeśli jego wielkość wynosi 1,4 wielkości Słońca, to niestety jądro nie będzie w stanie utrzymać swojego istnienia i po kolejnym zapadnięciu się supernowa stanie się gwiazdą neutronową. Wewnętrzna materia gwiazdy skurczy się do tego stopnia, że ​​atomy utworzą gęstą powłokę złożoną z neutronów. Jeśli wielkość gwiazdowa jest trzykrotnie większa niż wartość słoneczna, to zapadnięcie po prostu ją zniszczy, zmiecie z powierzchni Wszechświata. Wszystko, co po nim zostało, to miejsce o silnej grawitacji, nazywane czarną dziurą.

Mgławica pozostawiona przez gwiazdę wszechświata może rozszerzać się przez miliony lat. W końcu będzie pod wpływem grawitacji pobliskiej lub fali uderzeniowej supernowej i wszystko się powtórzy. Ten proces będzie miał miejsce w całym wszechświecie - niekończący się cykl życia, śmierci i odrodzenia. Wynikiem tej gwiezdnej ewolucji jest powstawanie ciężkich pierwiastków niezbędnych do życia. Nasz Układ Słoneczny pochodzi z drugiej lub trzeciej generacji mgławicy i dlatego na Ziemi i innych planetach znajdują się ciężkie pierwiastki. A to oznacza, że ​​w każdym z nas są cząstki gwiazd. Wszystkie atomy naszego ciała narodziły się w palenisku atomowym lub w wyniku niszczycielskiej eksplozji supernowej.

Lista najjaśniejszych gwiazd widocznych z Ziemi

Syriusz

Gwiazda Syriusz lub Alfa Wielki Psa jest najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Wielkiego Psa. Z pozorną jasnością -1,46, Syriusz jest najjaśniejszą gwiazdą na niebie (poza Słońcem). Jego wielkość bezwzględna wynosi 1,45 i znajduje się w odległości 8,6 lat świetlnych.

Syriusz ma typ widmowy A1Vm, temperaturę powierzchni 9940° Kelvina i jasność 25 razy większą od Słońca. Masa Syriusza wynosi 2,02 mas Słońca, średnica jest 1,7 razy większa niż Słońca.

Powyższe zdjęcie pokazuje nieskompresowaną fotografię gwiazdy Syriusza (na północ u góry) wykonaną astrografem Takahashi E-180.

Syriusz jest w rzeczywistości układem podwójnym gwiazd składającym się z gwiazdy ciągu głównego oznaczonej Syriusz A (typ widmowy A1Vm) i słabego białego karła (typ widmowy DA2) oznaczonego jako Syriusz B. Odległość między Syriuszem A a jego towarzyszem wynosi od 8,1 do 31,5 jednostek astronomicznych . Gwiazda Syriusz jest tak jasna ze względu na swoją wysoką jasność wewnętrzną i bliskość Ziemi. Znajdujący się w odległości 8,6 lat świetlnych (2,6 parseków) system Syriusz jest jednym z najbliższych sąsiadów Ziemi. Na półkuli północnej jest obserwowany między 30 a 73 stopniami szerokości geograficznej. Syriusz jest najbliższą nam gwiazdą, którą można zobaczyć gołym okiem. Chociaż Syriusz jest 25 razy jaśniejszy od Słońca, ma znacznie niższą jasność niż inne jasne gwiazdy, takie jak Canopus, Deneb i Rigel.

System Syriusza ma około 200-300 milionów lat. Początkowo system składał się z dwóch jasnych, niebieskawych gwiazd. Masywniejszy Syriusz B, konsumujący swoje zasoby, stał się czerwonym olbrzymem, po czym wyrzucił swoje zewnętrzne warstwy i stał się białym karłem około 120 milionów lat temu. Syriusz jest potocznie znany jako „Psia Gwiazda”, co odzwierciedla jego przynależność do konstelacji Wielkiego Psa. Wschód słońca Syriusza oznaczał powódź Nilu w starożytnym Egipcie. Nazwa Syriusz pochodzi od starożytnego greckiego „świetlisty” lub „gorący”.

kanopus

Gwiazda Canopus lub Alfa Carina jest najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Carina. Z pozorną jasnością -0,72 Canopus jest drugą najjaśniejszą gwiazdą na niebie. Jego jasność bezwzględna wynosi -5,53 i znajduje się w odległości 310 lat świetlnych od nas.

Canopus ma klasę spektralną A9II, temperaturę powierzchni 7350 Kelvina i jasność 13600 razy większą od Słońca. Gwiazda Canopus ma masę 8,5 mas Słońca i średnicę 65 razy większą od Słońca.

Powyższe zdjęcie pokazuje nieskompresowaną fotografię gwiazdy Canopus (na północ u góry) wykonaną astrografem Takahashi E-180.

Canopus jest nadolbrzymem klasy widmowej F i widziany gołym okiem jest biały. Ze jasnością 13600 razy większą od Słońca Canopus jest w rzeczywistości najjaśniejszą gwiazdą, znajdującą się do 700 lat świetlnych od Układu Słonecznego. Gdyby Canopus znajdował się w odległości 1 jednostki astronomicznej (odległość od Ziemi do Słońca), wówczas miałby jasność pozorną -37 (dla Słońca - 26,72

Średnica gwiazdy Canopus wynosi 0,6 AU, czyli 65 razy więcej niż średnica Słońca. Gdyby Canopus znajdował się w centrum Układu Słonecznego, jego zewnętrzne krawędzie rozciągałyby się na trzy czwarte drogi do Merkurego. Ziemia musiała zostać usunięta na odległość trzykrotnie większą od orbity Plutona, aby Canopus wyglądał na niebie tak samo jak nasze Słońce.

Canopus jest silnym źródłem promieni rentgenowskich, które są prawdopodobnie wytwarzane przez jego koronę rozgrzaną do 15 milionów stopni Kelvina. Jest członkiem grupy gwiazd Scorpio-Centaurus, które mają wspólne pochodzenie.

Arktur

Gwiazda Arcturus lub Alpha Bootes jest najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Wolarza. Z pozorną jasnością -0,04, Arcturus jest czwartą najjaśniejszą gwiazdą na niebie. Jego wartość bezwzględna wynosi -0,3 i jest oddalona od nas o 34 lata świetlne.

Gwiazda Arcturus ma typ widmowy K1.5IIIp, temperaturę powierzchni 4300° Kelvina i jasność 210 razy większą od Słońca. Jego masa wynosi 1,1 mas Słońca, a jego średnica to 26 średnic Słońca.

Powyższe zdjęcie pokazuje nieskompresowane zdjęcie gwiazdy Arcturus (na północ u góry) wykonane astrografem Takahashi E-180.

Arcturus jest widoczny na obu półkulach nieba, ponieważ znajduje się mniej niż 20 stopni na północ od równika niebieskiego. Gwiazda osiąga zenit o północy 30 kwietnia. Istnieje łatwy sposób na znalezienie gwiazdy Arcturus. Wystarczy podążać za uchwytem wiadra Big Dipper. Idąc w tym kierunku można znaleźć Spica. Arcturus jest gwiazdą lokalnego obłoku międzygwiazdowego.

Arcturus to pomarańczowy olbrzym klasy widmowej K1.5IIIp. Litera „P” oznacza „wyjątkową emisję”, wskazując, że widmo światła pochodzącego od gwiazdy jest niezwykłe i pełne linii emisyjnych. Zjawisko to nie jest zbyt powszechne wśród czerwonych olbrzymów, ale jest typowe dla gwiazdy Arcturus. Gwiazda jest co najmniej 110 razy jaśniejsza wizualnie niż Słońce, a to nie uwzględnia faktu, że gwiazda emituje dużą ilość światła w podczerwieni. Całkowita (bolometryczna) moc jest 180 razy większa niż Słońca.

Arcturus wyróżnia się dużą prędkością własnego ruchu. Jest większa niż prędkość jakiejkolwiek gwiazdy pierwszej wielkości w sąsiedztwie, z wyjątkiem Alfa Centauri. Gwiazda Arcturus porusza się szybko (122 km/s) w porównaniu z Układem Słonecznym i obecnie znajduje się prawie najbliżej Słońca. Potrzeba kolejnych 4000 lat, zanim gwiazda zbliży się o kilka setnych roku świetlnego do Ziemi niż jest dzisiaj. Arcturus jest uważany za starą gwiazdę i porusza się wraz z grupą 52 innych podobnych gwiazd. Ten ruch jest znany jako prąd Arkturusa. Jego masa jest trudna do określenia, ale przypuszczalnie wynosi 1,1 masy Słońca.

Vega

Gwiazda Vega lub Alpha Lyrae jest najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Lyrae. Z pozorną jasnością 0,03 magnitudo Vega jest piątą najjaśniejszą gwiazdą na niebie. Jego wartość bezwzględna wynosi 0,6, odległość od Ziemi to 25 lat świetlnych.

Vega ma typ widmowy A0Va, temperaturę powierzchni 9600° Kelvina, a jej jasność jest 37 razy większa od jasności Słońca. Masa gwiazdy wynosi 2,1 masy Słońca, średnica jest 2,3 razy większa od masy Słońca.

Powyższe zdjęcie pokazuje nieskompresowane zdjęcie gwiazdy Vega (na północ u góry) wykonane astrografem Takahashi E-180.

Vega to stosunkowo pobliska gwiazda położona 25 lat świetlnych od Ziemi. Wraz z Arkturusem i Syriuszem jest jedną z najjaśniejszych gwiazd w sąsiedztwie Słońca. Vega jest jednym z wierzchołków Trójkąta Letniego wraz z Denebem i Altairem. Ponieważ znajduje się wysoko na niebie, jest wyraźnie widoczny w miesiącach letnich.

Vega ma typ widmowy A0Va, co czyni ją białą gwiazdą ciągu głównego z niebieskawym odcieniem. Obecnie jego wiek szacuje się na 455 mln lat. Vega ma zaledwie jedną dziesiątą wieku Słońca, ale biorąc pod uwagę, że jest 2,1 raza masywniejsza, jej szacowana długość życia również wynosi tylko jedną dziesiątą Słońca. Obie gwiazdy osiągnęły już środek życia. Vega ma niezwykle mało pierwiastków o liczbie atomowej większej niż hel.

Zakłada się również, że Vega jest gwiazdą zmienną, która okresowo różni się nieznacznie pod względem jasności. Obraca się dość szybko, a prędkość na równiku sięga 274 km/s. Powoduje to wybrzuszenie równika na zewnątrz pod działaniem siły odśrodkowej, w wyniku czego następuje zmiana temperatury w fotosferze gwiazdy, osiągając maksimum na biegunach. Z Ziemi Vega jest obserwowana z jednego z tych biegunów.

W oparciu o zaobserwowany nadmiar promieniowania podczerwonego, Vega prawdopodobnie ma wokółgwiazdowy dysk pyłowy. Pył ten, będący wynikiem zderzeń między obiektami, tworzy orbitalny dysk gruzu, podobny do pasa Kuipera w Układzie Słonecznym. Gwiazdy, które mają nadmiar promieniowania podczerwonego, nazywane są gwiazdami typu Vega. Niestabilność dysku Vegi sugeruje również obecność co najmniej jednej planety wielkości Jowisza.

Vega była gwiazdą bieguna północnego do 12000 roku p.n.e. i tak będzie po 13700 r. n.e. Vega była pierwszą (po Słońcu) gwiazdą, którą sfotografowano i jako pierwsza zarejestrowano jej widmo. Była także jedną z pierwszych gwiazd, których odległość oszacowano za pomocą pomiarów paralaksy.

Kaplica

Star Capella lub Alpha Aurigae to najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Auriga. Z pozorną jasnością 0,08 magnitudo Capella jest szóstą najjaśniejszą gwiazdą na niebie. Jego wartość bezwzględna wynosi -0,5, a odległość od Ziemi to 41 lat świetlnych.

Kaplica ma typ widmowy G6III + G2III, temperaturę powierzchni 4940° Kelvina, a jej jasność jest 79 razy większa niż Słońca. Masa gwiazdy wynosi 2,69 masy Słońca, a średnica jest 12 razy większa niż średnica Słońca.

Powyższe zdjęcie pokazuje nieskompresowane zdjęcie gwiazdy Capella (na północ u góry) wykonane astrografem Takahashi E-180.

Chociaż gołym okiem Capella wydaje się być pojedynczą gwiazdą, w rzeczywistości składa się z dwóch podwójnych par. Pierwsza para składa się z dwóch jasnych olbrzymów typu G o promieniu 10 razy większym niż Słońce i są one w bliskim związku. Uważa się, że te gwiazdy są na dobrej drodze do stania się czerwonymi olbrzymami.

Pierwsza gwiazda ma temperaturę powierzchni około 4900 K, promień 12 razy większy od Słońca, masę 2,7 mas Słońca i jasność 79 razy większą od Słońca. Druga gwiazda ma temperaturę powierzchni około 5700 K, promień równy 9 promieniom słonecznym, masę 2,6 mas Słońca i jasność 78 razy większą od Słońca. Chociaż gwiazda główna jest jaśniejsza, gdy jest obserwowana we wszystkich długościach fal, wydaje się słabsza, gdy jest oglądana w świetle widzialnym, z pozorną jasnością około 0,91, w porównaniu z pozorną jasnością 0,76.

Druga para podwójna składa się z dwóch słabych, małych i stosunkowo chłodnych czerwonych karłów. Para znajduje się w odległości 10 000 jednostek astronomicznych (100 milionów km) i ma okres orbitalny około 104 dni. Najwyraźniej gwiazdy przez całe swoje życie były gwiazdami ciągu głównego spektralnej klasy A, ale w tej chwili rozszerzają się, ochładzają i stają się czerwonymi olbrzymami. Ten proces zajmie im kolejne kilka milionów lat.

Rigel

Gwiazda Rigel lub Beta Orionis jest najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Oriona. Z pozorną jasnością 0,12 magnitudo Rigel jest siódmą najjaśniejszą gwiazdą na niebie. Jego jasność bezwzględna wynosi -7 i znajduje się w odległości ~870 lat świetlnych od nas.

Rigel ma klasę spektralną B8Iae, temperaturę powierzchni 11 000 kelwinów, a jego jasność jest 66 000 razy większa niż jasność Słońca. Gwiazda ma masę 17 mas Słońca i średnicę 78 razy większą od Słońca.

Powyższe zdjęcie pokazuje nieskompresowane zdjęcie gwiazdy Rigel (na północ u góry) wykonane astrografem Takahashi E-180.

Rigel jest najjaśniejszą gwiazdą w naszym lokalnym regionie Drogi Mlecznej. Gwiazda jest tak jasna, że ​​oglądana z odległości jednej jednostki astronomicznej (odległość od Ziemi do Słońca) będzie świecić jak niezwykle jasna kula o średnicy kątowej 35° i jasności pozornej -38. Przepływ mocy na tej odległości będzie taki sam jak z łuku spawalniczego z odległości kilku milimetrów. Każdy obiekt znajdujący się tak blisko zostanie wyparowany przez silny wiatr gwiazdowy.

Rigel obecnie przemierza obszar mgławicy. W rezultacie gwiazda oświetla kilka znajdujących się w pobliżu obłoków pyłu. Najbardziej znanym z nich jest IC 2118 (Mgławica Głowa Wiedźmy). Rigel jest również powiązany z Mgławicą Oriona (M42), która znajduje się mniej więcej w tej samej linii wizualnej co gwiazda, chociaż znajduje się prawie dwa razy dalej od Ziemi.

Rigel to słynna gwiazda podwójna, którą po raz pierwszy zaobserwował Wasilij Jakowlewicz Struve w 1831 roku. Chociaż Rigel B ma stosunkowo słabą jasność, jego bliskość do Rigel A, który jest 500 razy jaśniejszy, czyni go jednym z celów astronomów amatorów. Według obliczeń Rigel B jest usuwany z Rigel A w odległości 2200 jednostek astronomicznych. Ze względu na tak kolosalną odległość między nimi nie ma śladu ruchu orbitalnego, mimo że mają ten sam ruch właściwy.

Sam Rigel B jest spektroskopowym układem podwójnym składającym się z dwóch gwiazd ciągu głównego okrążających wspólny środek ciężkości co 9,8 dnia. Obie gwiazdy należą do klasy widmowej B9V.

Rigel jest gwiazdą zmienną, co nie jest powszechne u nadolbrzymów, o jasności w zakresie 0,03-0,3, zmieniającej się co 22-25 dni.

Procjon

Gwiazda Procyon lub Alpha Canis Minor jest najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Canis Minor. Z pozorną jasnością 0,38 magnitudo Procjon jest ósmą najjaśniejszą gwiazdą na nocnym niebie. Jego wielkość bezwzględna wynosi 2,6, a odległość do Ziemi to 11,4 lat świetlnych.

Procyon ma typ widmowy F5IV-V, temperaturę powierzchni 6650° Kelvina i jasność 6,9 razy większą niż Słońce. Masa gwiazdy jest 1,4 razy większa od masy Słońca, a średnica jest 2 razy większa.

Powyższe zdjęcie pokazuje nieskompresowaną fotografię gwiazdy Procyon (na północ u góry) wykonaną astrografem Takahashi E-180.

Gołym okiem Procyon wygląda jak pojedyncza gwiazda. W rzeczywistości Procjon jest układem podwójnym gwiazd składającym się z głównego ciągu białego karła (klasa widmowa F5 IV-V) zwanego Procyonem A i słabego białego karła (klasa widmowa DA) zwanego Procyonem B. Procjon wygląda tak jasno nie ze względu na swoją jasność , ale ze względu na bliskość Słońca. System znajduje się w odległości 11,46 lat świetlnych (3,51 parseków) i jest jednym z naszych najbliższych sąsiadów.

Szacuje się, że temperatura powierzchni Procyonu A wynosi 6530° Kelvin, co nadaje mu biały odcień. Masa Procyonu A wynosi 1,4 masy Słońca, promień jest równy dwóm promieniom Słońca, a jego jasność jest 6,9 razy większa niż Słońca. Procyon A jest dość jasny jak na swoją klasę, co oznacza całkowitą konwersję wodoru do helu w jego jądrze. Ostatecznie gwiazda zacznie się rozszerzać i zwiększać swoją objętość od 80 do 150 razy. Powinno to nastąpić w ciągu 10 do 100 milionów lat.

Podobnie jak Syriusz B, Procyon B jest białym karłem, który został wyizolowany jako oddzielna istota na długo przed zaobserwowaniem. Jego istnienie po raz pierwszy przewidział Friedrich Bessel w 1844 roku. Chociaż jego charakterystykę orbitalną obliczył Arthur Overs w 1862 r., Procyon B nie został wizualnie potwierdzony aż do 1896 r., kiedy John Martin Scheberle obserwował go w przewidywanych współrzędnych za pomocą 36-calowego refraktora w Obserwatorium Licka.

Przy masie 0,6 mas Słońca Procyon B jest znacznie mniej masywny niż Syriusz B. Jednak Procyon B jest strukturalnie większy niż jego lepiej znany sąsiad, z szacowanym promieniem 8600 km, w porównaniu do 5800 km dla Syriusza B. Temperatura powierzchni gwiazda Procyon B ma temperaturę 7740° Kelvina, czyli jest znacznie zimniejsza niż Syriusz B. Wskazuje to na jego mniejszą masę i starszy wiek. Gwiazda prekursora Procyonu B miała masę około 2,5 mas Słońca i zakończyła swoje życie około 1,7 miliarda lat temu. Z tego powodu uważa się, że Procyon A ma 2 miliardy lat.

Gwiazda Procyon tworzy jeden z trzech wierzchołków Trójkąta Zimowego, wraz z Syriuszem i Betelgezą.

Betelgeza

Gwiazda Betelgeuse lub Alfa Orionis jest drugą najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Oriona. Z pozorną jasnością 0,5 magnitudo Betelgeuse jest dziewiątą najjaśniejszą gwiazdą na nocnym niebie. Jego wielkość bezwzględna wynosi -5,14, a odległość do Ziemi wynosi 530 lat świetlnych.

Betelgeuse ma typ widmowy M2Iab, temperaturę powierzchni 3500° Kelvina i jasność 140 000 razy większą od Słońca. Gwiazda ma masę równą 18 masom Słońca i średnicę równą 1180 średnic Słońca.

Powyższe zdjęcie pokazuje nieskompresowane zdjęcie gwiazdy Betelgeuse (na północ u góry) wykonane astrografem Takahashi E-180.

Czerwony nadolbrzym Betelgeza jest jedną z największych i najjaśniejszych znanych gwiazd. Gdyby znajdował się w centrum naszego Układu Słonecznego, jego powierzchnia pochłonęłaby całą wewnętrzną część Układu Słonecznego (Merkurego, Wenus, Ziemię i Marsa), wyszłaby poza pas planetoid i prawdopodobnie dotarłaby do Jowisza. Jednak ze względu na fakt, że odległość między gwiazdą a Ziemią zmieniła się w ciągu ostatniego stulecia ze 180 do 1300 lat świetlnych, dość trudno jest obliczyć jej średnicę i jasność. Obecnie uważa się, że Betelgeuse znajduje się 640 lat świetlnych od Ziemi, co daje jej średnią bezwzględną wielkość około -6,05.

W 1920 roku Alpha Orionis została pierwszą gwiazdą (po Słońcu), której zmierzono średnicę kątową. Od tego czasu naukowcy użyli wielu teleskopów do pomiaru tego gwiezdnego olbrzyma, każdy o innych parametrach technicznych, często o sprzecznych wynikach. Obecny widzialny zakres średnicy gwiazdy wynosi od 0,043 do 0,056 sekundy. To prawdziwy ruchomy cel, ponieważ gwiazda Betelgeuse okresowo zmienia kształt. Ponadto Betelgeuse ma złożoną, asymetryczną powłokę spowodowaną kolosalną utratą masy z powodu ogromnych strumieni gazu uciekających z powierzchni. Istnieją nawet dowody na to, że Betelgeuse ma gwiezdnego towarzysza krążącego wokół jej gazowej otoczki, przyczyniając się do ekscentrycznego zachowania gwiazdy.

Uważa się, że Betelgeuse ma zaledwie 10 milionów lat, ale ewoluowała szybko ze względu na swoją dużą masę. Gwiazda wydaje się być uciekinierem z gromady gwiazd Orion OB1, która obejmuje gwiazdy typu O i B w pasie Oriona (Alnitak, Alnilam i Mintaka). Betelgeuse znajduje się obecnie w późnym stadium ewolucyjnym i oczekuje się, że eksploduje jako supernowa typu II w ciągu najbliższych milionów lat.

Z wyraźnym czerwonawym odcieniem jest to półregularna gwiazda zmienna, której jasność obserwowana waha się między 0,2 a 1,2. Gwiazda to prawy górny róg Zimowego Trójkąta, wraz z Syriuszem i Procjonem.

Betelgeuse jest łatwa do zauważenia na nocnym niebie, ponieważ pojawia się w pobliżu słynnego pasa Oriona. Na półkuli północnej rośnie na wschodzie tuż po zachodzie słońca w styczniu. W połowie marca gwiazda pojawia się na południu na wieczornym niebie i jest widoczna praktycznie w każdym zamieszkałym regionie globu. W dużych miastach półkuli południowej (takich jak Sydney, Buenos Aires i Kapsztad) gwiazda wznosi się prawie 49° nad horyzontem.

Altair

Gwiazda Altair lub Alpha Aquila jest najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Orła. Z pozorną jasnością 0,77, Altair jest 12. najjaśniejszą gwiazdą na nocnym niebie. Jego wielkość bezwzględna wynosi 2,3, a odległość do Ziemi wynosi 18 lat świetlnych.

Altair ma typ widmowy A7Vn, temperaturę powierzchni 7500° Kelvina i jasność 10,6 razy większą od Słońca. Jego masa wynosi 1,79 mas Słońca, a jego średnica jest 1,9 razy większa niż średnica Słońca.

Powyższe zdjęcie pokazuje nieskompresowaną fotografię gwiazdy Altair (na północ u góry) wykonaną astrografem Takahashi E-180.

Położony 18 lat świetlnych (5,13 parseków) od nas, Altair jest jedną z najbliższych gwiazd widocznych gołym okiem. Wraz z Beta Aquila i Tarazed, gwiazda tworzy dobrze znaną linię gwiazd, czasami nazywaną rodziną Aquila. Altair tworzy jeden z wierzchołków Trójkąta Letniego wraz z Denebem i Vegą.

Altair jest gwiazdą ciągu głównego typu A. Ma niezwykle wysoką prędkość obrotową, która na równiku sięga 210 kilometrów na sekundę. Tak więc jeden okres wynosi około 9 godzin. Dla porównania, Słońcu wykonanie jednego pełnego obrotu na równiku zajmuje nieco ponad 25 dni. Ten szybki obrót powoduje, że Altair jest lekko spłaszczony. Jego średnica równikowa jest o 20 procent większa niż biegunowa.

Aldebaran

Gwiazda Aldebaran lub Alfa Byk jest najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Byka. Z pozorną jasnością 0,85, Aldebaran jest 14. najjaśniejszą gwiazdą na nocnym niebie. Jego wielkość bezwzględna wynosi -0,3, a odległość do Ziemi wynosi 65 lat świetlnych.

Aldebaran ma typ widmowy K5III, temperaturę powierzchni 4010° Kelvina i jasność 425 razy większą od Słońca. Gwiazda Aldebaran ma masę 1,7 mas Słońca i średnicę 44,2 razy większą od Słońca.

Powyższe zdjęcie pokazuje nieskompresowaną fotografię gwiazdy Aldebaran (na północ u góry) wykonaną astrografem Takahashi E-180.

Aldebaran to pomarańczowy olbrzym, który przesunął się z głównej linii sekwencji Hertzsprung-Russell. Wyczerpał paliwo wodorowe w swoim jądrze i proces syntezy wodoru ustał. Chociaż nie jest jeszcze wystarczająco wysoka, aby stopić hel, temperatura jądra gwiazdy znacznie wzrosła z powodu ciśnienia grawitacyjnego, a gwiazda rozszerzyła się do 44,2 średnic Słońca, osiągając wartość 61 milionów kilometrów. Satelita Hipparcos zmierzył odległość do gwiazdy, która wynosi 65 lat świetlnych (20,0 parseków). Aldebaran jest lekko zmienną gwiazdą LB. Jej wahania w pozornej wielkości wynoszą około 0,2.

Aldebaran jest jedną z najprostszych gwiazd, jakie można znaleźć na nocnym niebie, częściowo ze względu na swoją jasność, a częściowo ze względu na położenie przestrzenne w stosunku do jednego z najbardziej widocznych asteryzmów na niebie. Jeśli podążasz za trzema gwiazdami w pasie Oriona od lewej do prawej (półkula północna) lub od prawej do lewej (południe), pierwszą jasną gwiazdą, którą znajdziesz, idąc wzdłuż tej linii, jest Aldebaran.

Aldebaran jest najjaśniejszy spośród członków grupy otwartych gromad gwiazdowych Hiady, które tworzą „głową byka” w konstelacji Byka. Jednak Aldebaran akurat był w zasięgu wzroku między Ziemią a Hiadami. Gromada gwiazd znajduje się w rzeczywistości dwa razy dalej, w odległości 150 lat świetlnych.

Nazwa Aldebaran pochodzi z języka arabskiego i dosłownie tłumaczy się jako „naśladowca”, najwyraźniej ze względu na fakt, że ta jasna gwiazda wydaje się podążać za Plejadami lub gromadą Siedmiu Sióstr na nocnym niebie.

Antares

Gwiazda Antares lub Alpha Scorpii jest najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Skorpiona. Z pozorną gwiazdą 0,96 Antares jest 16 najjaśniejszą gwiazdą na niebie. Jego wielkość bezwzględna wynosi -5,28, a odległość od Ziemi to 604 lata świetlne.

Antares ma typ widmowy M1.5Iab, temperaturę powierzchni 3500° Kelvina i jasność 65 000 razy większą od Słońca. Masa gwiazdy wynosi 15,5 mas Słońca, a jej średnica jest 800 razy większa niż średnica Słońca.

Powyższe zdjęcie pokazuje nieskompresowaną fotografię gwiazdy Antares (na północ u góry) wykonaną astrografem Takahashi E-180.

Antares jest nadolbrzymem. Jeśli zostanie umieszczony w centrum Układu Słonecznego, to jego zewnętrzna powierzchnia znajdzie się między orbitami Marsa i Jowisza. Na podstawie pomiarów paralaksy Antares znajduje się 550 lat świetlnych (170 parseków) od Ziemi. Antares ma jasność wizualną 10 000 razy większą niż Słońce, ale ponieważ gwiazda emituje znaczną ilość energii w podczerwieni, jej jasność bolometryczna jest 65 000 razy większa niż jasność Słońca. Antares jest również nieregularną gwiazdą zmienną (typ LC), której jasność obserwowana waha się od 0,88 do 1,16.

Antares jest w opozycji do Słońca około 31 maja każdego roku. W tym czasie gwiazda jest widoczna przez całą noc. Przez około dwa do trzech tygodni przed i po 30 listopada Antares nie jest widoczny na nocnym niebie, ponieważ ginie w blasku Słońca. Wraz z Aldebaranem, Spicą i Regulusem jest jedną z czterech najjaśniejszych gwiazd znajdujących się w pobliżu ekliptyki.

Antares ma drugorzędną gwiazdę towarzyszącą, Antares B, której odległość kątowa zmieniła się z 3,3 sekundy łuku w 1854 roku do 2,86 sekundy łuku w 1990 roku. Gwiazda jest na ogół trudna do zauważenia ze względu na blask Antaresa A.

Spica

Gwiazda Spica lub Alpha Virgo jest najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Panny. Z pozorną jasnością 0,98, Spica jest 15. najjaśniejszą gwiazdą na nocnym niebie. Jego wielkość bezwzględna wynosi -3,2, a odległość do Ziemi wynosi 262 lata świetlne.

Spica ma typ widmowy B1V, temperaturę powierzchni 22 400 stopni Kelvina i jasność 12 100 razy większą od Słońca. Jego masa sięga 10,3 mas Słońca, a jej średnica to 7,4 średnic Słońca.

Powyższe zdjęcie pokazuje nieskompresowane zdjęcie gwiazdy Spica (na północ u góry) wykonane astrografem Takahashi E-180.

Spica to ciasna gwiazda podwójna, której składniki wykonują jeden obrót wokół wspólnego środka masy co cztery dni. Znajdują się one na tyle blisko siebie, że nie można ich zobaczyć przez teleskop jako dwie oddzielne gwiazdy. Zmiany w ruchu orbitalnym tej pary powodują przesunięcie Dopplera w liniach absorpcyjnych ich odpowiednich widm, co czyni je parą widmową binarną. Parametry orbitalne dla tego systemu zostały po raz pierwszy wyprowadzone z pomiarów spektroskopowych.

Główna gwiazda ma typ widmowy B1 III-IV. Klasa jasności nie odpowiada widmu gwiazdy, które leży między podolbrzymem a gwiazdą olbrzymem, i nie jest to już gwiazda ciągu głównego typu B. Jest masywną gwiazdą o masie 10 razy większej od Słońca i siedmiokrotnym promieniu. Całkowita jasność tej gwiazdy jest 12100 razy większa od Słońca i osiem razy większa od jej towarzysza. Główna gwiazda tej pary jest jedną z najbliższych Słońcu gwiazd, która ma wystarczającą masę, aby zakończyć swoje życie w wybuchu supernowej typu II.

Gwiazda macierzysta jest sklasyfikowana jako gwiazda zmienna typu Beta Cephei, której jasność zmienia się codziennie o 0,1738. Widmo pokazuje zmienność prędkości radialnej w tym samym okresie, co wskazuje, że powierzchnia gwiazdy regularnie pulsuje. Ta gwiazda szybko się kręci. Prędkość obrotu wzdłuż równika wynosi 199 km/s.

Druga gwiazda tego układu jest jedną z niewielu gwiazd, w których obserwuje się efekt Struve-Sahade. Jest to anomalna zmiana siły linii widmowych podczas orbity, gdzie linie stają się słabsze, gdy gwiazda oddala się od obserwatora. Ta gwiazda jest mniejsza niż główna. Jej masa jest siedmiokrotnie większa od masy Słońca, a promień gwiazdy jest 3,6 razy większy od promienia Słońca. Gwiazda ma typ widmowy B2 V, co czyni ją gwiazdą ciągu głównego.

Spica to zmienna elipsoidalna, w której gwiazdy są zniekształcane przez siłę grawitacji. Efekt ten powoduje zmianę jasności pozornej układu gwiezdnego o wartość równą 0,03 na przedział czasu, co odpowiada okresowi orbitalnemu. Ten niewielki spadek wielkości jest ledwo zauważalny wizualnie. Tempo rotacji obu gwiazd jest szybsze niż ich okres orbitalny. Ten brak synchronizacji i wysoka eliptyczność ich orbity mogą wskazywać, że jest to młody układ gwiazd. Z czasem wzajemne oddziaływanie pływowe pary może prowadzić do synchronizacji obrotowej i cyklizacji orbity.

Polluks

Gwiazda Pollux lub Beta Gemini jest najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Bliźniąt. Z pozorną jasnością 1,14 magnitudo, Polluks jest 17. najjaśniejszą gwiazdą na niebie. Jego wielkość bezwzględna wynosi 0,7, a odległość do Ziemi wynosi 40 lat świetlnych.

Pollux ma typ widmowy K0IIIb, temperaturę powierzchni 4865° Kelvina i jasność 32 razy większą od Słońca. Jego masa wynosi 1,86 mas Słońca, a jego średnica jest 8 razy większa niż średnica Słońca.

Powyższe zdjęcie pokazuje nieskompresowane zdjęcie gwiazdy Pollux (na północ u góry) wykonane astrografem Takahashi E-180.

Bliźniacze gwiazdy Castor i Pollux najlepiej widać podczas północnych wiosennych wieczorów. W przeciwieństwie do prawdziwych bliźniaków, Castor i Pollux mają ze sobą niewiele wspólnego. Castor to biała poczwórna gwiazda złożona z dość zbliżonych białych składników (klasa widmowa A), podczas gdy Pollux to pomarańczowy chłodny olbrzym (klasa widmowa K0IIIb).

Bliskie połączenie z Castorem nadaje Polluxowi jaśniejszy kolor. Gwiazda oddalona o 34 lata świetlne ma całkowitą jasność 46 razy większą niż Słońce. Ze swoją niską temperaturą (4770° Kelvin) i średnicą 10 razy większą od Słońca, Pollux jest mniejszy niż większość swoich kuzynów-olbrzymów i ma tylko jedną czwartą średnicy Aldebarana. W jej głębokim jądrze zachodzi proces syntezy wodoru w hel, typowy dla większości czerwonych olbrzymów. Gwiazda emituje promieniowanie rentgenowskie i wydaje się mieć namagnesowaną koronę.

W 2006 roku wokół Polluksa odkryto egzoplanetę, co czyni ją najjaśniejszą gwiazdą na niebie ze znaną egzoplanetą. Mając masę co najmniej 2,9 masy Jowisza, planeta krąży po orbicie kołowej w odległości 1,69 jednostek astronomicznych, z okresem rotacji wynoszącym 590 dni (1,6 roku).

Fomalhaut

Gwiazda Fomalhaut, czyli ryba południowa alfa, jest najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Ryby Południowej. Z pozorną jasnością 1,16 magnitudo Fomalhaut jest 18. najjaśniejszą gwiazdą na niebie. Jego wielkość bezwzględna wynosi 2,0 i znajduje się w odległości 22 lat świetlnych.

Fomalhaut ma typ widmowy A3Va, temperaturę powierzchni 8750° Kelvina i jasność 17,9 razy większą od Słońca.

Powyższe zdjęcie pokazuje nieskompresowaną fotografię gwiazdy Fomalhaut (na północ u góry) wykonaną astrografem Takahashi E-180.

Fomalhaut jest stosunkowo młodą gwiazdą, ma około 300 milionów lat, a jej potencjalna długość życia może dochodzić do miliarda lat. Gwiazda ma niedobór metalu w porównaniu ze Słońcem, co oznacza, że ​​składa się z mniejszego procentu pierwiastków innych niż wodór i hel. Metaliczność gwiazdy jest określana przez pomiar ilości żelaza w fotosferze w stosunku do wodoru. W 1997 roku badania spektroskopowe wykazały wartość równą 93% objętości żelaza w Słońcu, ale nowsze badania wykazały, że wartość ta może być o połowę mniejsza.

Fomalhaut jest jedną z 16 gwiazd należących do Castor Moving Group of Stars. Jest to związek gwiazd, który dzieli ogólny ruch gwiazd w przestrzeni i dlatego może być fizycznie połączony. Pozostali członkowie tej grupy to Castor i Vega. Ta ruchoma grupa jest szacowana przez naukowców na około 200 milionów lat. Sąsiednia gwiazda TW Southern Pisces, również należąca do tej grupy, może tworzyć fizyczną parę z Fomalhautem.

Fomalhaut jest otoczony toroidalnym dyskiem gruzu z bardzo ostrą krawędzią wewnętrzną w promieniowej odległości 133 j.a. Pył jest rozprowadzany w pasie o szerokości około 25 AU i jest czasami określany jako „pas Fomalhaut Kuipera”. Uważa się, że zakurzony dysk Fomalhauta jest protoplanetarny i emituje promieniowanie podczerwone. Pomiary rotacji Fomalhauta wskazują, że dysk znajduje się w płaszczyźnie równikowej gwiazdy, jak sugeruje teoria powstawania gwiazd i planet.

Fomalhaut ma szczególne znaczenie w badaniach egzosłonecznych, ponieważ jest centrum pierwszego układu gwiezdnego z egzoplanetą (Fomalhaut b) widzianą w widzialnych długościach fal. Masa planety jest w przybliżeniu nie większa niż trzykrotna masa Jowisza i nie mniejsza niż masa Neptuna.

Deneb

Gwiazda Deneb lub Alfa Cygnus jest najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Łabędzia. Z pozorną jasnością 1,25 magnitudo Deneb jest 19. najjaśniejszą gwiazdą na niebie. Jego wielkość bezwzględna wynosi -7,2, a odległość do Ziemi to 1550 lat świetlnych.

Deneb ma typ widmowy A2Ia, temperaturę powierzchni 8525° Kelvina i jasność 54 000 razy większą od Słońca. Jego masa to 20 mas Słońca, a jego średnica to 110 średnic Słońca.

Powyższe zdjęcie pokazuje nieskompresowaną fotografię gwiazdy Deneb (na północ u góry) wykonaną astrografem Takahashi E-180.

Deneb wraz z Altairem i Vegą tworzą szczyty letniego trójkąta. Z jasnością absolutną 7,2 magnitudo Deneb jest jedną z najjaśniejszych gwiazd, jakie znamy. Szacuje się, że jego jasność jest 60 000 razy większa od jasności Słońca. Jego dokładna odległość od Ziemi jest nieznana, co sprawia, że ​​określenia wielu innych właściwości Deneba również są niedokładne. Jednak zasłona niepewności nad tą gwiazdą została zdjęta przez badania w 2007 roku. Zgodnie z wynikami najbardziej prawdopodobna odległość, w jakiej znajduje się gwiazda, wynosi około 1550 lat świetlnych. Błąd obliczeniowy dopuszcza odległość od 1340 do 1840 lat świetlnych. Deneb to najdalsza znana gwiazda pierwszej wielkości.

Na podstawie jego temperatury i jasności, a także bezpośrednich pomiarów jego niewielkiej średnicy kątowej (tylko 0,002 sekundy kątowej), wydaje się, że Deneb ma średnicę 110 razy większą niż Słońce. Umieszczony w centrum naszego Układu Słonecznego Deneb zająłby połowę orbity Ziemi. Alpha Cygnus to jedna z największych białych gwiazd, jakie znamy.

Niebiesko-biały kolor, wysoka masa i temperatura nadolbrzyma oznaczają, że gwiazda będzie miała bardzo krótką żywotność i prawdopodobnie stanie się supernową w ciągu kilku milionów lat. W swoim rdzeniu proces syntezy wodoru już się zatrzymuje. Obecnie prawdopodobne jest, że Deneb rozwija się w czerwonego nadolbrzyma, takiego jak Mu Cephei. Chociaż tak się stanie, gwiazda przejdzie przez typy widmowe F, G, K i M.

Wiatr słoneczny Deneb powoduje utratę masy w tempie 0,8 miliona mas Słońca rocznie, czyli 100 000 razy więcej niż przepływ słoneczny. Jest to prototyp klasy gwiazd zmiennych znanych jako zmienne Alpha Cygnus. Jego powierzchnia podlega drganiom niepromieniowym, które powodują zmiany w jego jasności i klasie widmowej.

Królewiątko

Gwiazda Regulus lub Alpha Leo jest najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Lwa. Z pozorną jasnością 1,35 magnitudo Regulus jest 21. najjaśniejszą gwiazdą na niebie. Jego wartość bezwzględna wynosi -0,3, a odległość do Ziemi 69 lat świetlnych.

Regulus ma klasę widmową B7Vn, temperaturę powierzchni 10300 kelwinów i jasność 150 razy większą od Słońca. Masa gwiazdy wynosi 3,5 mas Słońca, a średnica 3,2 średnic Słońca.

Powyższe zdjęcie pokazuje nieskompresowane zdjęcie gwiazdy Regulus (na północ u góry) wykonane astrografem Takahashi E-180.

Regulus to system wielogwiazdowy składający się z czterech gwiazd. Regulus A to podwójny układ gwiazd składający się z biało-niebieskawej gwiazdy ciągu głównego (klasa widmowa B7V), która podobno krąży wokół białego karła o masie 0,3 mas Słońca. Okrążenie wokół wspólnego środka masy zajmuje tym dwóm gwiazdom około 40 dni.

Główna gwiazda Regulus A to młoda gwiazda o masie około 3,5 mas Słońca, której wiek wynosi kilkaset milionów lat. Gwiazda kręci się dość szybko. Jej okres wynosi zaledwie 15,9 godziny, co prowadzi do zniekształcenia kształtu gwiazdy i tzw. zaćmienia grawitacyjnego: fotosfera na biegunach tej gwiazdy jest znacznie gorętsza i pięciokrotnie jaśniejsza na jednostkę powierzchni niż na równiku region. Gdyby obracał się o 16% szybciej, grawitacja gwiazdy byłaby słabsza niż siła odśrodkowa i gwiazda rozerwałaby się na strzępy.

Biorąc pod uwagę mocno zniekształcony kształt gwiazdy głównej, względny ruch orbitalny pary podwójnej może być uderzająco różny od czystych dwóch ciał Keplera ze względu na ciągłe perturbacje wpływające na ich okres orbitalny. Innymi słowy, trzecie prawo Keplera, które jest zdefiniowane dla dwóch mas punktowych, nie ma zastosowania do tej pary podwójnej ze względu na zbyt zniekształcony kształt gwiazdy głównej.

W odległości około 4200 jednostek astronomicznych od Regulusa A znajduje się podwójny układ gwiazd, który ma wspólny właściwy obrót. Oznaczone jako Regulus B (klasa widmowa K2V) i Regulus C (klasa widmowa M4V), para ma okres orbitalny 2000 lat i jest oddzielona około 100 jednostkami astronomicznymi.

Światło emanujące z tej pary gwiazd dominuje w układzie podwójnym Regulus A. Regulus B, oglądany oddzielnie, jest obiektem lornetkowym z widoczną gwiazdą o jasności 8,1 mag, a jej gwiezdny towarzysz Regulus ma 13,5. Regulus A to spektroskopowa gwiazda podwójna: drugorzędna gwiazda tej pary nie została jeszcze bezpośrednio zaobserwowana, ponieważ jest znacznie słabsza niż główna. Para B i C znajdują się w odległości kątowej 177 sekund kątowych od Regulusa A, dzięki czemu są niewidoczne dla teleskopów amatorskich.

Spośród najjaśniejszych gwiazd na niebie, Regulus znajduje się najbliżej płaszczyzny ekliptyki i jest regularnie zasłaniany przez Księżyc. Zakrycie Merkurego i Wenus jest również możliwe, ale rzadkie, podobnie jak zakrycie asteroidy. Ostatnie zaćmienie planety (planeta Wenus) gwiazdy Regulus miało miejsce 7 lipca 1959 roku. Kolejny wydarzy się 1 października 2044 roku, a także przez Wenus. Inne planety nie przesłonią Regulusa przez kilka następnych tysiącleci ze względu na swoje położenie.

Adara

Gwiazda Adary, czyli Epsilon Canis Major, jest drugą najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Wielkiego Psa. Z pozorną jasnością 1,5 mag Adara jest 22. najjaśniejszą gwiazdą na niebie. Jego wartość bezwzględna wynosi -4,8, a odległość do Ziemi około 400 lat świetlnych.

Adara ma typ widmowy B2II, temperaturę powierzchni 24 750° Kelvina i jasność 20 000 razy większą od Słońca. Gwiazda ma masę 10 mas Słońca.

Powyższe zdjęcie pokazuje nieskompresowane zdjęcie gwiazdy Adara (na północ u góry) wykonane astrografem Takahashi E-180.

Adara to gwiazda podwójna znajdująca się 430 lat świetlnych od Ziemi. Gwiazda główna ma niebiesko-biały kolor (klasa widmowa B2) o wysokiej temperaturze powierzchni (25 000 ° K). Emituje całkowite promieniowanie, które jest 20 000 razy większe niż promieniowanie słoneczne. Gdyby ta gwiazda znajdowała się w tej samej odległości co Syriusz, przyćmiłaby wszystkie inne gwiazdy na niebie i byłaby 15 razy jaśniejsza niż planeta Wenus. Ta gwiazda jest również jednym z najpotężniejszych źródeł ultrafioletu na niebie. Jest to silne źródło fotonów zdolnych do jonizacji atomów wodoru w gazie międzygwiazdowym w pobliżu Słońca, co jest bardzo ważne przy określaniu stanu jonizacji obłoku międzygwiazdowego.

Gwiazda towarzysząca ma jasność pozorną 7,5 magnitudo i znajduje się 7,5 sekundy kątowej od głównej gwiazdy. Jednak gwiazdę tę można zobaczyć tylko w dużych teleskopach, ponieważ główna gwiazda jest około 250 razy jaśniejsza niż jej towarzysz.

Kilka milionów lat temu Adara znajdowała się znacznie bliżej Słońca niż obecnie, przez co na nocnym niebie jest znacznie jaśniejsza. Około 4 700 000 lat temu Adara znajdowała się 34 lata świetlne od Słońca i była bardzo jasną gwiazdą o jasności -3,99 magnitudo. Żadna inna gwiazda nie osiągnęła od tego czasu takiej jasności i żadna inna gwiazda nie osiągnie tej jasności w ciągu najbliższych pięciu milionów lat.

Rolka

Gwiazda Castor lub Alpha Gemini jest drugą najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Bliźniąt. Z pozorną jasnością 1,57, Castor jest 23. najjaśniejszą gwiazdą na niebie. Jego wielkość bezwzględna wynosi 0,5, a odległość od Ziemi wynosi 49 lat świetlnych.

Castor ma typ spektralny A1V + A2V, temperaturę powierzchni 10 300° Kelvina i jasność 30 razy większą od Słońca. Masa gwiazdy wynosi 2,2 masy Słońca, a średnica jest 2,3 razy większa niż średnica Słońca.

Powyższe zdjęcie pokazuje nieskompresowane zdjęcie gwiazdy Castor (na północ u góry) wykonane astrografem Takahashi E-180.

Wizualnie podwójna gwiazda Castor została odkryta w 1678 roku. Jego jasność pozorna wynosi 2,0 i 2,9 (łączna jasność wynosi 1,58). Oddzielone gorące białe gwiazdy (klasa widmowa A) są oddalone od siebie o 6 sekund kątowych, a ich okres obiegu wokół wspólnego środka masy wynosi 467 lat. Każdy ze składników tej pary sam w sobie jest spektroskopowym układem podwójnym, dzięki czemu rycynowy jest poczwórnym układem gwiazdowym. Castor ma słabego towarzysza, oddalonego od niego o 72 sekundy kątowe, ale z tą samą paralaksą i ruchem właściwym. Ten satelita jest binarnym zasłoniętym układem gwiazd z okresem około 1 dnia. Ten podwójny układ gwiazd jest tylko jednym z kilku, w których oba składniki pary to gwiazdy karłowate klasy M. Castor można zatem uznać za sześciokrotny układ gwiezdny, w którym sześć pojedynczych gwiazd jest ze sobą połączonych grawitacyjnie.

Bliźniaki "bliźniaków" - gwiazdy Kastora i Polluksa najlepiej widać w wiosenne wieczory. W przeciwieństwie do prawdziwych bliźniaków, Castor i Pollux mają ze sobą niewiele wspólnego. Castor to biała poczwórna gwiazda złożona z dość zbliżonych białych składników (klasa widmowa A), podczas gdy Pollux to pomarańczowy chłodny olbrzym (klasa widmowa K0IIIb). Bliskie połączenie z Castorem nadaje Polluxowi jaśniejszy kolor.

Przez wiele stuleci miliony ludzkich oczu, wraz z nadejściem nocy, kierują swój wzrok w górę - w kierunku tajemniczych świateł na niebie - gwiazdy w naszym wszechświecie. Starożytni widzieli różne postacie zwierząt i ludzi w gromadach gwiazd, a każdy z nich tworzył własną historię. Później takie gromady zaczęto nazywać konstelacjami. Do tej pory astronomowie zidentyfikowali 88 konstelacji, które dzielą gwiaździste niebo na określone obszary, które można wykorzystać do nawigacji i określenia położenia gwiazd. W naszym Wszechświecie najliczniejszymi obiektami dostępnymi dla ludzkiego oka są właśnie gwiazdy. Są źródłem światła i energii dla całego Układu Słonecznego. Tworzą również ciężkie pierwiastki niezbędne do powstania życia. A bez gwiazd Wszechświata nie byłoby życia, ponieważ Słońce oddaje swoją energię niemal wszystkim żywym istotom na Ziemi. Ogrzewa powierzchnię naszej planety, tworząc w ten sposób ciepłą, pełną życia oazę wśród wiecznej zmarzliny kosmosu. Stopień jasności gwiazdy we wszechświecie zależy od jej wielkości.

Czy znasz największą gwiazdę w całym wszechświecie?

Gwiazda VY Canis Majoris, znajdująca się w konstelacji Wielkiego Psa, jest największym przedstawicielem gwiezdnego świata. Jest to obecnie największa gwiazda we wszechświecie. Gwiazda znajduje się 5 tysięcy lat świetlnych od Układu Słonecznego. Średnica gwiazdy wynosi 2,9 miliarda km.

Ale nie wszystkie gwiazdy we wszechświecie są tak ogromne. Istnieją również tak zwane gwiazdy karłowate.

Porównawcze rozmiary gwiazd

Astronomowie oceniają wielkość gwiazd w skali, według której im jaśniejsza gwiazda, tym mniejsza jest jej liczba. Każda kolejna liczba odpowiada gwieździe dziesięciokrotnie mniej jasnej niż poprzednia. Najjaśniejszą gwiazdą na nocnym niebie we wszechświecie jest Syriusz. Jej jasność pozorna wynosi -1,46, co oznacza, że ​​jest 15 razy jaśniejsza niż gwiazda o zerowej jasności. Gwiazd o jasności 8 lub większej nie można zobaczyć gołym okiem. Gwiazdy są również podzielone według koloru na klasy widmowe, które wskazują ich temperaturę. We Wszechświecie istnieją następujące klasy gwiazd: O, B, A, F, G, K i M. Klasa O odpowiada najgorętszym gwiazdom we Wszechświecie - niebieskim. Najzimniejsze gwiazdy należą do klasy M, mają kolor czerwony.

Klasa	Temperatura, K	prawdziwy kolor	Widoczny kolor	Główne cechy
O	30 000—60 000	niebieski	niebieski	Słabe linie neutralnego wodoru, helu, zjonizowanego helu, pomnożonego zjonizowanego Si, C, N.
B	10 000—30 000	biało niebieski	biało-niebieski i biały	Linie absorpcyjne helu i wodoru. Słabe linie H i K Ca II.
A	7500—10 000	biały	biały	Seria Strong Balmer, linie H i K Ca II rosną w kierunku klasy F. Również bliżej klasy F zaczynają pojawiać się linie metalowe
F	6000—7500	Żółto-biały	biały	Linie H i K Ca II, metalowe linie są mocne. Linie wodorowe zaczynają słabnąć. Pojawia się linia Ca I. Pojawia się i nasila pasmo G utworzone przez linie Fe, Ca i Ti.
G	5000—6000	żółty	żółty	Linie H i K Ca II są intensywne. Ca I linia i liczne metalowe linie. Linie wodorowe nadal słabną i pojawiają się pasma cząsteczek CH i CN.
K	3500—5000	Pomarańczowy	żółtawo-pomarańczowy	Metalowe linie i pasmo G są intensywne. Linie wodorowe są prawie niewidoczne. Pojawiają się pasma absorpcji TiO.
M	2000—3500	czerwony	pomarańczowy czerwony	Pasma TiO i innych cząsteczek są intensywne. Pasmo G słabnie. Metalowe linie są nadal widoczne.

Wbrew powszechnemu przekonaniu warto zauważyć, że gwiazdy wszechświata tak naprawdę nie migoczą. To tylko złudzenie optyczne - wynik zakłóceń atmosferycznych. Podobny efekt można zaobserwować w upalny letni dzień, patrząc na rozgrzany asfalt lub beton. Gorące powietrze unosi się i wydaje się, że patrzysz przez drżące szkło. Ten sam proces powoduje złudzenie gwiezdnego migotania. Im bliżej Ziemi jest gwiazda, tym bardziej będzie „migotać”, ponieważ jej światło przechodzi przez gęstsze warstwy atmosfery.

Jądrowe Centrum Gwiazd Wszechświata

Gwiazda we wszechświecie jest gigantycznym ogniskiem jądrowym. Reakcja jądrowa w nim zamienia wodór w hel w procesie fuzji, dzięki czemu gwiazda uzyskuje swoją energię. Jądra atomowe wodoru z jednym protonem łączą się, tworząc atomy helu z dwoma protonami. Jądro zwykłego atomu wodoru ma tylko jeden proton. Te dwa izotopy wodoru również zawierają jeden proton, ale mają też neutrony. Deuter ma jeden neutron, a tryt dwa. Głęboko wewnątrz gwiazdy atom deuteru łączy się z atomem trytu, tworząc atom helu i wolny neutron. W wyniku tego długiego procesu uwalniana jest ogromna ilość energii.

Dla gwiazd ciągu głównego głównym źródłem energii są reakcje jądrowe z udziałem wodoru: cykl protonowo-protonowy, charakterystyczny dla gwiazd o masie zbliżonej do słonecznej, oraz cykl CNO, który występuje tylko w masywnych gwiazdach i tylko w obecności węgiel w ich składzie. W późniejszych stadiach życia gwiazdy reakcje jądrowe mogą również zachodzić z cięższymi pierwiastkami, nawet z żelazem.

	Cykl proton-proton	cykl CNO
Główne łańcuchy	p + p → ²D + e + + ν mi+ 0,4 MeV 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 MeV 13N → 13C+ e + + v e+1,37 MeV 13 C + 1 H → 14 N + γ | +7,54 MeV 14 N + 1 H → 15 O + γ +7,29 MeV 15O → 15N+ e + + v e+2,76 MeV 15 N + 1 H → 12 C + 4 He + 4,96 MeV

Kiedy wyczerpie się zapas wodoru w gwieździe, zaczyna ona przekształcać hel w tlen i węgiel. Jeśli gwiazda jest wystarczająco masywna, proces transformacji będzie kontynuowany, aż węgiel i tlen utworzą neon, sód, magnez, siarkę i krzem. W rezultacie pierwiastki te są przekształcane w wapń, żelazo, nikiel, chrom i miedź, aż rdzeń jest całkowicie metaliczny. Gdy to nastąpi, reakcja jądrowa ustanie, ponieważ temperatura topnienia żelaza jest zbyt wysoka. Wewnętrzne ciśnienie grawitacyjne staje się wyższe niż zewnętrzne ciśnienie reakcji jądrowej i ostatecznie gwiazda zapada się. Dalszy rozwój wydarzeń zależy od początkowej masy gwiazdy.

Rodzaje gwiazd we wszechświecie

Sekwencją główną jest okres istnienia gwiazd Wszechświata, podczas którego zachodzi w nim reakcja jądrowa, czyli najdłuższy odcinek życia gwiazdy. Nasze Słońce znajduje się obecnie w tym okresie. W tym czasie gwiazda podlega niewielkim wahaniom jasności i temperatury. Czas trwania tego okresu zależy od masy gwiazdy. W dużych, masywnych gwiazdach jest krótszy, a w małych dłuższy. Bardzo duże gwiazdy mają wystarczającą ilość wewnętrznego paliwa na kilkaset tysięcy lat, podczas gdy małe gwiazdy, takie jak Słońce, będą świecić przez miliardy lat. Największe gwiazdy zamieniają się w niebieskie olbrzymy podczas sekwencji głównej.

Rodzaje gwiazd we wszechświecie
czerwony olbrzym- To duża czerwonawa lub pomarańczowa gwiazda. Reprezentuje późny etap cyklu, kiedy kończy się dostarczanie wodoru, a hel zaczyna się przekształcać w inne pierwiastki. Wzrost temperatury wewnętrznej jądra prowadzi do zapadnięcia się gwiazdy. Zewnętrzna powierzchnia gwiazdy rozszerza się i ochładza, powodując, że gwiazda zmienia kolor na czerwony. Czerwone olbrzymy są bardzo duże. Ich rozmiar jest sto razy większy niż zwykłych gwiazd. Najwięksi z olbrzymów zamieniają się w czerwone nadolbrzymy. Gwiazda zwana Betelgeuse w konstelacji Oriona jest najbardziej uderzającym przykładem czerwonego nadolbrzyma.
biały karzeł- oto, co pozostaje ze zwykłej gwiazdy po przejściu przez scenę czerwonego olbrzyma. Kiedy gwiazda kończy się paliwem, może uwolnić część swojej materii w kosmos, tworząc mgławicę planetarną. Pozostaje martwy rdzeń. Reakcja jądrowa nie jest w nim możliwa. Świeci dzięki pozostałej energii, ale prędzej czy później się kończy, a następnie rdzeń stygnie, zamieniając się w czarnego karła. Białe karły są bardzo gęste. Nie są większe niż Ziemia, ale ich masę można porównać z masą Słońca. Są to niesamowicie gorące gwiazdy, osiągające temperatury 100 000 stopni lub więcej.
brązowy karzeł zwany także subgwiazdą. Podczas swojego cyklu życia niektóre protogwiazdy nigdy nie osiągają masy krytycznej, aby rozpocząć procesy jądrowe. Jeśli masa protogwiazdy wynosi tylko 1/10 masy Słońca, jej blask będzie krótkotrwały, po czym szybko zaniknie. Pozostaje brązowy karzeł. To masywna kula gazu, za duża na planetę i za mała na gwiazdę. Jest mniejszy od Słońca, ale kilka razy większy od Jowisza. Brązowe karły nie emitują ani światła, ani ciepła. To tylko ciemny grud materii, który istnieje w bezmiarze wszechświata.
cefeida jest gwiazdą o zmiennej jasności, której cykl pulsacji waha się od kilku sekund do kilku lat, w zależności od odmiany gwiazdy zmiennej. Cefeidy zwykle zmieniają swoją jasność na początku i na końcu życia. Są wewnętrzne (zmieniająca się jasność na skutek procesów zachodzących w gwieździe) i zewnętrzne, zmieniające się pod wpływem czynników zewnętrznych, takich jak wpływ orbity najbliższej gwiazdy. Nazywa się to również systemem dualnym.
Wiele gwiazd we wszechświecie jest częścią dużych systemów gwiezdnych. podwójne gwiazdy- układ dwóch połączonych ze sobą grawitacyjnie gwiazd. Krążą po zamkniętych orbitach wokół pojedynczego środka masy. Udowodniono, że połowa wszystkich gwiazd w naszej galaktyce ma parę. Wizualnie sparowane gwiazdy wyglądają jak dwie oddzielne gwiazdy. Można je określić na podstawie przesunięcia linii widmowych (efekt Dopplera). W zaćmieniowych układach podwójnych gwiazdy okresowo przesłaniają się nawzajem, ponieważ ich orbity znajdują się pod niewielkim kątem do linii widzenia.

Cykl życia gwiazd wszechświata

Gwiazda we wszechświecie zaczyna swoje życie jako obłok pyłu i gazu zwany mgławicą. Grawitacja pobliskiej gwiazdy lub fala uderzeniowa supernowej może spowodować zapadnięcie się mgławicy. Elementy obłoku gazu łączą się w gęsty obszar zwany protogwiazdą. W wyniku późniejszej kompresji protostar nagrzewa się. W rezultacie osiąga masę krytyczną i rozpoczyna się proces jądrowy; stopniowo gwiazda przechodzi przez wszystkie fazy swojego istnienia. Pierwszy (jądrowy) etap życia gwiazdy jest najdłuższy i najbardziej stabilny. Żywotność gwiazdy zależy od jej wielkości. Duże gwiazdy szybciej zużywają paliwo do życia. Ich cykl życia nie może trwać dłużej niż kilkaset tysięcy lat. Ale małe gwiazdy żyją przez wiele miliardów lat, ponieważ wolniej zużywają swoją energię.

Ale tak czy inaczej, prędzej czy później wyczerpie się paliwo gwiezdne, a wtedy mała gwiazda zamieni się w czerwonego olbrzyma, a duża gwiazda w czerwonego nadolbrzyma. Ta faza będzie trwała do całkowitego zużycia paliwa. W tym krytycznym momencie wewnętrzne ciśnienie reakcji jądrowej osłabnie i nie będzie już w stanie zrównoważyć siły grawitacji, w wyniku czego gwiazda zapadnie się. Następnie małe gwiazdy Wszechświata z reguły reinkarnują się w mgławicę planetarną z jasnym świecącym jądrem, zwaną białym karłem. Z czasem stygnie, zamieniając się w ciemny grud materii - czarnego karła.

W przypadku wielkich gwiazd sprawy toczą się trochę inaczej. Podczas zawalenia uwalniają niesamowitą ilość energii, a potężna eksplozja rodzi supernową. Jeśli jego wielkość wynosi 1,4 wielkości Słońca, to niestety jądro nie będzie w stanie utrzymać swojego istnienia i po kolejnym zapadnięciu się supernowa stanie się gwiazdą neutronową. Wewnętrzna materia gwiazdy skurczy się do tego stopnia, że ​​atomy utworzą gęstą powłokę złożoną z neutronów. Jeśli wielkość gwiazdowa jest trzykrotnie większa niż wartość słoneczna, to zapadnięcie po prostu ją zniszczy, zmiecie z powierzchni Wszechświata. Wszystko, co po nim zostało, to miejsce o silnej grawitacji, nazywane czarną dziurą.

Mgławica pozostawiona przez gwiazdę wszechświata może rozszerzać się przez miliony lat. W końcu będzie pod wpływem grawitacji pobliskiej lub fali uderzeniowej supernowej i wszystko się powtórzy. Ten proces będzie miał miejsce w całym wszechświecie - niekończący się cykl życia, śmierci i odrodzenia. Wynikiem tej gwiezdnej ewolucji jest powstawanie ciężkich pierwiastków niezbędnych do życia. Nasz Układ Słoneczny pochodzi z drugiej lub trzeciej generacji mgławicy i dlatego na Ziemi i innych planetach znajdują się ciężkie pierwiastki. A to oznacza, że ​​w każdym z nas są cząstki gwiazd. Wszystkie atomy naszego ciała narodziły się w palenisku atomowym lub w wyniku niszczycielskiej eksplozji supernowej.
.

Gwiazdy są bardzo różne: małe i duże, jasne i niezbyt jasne, stare i młode, gorące i zimne, białe, niebieskie, żółte, czerwone itd.

Diagram Hertzsprunga-Russella pozwala zrozumieć klasyfikację gwiazd.

Pokazuje związek między jasnością bezwzględną, jasnością, typem widmowym i temperaturą powierzchni gwiazdy. Gwiazdy na tym schemacie nie są ułożone losowo, ale tworzą dobrze zdefiniowane obszary.

Większość gwiazd znajduje się na tzw sekwencja główna. Istnienie sekwencji głównej wynika z faktu, że etap spalania wodoru wynosi ~90% czasu ewolucyjnego większości gwiazd: spalanie wodoru w centralnych obszarach gwiazdy prowadzi do powstania izotermicznego jądra helowego, przejście na scenę czerwonego olbrzyma i odejście gwiazdy od głównej sekwencji. Stosunkowo krótka ewolucja czerwonych olbrzymów prowadzi, w zależności od ich masy, do powstania białych karłów, gwiazd neutronowych lub czarnych dziur.

Będąc na różnych etapach rozwoju ewolucyjnego, gwiazdy dzielą się na gwiazdy normalne, gwiazdy karłowate, gwiazdy olbrzymy.

Gwiazdy normalne są gwiazdami ciągu głównego. Jednym z nich jest nasze słońce. Czasami takie normalne gwiazdy jak Słońce nazywane są żółtymi karłami.

żółty karzeł

Żółty karzeł to rodzaj małej gwiazdy ciągu głównego o masie od 0,8 do 1,2 mas Słońca i temperaturze powierzchni 5000-6000 K.

Żywotność żółtego karła wynosi średnio 10 miliardów lat.

Po wypaleniu się całego zapasu wodoru gwiazda wielokrotnie zwiększa swój rozmiar i zamienia się w czerwonego olbrzyma. Przykładem tego typu gwiazdy jest Aldebaran.

Czerwony olbrzym wyrzuca zewnętrzne warstwy gazu, tworząc mgławice planetarne, a jądro zapada się w małego, gęstego białego karła.

Czerwony olbrzym to duża czerwonawa lub pomarańczowa gwiazda. Powstawanie takich gwiazd jest możliwe zarówno na etapie powstawania gwiazd, jak i na późniejszych etapach ich istnienia.

Na wczesnym etapie gwiazda promieniuje dzięki energii grawitacyjnej uwalnianej podczas kompresji, dopóki kompresja nie zostanie zatrzymana przez początek reakcji termojądrowej.

Na późniejszych etapach ewolucji gwiazd, po wypaleniu się wodoru w ich wnętrzu, gwiazdy schodzą z ciągu głównego i przemieszczają się w rejon czerwonych olbrzymów i nadolbrzymów diagramu Hertzsprunga-Russella: ten etap trwa około 10% czas „aktywnego” życia gwiazd, czyli etapy ich ewolucji, podczas których we wnętrzu gwiazdy zachodzą reakcje nukleosyntezy.

Olbrzymia gwiazda ma stosunkowo niską temperaturę powierzchni, około 5000 stopni. Ogromny promień, sięgający 800 słonecznych i dzięki tak dużym rozmiarom, ogromna jasność. Maksymalne promieniowanie pada na czerwone i podczerwone obszary widma, dlatego nazywa się je czerwonymi olbrzymami.

Najwięksi z olbrzymów zamieniają się w czerwone nadolbrzymy. Gwiazda zwana Betelgeuse w konstelacji Oriona jest najbardziej uderzającym przykładem czerwonego nadolbrzyma.

Gwiazdy karłowate są przeciwieństwem gigantów i mogą wyglądać następująco.

Biały karzeł to pozostałość zwykłej gwiazdy o masie nieprzekraczającej 1,4 mas Słońca po przejściu przez stadium czerwonego olbrzyma.

Ze względu na brak wodoru w jądrze takich gwiazd nie zachodzi reakcja termojądrowa.

Białe karły są bardzo gęste. Nie są większe niż Ziemia, ale ich masę można porównać z masą Słońca.

Są to niesamowicie gorące gwiazdy, osiągające temperatury 100 000 stopni lub więcej. Świecą swoją pozostałą energią, ale z czasem się wyczerpuje, a rdzeń stygnie, zamieniając się w czarnego karła.

Czerwone karły są najczęstszymi obiektami typu gwiezdnego we wszechświecie. Szacunki ich obfitości wahają się od 70 do 90% liczby wszystkich gwiazd w galaktyce. Są zupełnie inne od innych gwiazd.

Masa czerwonych karłów nie przekracza jednej trzeciej masy Słońca (dolna granica masy to 0,08 Słońca, a następnie brązowe karły), temperatura powierzchni sięga 3500 K. Czerwone karły mają typ widmowy M lub późne K. Gwiazdy tego typ emituje bardzo mało światła, czasami 10 000 razy mniejsze niż Słońce.

Biorąc pod uwagę ich niskie promieniowanie, żaden z czerwonych karłów nie jest widoczny z Ziemi gołym okiem. Nawet najbliższy Słońcu czerwony karzeł, Proxima Centauri (najbliższa Słońcu gwiazda w układzie potrójnym) i najbliższy pojedynczy czerwony karzeł, Gwiazda Barnarda, mają jasność pozorną odpowiednio 11,09 i 9,53. Jednocześnie gołym okiem można obserwować gwiazdę o jasności do 7,72 magnitudo.

Ze względu na niskie tempo spalania wodoru, czerwone karły mają bardzo długą żywotność – od dziesiątek miliardów do dziesiątek bilionów lat (czerwony karzeł o masie 0,1 masy Słońca będzie płonął przez 10 bilionów lat).

U czerwonych karłów reakcje termojądrowe z udziałem helu są niemożliwe, więc nie mogą przekształcić się w czerwone olbrzymy. Z biegiem czasu stopniowo kurczą się i nagrzewają coraz bardziej, aż zużyją cały zapas paliwa wodorowego.

Stopniowo, zgodnie z koncepcjami teoretycznymi, zamieniają się one w niebieskie karły - hipotetyczną klasę gwiazd, podczas gdy żadnemu z czerwonych karłów nie udało się jeszcze zamienić w niebieskiego karła, a następnie w białe karły z rdzeniem helowym.

Brązowe karły to obiekty podgwiazdowe (o masach w zakresie od 0,01 do 0,08 mas Słońca lub odpowiednio od 12,57 do 80,35 mas Jowisza i średnicy w przybliżeniu równej Jowiszowi), w głębi których, w przeciwieństwie do głównych sekwencji gwiazd, nie ma reakcji syntezy termojądrowej z konwersją wodoru w hel.

Minimalna temperatura gwiazd ciągu głównego wynosi około 4000 K, temperatura brązowych karłów waha się w granicach od 300 do 3000 K. Brązowe karły stale stygną przez całe życie, a im większy karzeł, tym wolniej się ochładza.

podbrązowe karły

Subbrązowe karły lub brązowe karły to zimne formacje, które leżą poniżej granicy masy brązowych karłów. Ich masa jest mniejsza niż około jedna setna masy Słońca lub odpowiednio 12.57 mas Jowisza, dolna granica nie jest określona. Są one powszechnie uważane za planety, chociaż społeczność naukowa nie doszła jeszcze do ostatecznego wniosku na temat tego, co jest uważane za planetę, a co za subbrązowy karzeł.

czarny karzeł

Czarne karły to białe karły, które ostygły i dlatego nie promieniują w zakresie widzialnym. Reprezentuje ostatni etap ewolucji białych karłów. Masy czarnych karłów, podobnie jak masy białych karłów, są ograniczone od góry przez 1,4 masy Słońca.

Gwiazda podwójna to dwie związane grawitacyjnie gwiazdy krążące wokół wspólnego środka masy.

Czasami istnieją układy trzech lub więcej gwiazd, w takim ogólnym przypadku układ nazywany jest gwiazdą wielokrotną.

W przypadkach, gdy taki układ gwiezdny nie jest zbyt daleko od Ziemi, poszczególne gwiazdy można rozróżnić przez teleskop. Jeśli odległość jest znaczna, to można zrozumieć, że gwiazda podwójna jest możliwa przed astronomami tylko dzięki znakom pośrednim - wahaniom jasności spowodowanym okresowymi zaćmieniami jednej gwiazdy przez drugą i kilka innych.

Nowa gwiazda

Gwiazdy, których jasność nagle wzrasta 10 000 razy. Nowa to układ podwójny składający się z białego karła i gwiazdy towarzyszącej ciągu głównego. W takich układach gaz z gwiazdy stopniowo wpływa do białego karła i okresowo tam eksploduje, powodując wybuch jasności.

Supernowa

Supernowa to gwiazda, która kończy swoją ewolucję w katastrofalnym, wybuchowym procesie. Rozbłysk w tym przypadku może być o kilka rzędów wielkości większy niż w przypadku nowej gwiazdy. Tak potężna eksplozja jest konsekwencją procesów zachodzących w gwieździe na ostatnim etapie ewolucji.

gwiazda neutronowa

Gwiazdy neutronowe (NS) to gwiezdne formacje o masach rzędu 1,5 mas Słońca i rozmiarach zauważalnie mniejszych niż białe karły, typowy promień gwiazdy neutronowej jest prawdopodobnie rzędu 10-20 kilometrów.

Składają się głównie z neutralnych cząstek subatomowych – neutronów, mocno ściśniętych siłami grawitacji. Gęstość takich gwiazd jest niezwykle wysoka, jest współmierna i według niektórych szacunków może być kilkukrotnie wyższa niż średnia gęstość jądra atomowego. Jeden centymetr sześcienny materii NZ ważyłby setki milionów ton. Siła grawitacji na powierzchni gwiazdy neutronowej jest około 100 miliardów razy większa niż na Ziemi.

Według naukowców w naszej Galaktyce może być od 100 milionów do miliarda gwiazd neutronowych, czyli mniej więcej jedna na tysiąc zwykłych gwiazd.

Pulsary

Pulsary to kosmiczne źródła promieniowania elektromagnetycznego docierającego na Ziemię w postaci okresowych błysków (impulsów).

Zgodnie z dominującym modelem astrofizycznym pulsary to wirujące gwiazdy neutronowe z polem magnetycznym nachylonym względem osi obrotu. Kiedy Ziemia wpada w stożek utworzony przez to promieniowanie, możliwe jest zarejestrowanie impulsu promieniowania, który powtarza się w odstępach równych okresowi obrotu gwiazdy. Niektóre gwiazdy neutronowe wykonują do 600 obrotów na sekundę.

cefeida

Cefeidy to klasa pulsujących gwiazd zmiennych o dość dokładnej relacji okres-jasność, nazwana na cześć gwiazdy Delta Cephei. Jedną z najbardziej znanych cefeid jest Gwiazda Polarna.

Powyższa lista głównych typów (typów) gwiazd wraz z ich krótką charakterystyką oczywiście nie wyczerpuje całej możliwej różnorodności gwiazd we Wszechświecie.