În cantități. Prin acord general, aceste scale sunt alese astfel încât o stea albă, cum ar fi Sirius, să aibă aceeași magnitudine pe ambele scale. Diferența dintre magnitudinea fotografică și cea fotovizuală se numește indicele de culoare al unei stele date. Pentru stelele albastre precum Rigel, acest număr va fi negativ, deoarece astfel de stele de pe o placă obișnuită prezintă mai multă înnegrire decât pe o placă sensibilă la galben.

Pentru stelele roșii precum Betelgeuse, indicele de culoare ajunge la +2-3 magnitudini. Această măsurare a culorii este, de asemenea, o măsurare a temperaturii suprafeței stelei, stelele albastre fiind semnificativ mai fierbinți decât cele roșii.

Deoarece indicii de culoare pot fi obținuți destul de ușor chiar și pentru stelele foarte slabe, aceștia sunt de mare importanță în studierea distribuției stelelor în spațiu.

Cele mai importante instrumente pentru studierea stelelor includ instrumentele. Chiar și cea mai superficială privire asupra spectrelor stelelor dezvăluie că nu sunt toate la fel. Liniile de hidrogen Balmer sunt puternice în unele spectre, slabe în unele și complet absente în altele.

Curând a devenit clar că spectrele stelelor pot fi împărțite într-un număr mic de clase, transformându-se treptat unele în altele. Folosit în prezent clasificare spectrală a fost dezvoltat la Observatorul Harvard sub conducerea lui E. Pickering.

La început, clasele spectrale au fost desemnate cu litere latine în ordine alfabetică, dar în procesul de clarificare a clasificării au fost stabilite următoarele denumiri pentru clasele succesive: O, B, A, F, G, K, M. În plus, un puține stele neobișnuite sunt combinate în clasele R, N și S, iar anumiți indivizi care nu se încadrează deloc în această clasificare sunt desemnați prin simbolul PEC (peculiar - special).

Este interesant de observat că aranjarea stelelor pe clasă este și aranjarea după culoare.

• Stelele de clasa B, care includ Rigel și multe alte stele din Orion, sunt albastre;
• clasele O și A - alb (Sirius, Deneb);
• clasele F și G - galben (Procyon, Capella);
• clasele K și M, - portocaliu și roșu (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).

Aranjand spectrele în aceeași ordine, vedem cum intensitatea maximă a radiației se schimbă de la capătul violet la capătul roșu al spectrului. Acest lucru indică o scădere a temperaturii pe măsură ce se trece de la clasa O la clasa M. Locul unei stele în secvență este determinat mai mult de temperatura de suprafață decât de compoziția sa chimică. Este în general acceptat că compoziția chimică este aceeași pentru marea majoritate a stelelor, dar temperaturile și presiuni diferite ale suprafeței provoacă diferențe mari în spectrele stelare.

Stele albastre de clasa O sunt cele mai tari. Temperatura lor de suprafață atinge 100.000°C. Spectrele lor pot fi recunoscute cu ușurință prin prezența unor linii strălucitoare caracteristice sau prin răspândirea fundalului departe în regiunea ultravioletă.

Sunt urmăriți imediat stele albastre de clasa B, de asemenea foarte cald (temperatura suprafetei 25.000°C). Spectrele lor conțin linii de heliu și hidrogen. Primele slăbesc, iar cele din urmă se întăresc în timpul tranziției la clasa a.

ÎN clasele F și G(o stea tipică din clasa G este Soarele nostru), liniile de calciu și alte metale, cum ar fi fierul și magneziul, devin treptat mai puternice.

ÎN clasa K Liniile de calciu sunt foarte puternice și apar și benzi moleculare.

Clasa M include stele roșii cu temperaturi la suprafață mai mici de 3000°C; benzi de oxid de titan sunt vizibile în spectrele lor.

Clasele R, N și S aparțin ramurii paralele a stelelor reci, în spectrele căreia sunt prezente și alte componente moleculare.

Pentru un cunoscător, însă, există o diferență foarte mare între stelele „reci” și „fierbinți” din clasa B. Într-un sistem de clasificare precis, fiecare clasă este împărțită în mai multe subclase. Cele mai tari vedete din clasa B sunt subclasa VO, stele cu o temperatură medie pentru o anumită clasă - k subclasa B5, cele mai reci vedete - să subclasa B9. Stelele urmează direct în spatele lor. subclasa AO.

Studierea spectrelor stelelor se dovedește a fi foarte utilă, deoarece face posibilă clasificarea aproximativă a stelelor în funcție de magnitudinea lor absolută. De exemplu, steaua VZ este un gigant cu o magnitudine absolută aproximativ egală cu - 2,5. Este posibil, totuși, ca steaua să se dovedească a fi de zece ori mai strălucitoare (magnitudinea absolută - 5,0) sau de zece ori mai slabă (magnitudinea absolută 0,0), deoarece este imposibil să se ofere o estimare mai precisă doar pe baza tipului spectral.

Atunci când se stabilește o clasificare a spectrelor stelare, este foarte important să se încerce să se separe giganții de pitici în cadrul fiecărei clase spectrale sau, acolo unde această diviziune nu există, să se izoleze din succesiunea normală a stelelor gigantice care au prea multă sau prea puțină luminozitate. .

Manual pentru clasa a X-a

Spectrele, temperaturile, luminozitățile stelelor și distanțele până la acestea

Studiind stelele, știința le-a descoperit enorma diversitate, deși toate sunt similare cu Soarele prin faptul că sunt bile de gaz auto-luminoase, fierbinți, care atrag rezerve colosale de energie din adâncurile lor. Pe de o parte, acest lucru arată că Soarele nostru nu este unic în Univers, ci unul dintre nenumărații sori și nu iese în evidență de niciunul dintre ei. Pe de altă parte, s-a stabilit că există anumite modele în diversitatea stelelor din motive fizice.

Cataloagele de stele conțin coordonatele și estimările de magnitudine nu numai ale tuturor celor 6.000 de stele vizibile cu ochiul liber, ci și ale multor stele mai slabe - până la magnitudinea a 11-a. Numărul lor este de aproximativ un milion. Atlasul fotografic al cerului utilizat pe scară largă de astronomi arată stele de până la magnitudinea 21. Sunt aproximativ 2 miliarde de ei pe tot cerul.

§22.1. Spectrele, culoarea și temperatura stelelor

Spectrele stelelor sunt extrem de diverse. Aproape toate au spectre de absorbție. Acesta este rezultatul absorbției luminii în învelișurile exterioare ale stelelor. Studierea spectrelor face posibilă determinarea compoziției chimice a atmosferelor stelare.

Atmosfera tuturor stelelor este dominată de hidrogen și heliu. Natura spectrelor stelelor depinde de temperaturile și presiunile din atmosfera lor. La temperaturi ridicate, moleculele se descompun în atomi. La o temperatură și mai mare, atomii mai puțin puternici sunt distruși, se transformă în ioni, pierzând electroni. Atomii ionizați ai multor elemente chimice, cum ar fi atomii neutri, emit și absorb energie la anumite lungimi de undă. Prin compararea intensității liniilor de absorbție ale atomilor și ionilor aceluiași element chimic, se determină teoretic cantitatea lor relativă. Este o funcție de temperatură. Deci, din liniile întunecate din spectrele stelelor, se poate determina temperatura atmosferei acestora. Aceasta completează capacitatea de a determina temperaturile stelelor prin distribuția energiei în spectrul lor continuu și prin măsurarea energiei primite de la acestea pe Pământ.

Spectrele stelelor sunt împărțite în clase, desemnate prin litere și cifre latine (vezi Fig. 88).

Culoarea și spectrul stelelor sunt legate de temperatura lor. În stelele relativ reci, predomină radiația din regiunea roșie a spectrului, motiv pentru care au o culoare roșie. Temperatura stelelor roșii este scăzută. Crește secvențial pe măsură ce trece de la stele roșii la portocaliu, apoi la galben, gălbui, alb și albăstrui. În această secvență, culoarea corpului încălzit se schimbă. În spectrele stelelor roșii reci din clasa M, cu o temperatură de aproximativ 3000°K, sunt vizibile benzi de absorbție ale celor mai simple molecule biatomice, cel mai adesea oxizi de titan. Spectrele altor stele roșii sunt dominate de oxizi de carbon sau zirconiu. Stele roșii de prima magnitudine din clasa M - Antares, Betelgeuse. Spectrele stelelor galbene din clasa G, care include Soarele (cu o temperatură de 6000°K la suprafață), sunt dominate de linii subțiri de metale: fier, calciu, sodiu etc. O stea ca Soarele în spectru, culoare iar temperatura este Capella strălucitoare din constelația Auriga . În spectrele stelelor albe de clasa A precum Sirius, Vega și Deneb, liniile de hidrogen sunt cele mai puternice. Există multe linii slabe de metale ionizate. Temperatura unor astfel de stele este de aproximativ 10.000°K.

În spectrele celor mai fierbinți, albăstrui stele, cu o temperatură de aproximativ 30.000 K, sunt vizibile linii de heliu neutru și ionizat. Temperaturile majorității stelelor variază între 3000 și 30.000°K. Puține stele au temperaturi în jur de 100.000°K.

Sursa de energie primită de majoritatea stelelor și de Soare este reacția nucleară de transformare a hidrogenului în heliu, care are loc în adâncurile lor la temperaturi de peste 10.000.000°K. (Pentru mai multe despre aceasta, vezi § 30.)

Z peste tot – corpuri cerești în care au loc reacții termonucleare. Acestea sunt cele mai comune obiecte din Univers. Mai mult de 98% din masa materiei cosmice vizibile este concentrată în aceste bile de gaz, restul este împrăștiat în spațiul interstelar.

Cu ochiul liber, și cu atât mai mult când se observă prin binoclu sau cu telescop, este ușor de observat că stelele diferă ca culoare. Culoarea stelelor este determinată în mare măsură de temperatura suprafeței lor vizibile.

Cu o acuitate vizuală bună, aproximativ 6.000 de stele sunt vizibile pe cer, câte 3.000 în fiecare emisferă.

STRĂLUCIRE

Primul lucru pe care o persoană îl observă atunci când observă cerul nopții este luminozitatea (strălucirea) diferită a stelelor. Luminozitatea aparentă a stelelor este estimată în mărimi stelare (vezi articolul „Maginile stelelor”). Din punct de vedere istoric, sistemul de magnitudini stelare a atribuit magnitudinea 1 celor mai strălucitoare stele, iar magnitudinea 6 celor mai slabe, cele aflate la limita vizibilității cu ochiul liber. Ulterior, pentru a face estimări cantitative obiective ale mărimilor stelare, această scară a fost îmbunătățită. S-a presupus că o diferență de cinci magnitudini corespunde unei diferențe de luminozitate aparentă de exact 100 de ori. Prin urmare, o diferență de o magnitudine înseamnă că steaua este mai strălucitoare decât cealaltă cu cca. de 2.512 ori. Pentru măsurători mai precise, scara care conține doar numere întregi s-a dovedit a fi prea aspră, așa că au trebuit introduse valori fracționale. Mărimile stelare sunt desemnate de indicele t (din latină magnitudine - „magnitudine”), care este plasat în partea de sus după valoarea numerică. De exemplu, luminozitatea Stelei Polare este de 2,3^m.

Pentru a aprecia strălucirea celor mai strălucitoare corpuri cerești, șase pași nu au fost de ajuns. Au apărut magnitudini zero și negative. Astfel, Luna plină are o luminozitate de aproximativ -11 m (de 10 mii de ori mai strălucitoare decât cea mai strălucitoare stea - Sirius), Venus - până la -4 m. Odată cu inventarea telescopului, astronomii s-au familiarizat cu stelele mai slabe de 6 m. Chiar și cu un binoclu se pot vedea stelele de 10^m, iar cele mai mari telescoape pot vedea obiecte de 27-29 m.

Luciul vizibil este o caracteristică ușor de măsurat, importantă, dar departe de a fi exhaustivă. Pentru a stabili puterea de radiație a unei stele - luminozitate, trebuie să cunoașteți distanța până la aceasta.

DISTANȚE PENTRU STELE

Distanța până la un obiect îndepărtat poate fi determinată fără a ajunge fizic la el. Este necesar să se măsoare direcțiile către acest obiect de la cele două capete ale unui segment cunoscut (bază), apoi să se calculeze dimensiunile triunghiului format din capetele segmentului și ale obiectului îndepărtat. Acest lucru se poate face deoarece un triunghi are o latură (baza) și două unghiuri adiacente. Când se efectuează măsurători pe Pământ, această metodă se numește triangulație.

Paralaxa anuală steaua este unghiul la care ar fi vizibilă raza medie a orbitei pământului, perpendicular pe direcția stelei.

Paralaxele chiar și ale celor mai apropiate stele sunt extrem de mici, mai mici de 1". Aici sunt necesare instrumente foarte precise, așa că nu este de mirare că mult timp (până la mijlocul secolului al XIX-lea) nu s-a putut măsura paralaxele. Și, desigur, acest lucru a fost complet imposibil pe vremea lui Copernic, care a propus pentru prima dată metoda paralaxei ca o consecință directă a sistemului său heliocentric (nu ar trebui să existe deplasări de paralaxă într-un sistem geocentric).

Conceptul de paralaxă este asociat cu numele uneia dintre unitățile de bază ale distanței în astronomie - parsec (prescurtare de la „paralaxă” și „secunda”). Aceasta este distanța până la o stea imaginară a cărei paralaxă anuală ar fi exact 1". Cu alte cuvinte, raza orbitei pământului, egală cu o unitate astronomică (1 UA), este vizibilă dintr-o astfel de stea la un unghi de 1". Paralaxa anuală a oricărei stele este legată de distanța până la aceasta printr-un simplu formulă:

r = 1/n (pi)

unde r este distanța în parsecs, n este paralaxa anuală în secunde.

Din rapoartele din triunghiul paralactic este ușor de calculat că 1 parsec (pc) este egal cu 206.265 UA. e., sau aproximativ 30 de trilioane de kilometri. Aceasta este o valoare foarte mare; lumina parcurge această distanță în 3,26 ani.

Acum, distanțele până la multe mii de stele au fost determinate folosind metoda paralaxei. Din păcate, acest lucru se poate face cu mare precizie doar pentru cei mai apropiați vecini. Cu toate acestea, există o serie de metode prin care distanța până la o stea poate fi obținută indirect, folosind diverse relații astrofizice sau statistice. Astfel, luminozitatea stelelor variabile, numite Cefeide, s-a dovedit a fi legată de perioada de schimbare a luminozității lor. Cunoscând perioada unei stele variabile îndepărtate și magnitudinea ei aparentă, este ușor de găsit distanța până la stea. Metodele pentru studierea stelelor duble fac, de asemenea, posibilă calcularea distanțelor până la unele dintre ele. Există și alte moduri indirecte de a determina distanțele până la stele și sistemele stelare.

Compoziția chimică a stelelor

Determinată de spectru (intensitatea liniilor Fraunhofer din spectru). Diversitatea spectrului stelelor se explică în primul rând prin diferitele temperaturi ale acestora, în plus, tipul de spectru depinde de presiunea și densitatea fotosferei, prezența a unui câmp magnetic, caracteristici compoziție chimică. Stelele constau în principal din hidrogen și heliu (95-98% din masă) și alți atomi ionizați, în timp ce stelele reci au atomi neutri și chiar molecule în atmosfera lor.

LUMINOZITATE

Când au fost măsurate distanțele până la stelele strălucitoare, a devenit evident că multe dintre ele erau semnificativ mai luminoase decât Soarele. Dacă luminozitatea Soarelui este luată ca unitate, atunci, de exemplu, puterea de radiație a celor mai strălucitoare patru stele de pe cer, exprimată în luminozitățile Soarelui, va fi:

L© = 4*10 26 W

Sirius 22 L©

Canopus 4700 L©

Arcturus 107L©

Vega 50 L©

Acest lucru, însă, nu înseamnă că Soarele arată foarte „pal” în comparație cu alte stele. Luminozitatea sa în lumea stelară este peste medie. Astfel, din câteva zeci de stele, ale căror distanțe nu depășesc 15 ani lumină, doar două - Sirius și Procyon - au o luminozitate mai mare decât Soarele, iar alta - Alufa Centauri - este doar puțin inferioară acestuia, în timp ce restul au o luminozitate mult mai mică. Sunt cunoscute stele care emit de zeci de mii de ori mai puțină lumină decât Soarele. Intervalul de luminozitate al stelelor observate s-a dovedit a fi incredibil de larg: ele pot diferi de peste un miliard de ori!

CBET ȘI TEMPERATURA

Cele mai fierbinți stele sunt întotdeauna albastre și albe, cele mai puțin fierbinți sunt gălbui, iar cele mai reci sunt roșiatice. Dar chiar și cele mai reci stele au o temperatură de 2-3 mii Kelvin - mai fierbinte decât orice metal topit.

Ochiul uman nu este capabil să determine foarte precis culoarea unei stele. Pentru estimări mai precise, se folosesc detectoare de radiații fotografice și fotoelectrice, sensibile la diferite părți ale spectrului vizibil (sau invizibil). La urma urmei, culoarea unei stele depinde de ce parte a spectrului conține cea mai mare energie de radiație. Compararea magnitudinilor stelare în diferite intervale spectrale (de exemplu, în albastru și galben) face posibilă caracterizarea cantitativă a culorii unei stele și estimarea temperaturii acesteia.

CLASIFICAREA SPECTRALĂ A STELELOR

Spectrul oferă informații mai complete despre natura radiației stelare. Un aparat spectral instalat pe un telescop folosește un dispozitiv optic special - o rețea de difracție - pentru a sorta lumina stelelor după lungimea de undă într-o bandă curcubeu a spectrului. Cea mai scurtă lungime de undă a radiației vizibile este violetă, iar cea mai lungă lungime de undă este roșie. Din spectru nu este dificil să aflăm ce energie vine de la o stea la diferite lungimi de undă și să-i estimezi temperatura mai precis decât din culoare.

Numeroase linii întunecate care traversează banda spectrală sunt asociate cu absorbția luminii de către atomii diferitelor elemente din atmosfera stelei. Deoarece fiecare element chimic are propriul său set de linii, spectrul face posibilă determinarea din ce substanțe constă steaua (s-a dovedit a fi aceleași care sunt cunoscute pe Pământ și, mai ales, în stele, cele mai ușoare elemente sunt hidrogenul). și heliu). Dar chiar și pentru același element, setul de linii și cantitatea de energie absorbită în fiecare dintre ele depind de temperatura și densitatea atmosferei. Au fost dezvoltate metode fizice speciale pentru a determina caracteristicile unei stele prin analiza spectrului acesteia.

În stelele albastre fierbinți cu temperaturi peste 10-15 mii Kelvin, majoritatea atomilor sunt ionizați, deoarece sunt lipsiți de electroni. Atomii complet ionizați nu produc linii spectrale, așa că există puține linii în spectrele unor astfel de stele. Cele mai vizibile aparțin heliului. Stelele cu o temperatură de 5-10 mii Kelvin (Soarele este unul dintre ele) au linii de hidrogen, calciu, fier, magneziu și o serie de alte metale. În cele din urmă, în stelele mai reci predomină liniile de metale și molecule care pot rezista la temperaturi ridicate (cum ar fi moleculele de oxid de titan).

Sun G2 Sirius A1 Canopus F0 Arcturus K2 Vega A0 Rigel B8 Deneb A2 Altair A7 Betelgeuse M2
Polar F8

DIMENSIUNI STELE

Stelele sunt atât de îndepărtate încât chiar și în cel mai mare telescop ele apar doar ca puncte. Cum poți afla dimensiunea unei stele?

Luna vine în ajutorul astronomilor. Se mișcă încet pe fundalul stelelor, unul câte unul „blocând” lumina care vine din ele. Deși dimensiunea unghiulară a stelei este extrem de mică, Luna nu o ascunde imediat, ci pe o perioadă de câteva sutimi sau miimi de secundă. Dimensiunea unghiulară a stelei este determinată de durata procesului de scădere a luminozității unei stele atunci când este acoperită de Lună. Și cunoscând distanța până la stea, este ușor să obțineți dimensiunile ei adevărate (liniare) din dimensiunea unghiulară.

Dar doar o mică parte din stelele de pe cer sunt atât de convenabil amplasate pentru observatorii pământești încât pot fi acoperite de Lună. Prin urmare, se folosesc de obicei și alte metode de estimare a dimensiunilor stelare. Diametrul unghiular al corpurilor de iluminat luminoase și nu foarte îndepărtate poate fi măsurat direct cu un dispozitiv special - un interferometru optic. Adevărat, astfel de măsurători necesită o muncă destul de mare. În cele mai multe cazuri, raza unei stele (R) este determinată teoretic pe baza estimărilor luminozității sale totale (L) pe întregul interval optic și temperatură (T). Conform legilor radiației corpurilor încălzite, luminozitatea unei stele este proporțională cu valoarea lui R 2 T 4. Comparând orice stea cu Soarele, obținem o formulă convenabilă pentru calcule:

care permite găsirea razei unei stele pe baza temperaturii și luminozității acesteia (se cunosc valorile lui R®, L® și T® = 6000 K).

Deci, în funcție de mărimea lor, stelele sunt împărțite (numele: pitici, giganți și supergiganți a fost introdus de Henry Russell în 1913 și au fost descoperite în 1905 de Einar Hertzsprung, introducând numele de „pitică albă”), introdus în 1953 în :

• Supergianti (I)
• Giganți strălucitori (II)
• Giganți (III)
• Subgianti (IV)
• Pitici din secvența principală (V)
• Subpitici (VI)
• Pitici albe (VII)

Măsurătorile au arătat că cele mai mici stele observate în raze optice - așa-numitele pitice albe - au un diametru de câteva mii de kilometri. Dimensiunile celor mai mari - supergiganții roșii - sunt de așa natură încât, dacă ar fi posibil să se plaseze o astfel de stea în locul Soarelui, majoritatea planetelor sistemului solar s-ar afla în interiorul acesteia.

MASĂ STELE

Cea mai importantă caracteristică a unei stele este masa sa. Cu cât este mai multă materie adunată într-o stea, cu atât presiunea și temperatura în centrul acesteia sunt mai mari, iar acest lucru determină aproape toate celelalte caracteristici ale stelei, precum și caracteristicile căii sale de viață.

Estimările directe ale masei pot fi făcute numai pe baza legii gravitației universale. Astfel de estimări au fost obținute pentru un număr mare de stele incluse în sisteme binare prin măsurarea vitezelor lor în jurul unui centru de masă comun. Toate celelalte metode de calcul a masei sunt considerate indirecte, deoarece nu se bazează pe legea de analiză a acelor caracteristici stelare care sunt cumva legate de masă. Cel mai adesea, aceasta este luminozitatea. Pentru multe stele, o regulă simplă este valabilă: cu cât luminozitatea este mai mare, cu atât masa este mai mare. Această dependență este neliniară: de exemplu, cu o dublare a masei, luminozitatea crește de peste 10 ori.

Masele stelelor variază de la câteva zeci până la aproximativ 0,1 mase solare. (Cu o masă mai mică, temperatura chiar și în centrul corpului nu va fi suficient de mare pentru a genera energie termonucleară; astfel de obiecte vor fi prea reci, nu pot fi clasificate ca stele.) Astfel, stelele diferă în masă doar cu câteva o sută de ori - mult mai puțin decât ca dimensiune (de sute de mii de ori) sau ca luminozitate (mai mult de un miliard de ori).

Analizând cele mai importante caracteristici ale stelelor, comparându-le între ele, oamenii de știință au reușit să stabilească ce este inaccesibil observațiilor directe: cum sunt structurate stelele, cum se formează și se schimbă în timpul vieții, în ce se transformă atunci când își irosesc energia. rezerve.

Diagrama Hertzsprung-Russell.

Clasa O sunt stele albastre, temperatura lor este de 22.000 °C. Stele tipice sunt Zeta din constelația Puppis, 15 Monoceros.

Clasa B sunt stele alb-albastru. Temperatura lor este de 14.000 °C. Temperatura lor este de 14.000 °C. Stele tipice: Epsilon din constelația Orion, Rigel, Kolos.

Clasa A sunt stele albe. Temperatura lor este de 10.000 °C. Stele tipice sunt Sirius, Vega, Altair.

Clasa F sunt stele alb-gălbui. Temperatura lor la suprafață este de 6700 °C. Stele tipice Canopus, Procyon, Alpha din constelația Perseus.

Clasa G sunt stele galbene. Temperatura 5.500 °C. Stele tipice: Soarele (spectrul C-2), Capella, Alpha Centauri.

Clasa K sunt stele galben-portocalii. Temperatura 3.800 °C. Vedete tipice: Arthur, Pollux, Alpha Ursa Major.

Clasa M -. Acestea sunt stele roșii. Temperatura 1.800 °C. Stele tipice: Betelgeuse, Antares

Pe lângă stelele din secvența principală, astronomii disting următoarele tipuri de stele:

Piticile brune sunt stele în care reacțiile nucleare nu ar putea compensa niciodată energia pierdută în urma radiațiilor. Clasa lor spectrală este M - T și Y. Procesele termonucleare pot avea loc la piticele brune, dar masa lor este încă prea mică pentru a începe reacția de conversie a atomilor de hidrogen în atomi de heliu, care este principala condiție pentru viața unui cu drepturi depline. stea. Piticile brune sunt obiecte destul de „slăbite”, dacă acel termen poate fi aplicat unor astfel de corpuri, iar astronomii le studiază în principal datorită radiației infraroșii pe care o emit.

Giganții roșii și supergiganții sunt stele cu o temperatură efectivă destul de scăzută, de 2700-4700°C, dar cu o luminozitate enormă. Spectrul lor se caracterizează prin prezența benzilor de absorbție moleculară, iar emisia maximă are loc în domeniul infraroșu.

Stelele de tip Wolf-Rayet sunt o clasă de stele caracterizate prin temperaturi și luminozități foarte ridicate. Stelele Wolf-Rayet diferă de alte stele fierbinți prin prezența în spectrul lor de benzi largi de emisie de hidrogen, heliu, precum și oxigen, carbon și azot în diferite grade de ionizare. Originea stelelor Wolf-Rayet nu a fost încă pe deplin clarificată. Cu toate acestea, se poate argumenta că în Galaxia noastră acestea sunt rămășițe de heliu ale stelelor masive care își pierd o parte semnificativă din masa lor într-un anumit stadiu al evoluției lor.

Stelele T Tauri sunt o clasă de stele variabile numite după prototipul lor T Tauri (o protostea în stadiul final de dezvoltare). Ele pot fi găsite de obicei în apropierea norilor moleculari și identificate prin variabilitatea lor optică (foarte neregulată) și activitatea cromosferică. Ele aparțin stelelor din clasele spectrale F, G, K, M și au o masă mai mică de două mase solare. Temperatura lor de suprafață este aceeași cu cea a stelelor din secvența principală de aceeași masă, dar au o luminozitate puțin mai mare, deoarece raza lor este mai mare. Sursa principală a energiei lor este compresia gravitațională.

Variabilele albastre luminoase, cunoscute și sub numele de Variabilele S Doradus, sunt hipergiganți cu pulsații albastre foarte strălucitoare, numite după steaua S Doradus. Sunt extrem de rare. Variabilele albastre strălucitoare pot străluci de un milion de ori mai strălucitoare decât Soarele și pot fi la fel de masive ca 150 de mase solare, apropiindu-se de limita teoretică a masei stelare, făcându-le cele mai strălucitoare, mai fierbinți și mai puternice stele din Univers.

Piticele albe sunt un tip de stea „pe moarte”. Stele mici precum Soarele nostru, care sunt larg răspândite în Univers, se vor transforma în pitici albe la sfârșitul vieții - acestea sunt stele mici (foste nuclee de stele) cu o densitate foarte mare, care este de un milion de ori mai mare decât densitatea apei. Steaua este lipsită de surse de energie și se răcește treptat, devenind întunecată și invizibilă, dar procesul de răcire poate dura miliarde de ani.

Stelele neutronice sunt o clasă de stele, ca piticele albe, care se formează după moartea unei stele cu o masă de 8-10 mase solare (stelele cu o masă mai mare formează deja găuri negre). În acest caz, nucleul este comprimat până când majoritatea particulelor se transformă în neutroni. Una dintre caracteristicile stelelor neutronice este câmpul lor magnetic puternic. Datorită acesteia și rotației rapide dobândite de stea din cauza colapsului nesferic, în spațiu sunt observate surse radio și de raze X numite pulsari.

Evoluția stelelor

Stelele aparțin celor mai fierbinți obiecte ale Universului. Temperatura ridicată a Soarelui nostru a făcut acest lucru posibil pe Pământ. Dar motivul pentru o astfel de încălzire puternică a stelelor a rămas necunoscut oamenilor pentru o lungă perioadă de timp.

Dezvăluirea secretului temperatura ridicata steaua zace înăuntrul ei. Acest lucru se referă nu numai la compoziția stelei - literalmente, întreaga strălucire a stelei vine din interior. - aceasta este inima fierbinte a stelei, în care are loc reacția de fuziune termonucleară, cea mai puternică dintre reacțiile nucleare. Acest proces este o sursă de energie pentru întreaga stea - căldura din centru se ridică în exterior și apoi în spațiul cosmic.

Prin urmare, temperatura unei stele variază foarte mult în funcție de locul în care este măsurată. De exemplu, temperatura din centrul nucleului nostru ajunge la 15 milioane de grade Celsius - și deja la suprafață, în fotosferă, căldura scade la 5 mii de grade.

De ce este temperatura stelei atât de diferită?

Unirea primară a atomilor de hidrogen este prima etapă a procesului de fuziune nucleară

Într-adevăr, diferențele de încălzire a nucleului stelei și a suprafeței sale sunt surprinzătoare. Dacă toată energia nucleului Soarelui ar fi distribuită uniform în întreaga stele, temperatura la suprafață a stelei noastre ar fi de câteva milioane de grade Celsius! Nu mai puțin frapante sunt diferențele de temperatură dintre stelele din diferite clase spectrale.

Chestia este că temperatura unei stele este determinată de doi factori principali: nivelul nucleului și aria suprafeței emitente. Să le aruncăm o privire mai atentă.

Emisia de energie din nucleu

Deși miezul se încălzește până la 15 milioane de grade, nu toată această energie este transferată în straturile învecinate. Este emisă doar căldura produsă de reacția termonucleară. Energia, în ciuda puterii sale, rămâne în nucleu. În consecință, temperatura straturilor superioare ale unei stele este determinată numai de puterea reacțiilor termonucleare din miez.

Diferențele aici pot fi calitative și cantitative. Dacă miezul este suficient de mare, mai mult hidrogen „arde” în el. Așa primesc energie stelele tinere și mature de mărimea Soarelui, precum și giganții albaștri și supergiganții. Stele masive precum giganții roșii ard nu numai hidrogenul, ci și heliul, sau chiar carbonul și oxigenul, în cuptorul lor nuclear.

Procesele de fuziune cu nucleele elementelor grele oferă mult mai multă energie. Într-o reacție de fuziune termonucleară, energia se obține din excesul de masă a atomilor care se unesc. În timpul care are loc în interiorul Soarelui, 6 nuclee de hidrogen cu o masă atomică de 1 se combină într-un singur nucleu de heliu cu o masă de 4 - aproximativ 2 nuclee de hidrogen în plus sunt transformate în energie. Și când carbonul „arde”, nucleele cu o masă deja de 12 se ciocnesc - în consecință, producția de energie este mult mai mare.

Suprafata radianta

Cu toate acestea, stelele nu numai că generează energie, ci și o risipesc. În consecință, cu cât o stea emite mai multă energie, cu atât temperatura ei este mai scăzută. Iar cantitatea de energie eliberată determină în primul rând aria suprafeței emise.

Adevărul acestei reguli poate fi verificat chiar și în viața de zi cu zi - rufele se usucă mai repede dacă sunt atârnate mai late pe o linie. Și suprafața stelei își extinde miezul. Cu cât este mai dens, cu atât este mai mare temperatura - și când se atinge un anumit nivel, hidrogenul din afara miezului stelar este aprins din incandescență.