Вселенная космос планеты звезды. Звезды вселенной. Типы звезд Вселенной
Звёзды – большие небесные тела раскаленной плазмы, габариты которых могут поразить самого любознательного читателя. Готовы развиваться?
Сразу стоит отметить, что рейтинг составлен с учётом тех гигантов, о которых уже известно человечеству. Не исключено, что где-то в космическом пространстве есть звёзды ещё больших габаритов, но находится на расстоянии многих световых лет, и современного оборудования просто недостаточно для их обнаружения и анализа. Стоит также добавить, что самые больше звёзды со временем перестанут таковыми является, потому что относятся к классу переменных. Ну, и не стоит забывать о вероятных погрешностях астрологов. И так...
Топ 10 самых больших звезд во Вселенной
10
Открывает рейтинг самых крупных звезд в Галактике Бетельгейзе, размеры которой превышают радиус солнца в 1190 раз. Находится примерно в 640 световых годах от Земли. Сравнивая с другими звездами, можно сказать, что на относительно небольшом расстоянии от нашей планеты. Гигант красного цвета в ближайшие несколько сотен лет может превратиться в сверхновую. В таком случае ее габариты существенно увеличатся. По обоснованным причинам звезда Бетельгейзе, занимая последнее место в данном рейтинге является самой интересной!
RW
Удивительная звезда, привлекающая необыкновенным цветом свечения. Ее размер превышает габариты солнца от 1200 до 1600 солнечных радиусов. К при великому сожалению мы не можем сказать точно, насколько данная звезда мощная и яркая, потому что находится вдалеке от нашей планеты. Относительно истории возникновения и расстояния RW уже много лет спорят ведущие астрологи из разных стран. Все обусловлено тем, что в созвездии она регулярно видоизменяется. Со временем может исчезнуть вовсе. Но пока еще держится в топе самых больших небесных светил.
Следующей в рейтинге самых больших из известных звезд идёт KW Стрельца. Согласно древнегреческой легенда она появилась после смерти Персея и Андромеды. Это гласит о том, что обнаружить данное созвездие удалось задолго до нашего появления. Но в отличие от предков мы знаем о более достоверных данных. Известно, что размера звезды превышают Солнце в 1470 раз. При этом она находится относительно недалеко от нашей планеты. KW является яркой звездой, которая меняет свою температуру с течением времени.
В настоящее время точно известно, что размеры этой крупной звезды превышают размеры Солнца минимум в 1430 раз, но точный результат получить сложно, потому что она находится в 5 тысячах световых лет от планеты. Еще 13 лет назад американские ученные приводит совершенно другие данные. В тот период времени полагалось, что KY Лебедя имеет радиус, повышающий Солнце в 2850 раз. Теперь мы имеем более достоверные размеры относительно данного небесного тела, которые, наверняка, точнее. Исходя из названия вы поняли, что звезда располагается в созвездии Лебедя.
Очень большая звезда, включенная в созвездие Цефея – V354, размер которой превышает Солнце в 1530 раз. При этом небесное тело находится относительно недалеко от нашей планеты, всего в 9 тысячах световых лет. Особой яркостью и температурой не отличается на фоне других уникальных звезд. Однако, относится к числу переменных светил, следовательно, размеры могут меняться. Вполне вероятно, что на данной позиции в рейтинге V354 Цефея продержится недолго. Скорее всего, размеры со временем уменьшатся.
Еще несколько лет назад считалось, что данный красный гигант способен стать конкурентом для VY Большого Пса. Более того, некоторые специалисты условно считали WHO G64 самой большой звездой из известных в нашей Вселенной. Сегодня, в век стремительного развития технологий астрологам удалось получить более достоверные данные. Теперь известно, что радиус Золотой Рыбы всего лишь в 1550 раз больше Солнца. Вот, насколько огромные погрешности допустимы в области астрономии. Тем не менее, объяснить казус легко расстоянием. Звезда находится за пределами Млечного пути. А именно в карликовой галактике под названием Огромное Магелланово Облако.
V838
Одна из самых необычных звезд во Вселенной, находящаяся в созвездии Единорога. Находится примерно в 20 тысячах световых лет от нашей планеты. Удивителен даже тот факт, что нашим специалистам удалось ее обнаружить. Светило V838 даже больше, чем у Мю Цефеи. Точные расчеты относительно габаритов произвести достаточно сложно, что обусловлено огромным расстоянием от Земли. Говоря о примерных данных габарита составляют от 1170 до 1900 радиусов Солнца.
В созвездии Цефея находится много удивительных звёзд, и Мю Цефея считается тому подтверждением. Одна из самых больших звёзд превышает габарита Солнца в 1660 раз. Супергигант считается одним из наиболее ярких на территории Млечного пути. Примерно в 37 000 раз мощнее освещения наиболее известной нам звезды, то есть Солнца. К сожалению, однозначно сказать, на каком именно расстоянии от нашей планеты размещается Мю Цефея мы не можем.
На протяжении многих веков миллионы человеческих глаз с наступлением ночи устремляют свой взгляд ввех – в сторону загадочных огоньков в небе - звезд нашей Вселенной. Древние люди видели в скоплениях звёзд различные фигуры животных и людей, и каждой из них создавали свою историю. Позже подобные скопления стали называть созвездиями. На сегодняшний день астрономы выделяют 88 созвездий, разделяющих звёздное небо на определённые участки, по которым можно ориентироваться и определять местоположение звёзд.
Знаете ли вы самую большую звезду во всей Вселенной?
Звезда VY Canis Majoris, находящаяся в созвездии Большого Пса является самым большим представителем звездного мира. На данный момент это самая большая звезда во Вселенной. Звезда расположена в 5 тысячах световых лет от Солнечной системы. Диаметр звезды составляет 2,9 млрд. км.
В нашей Вселенной самыми многочисленными объектами, доступными человеческому глазу, являются именно звёзды. Они представляют собой источник света и энергии для всей Солнечной системы. Они также создают тяжелые элементы, необходимые для зарождения жизни. А без звёзд Вселенной не было бы жизни, ведь Солнце дарит свою энергию практически всем живым существам на Земле. Оно согревает поверхность нашей планеты, создавая, тем самым, теплый, полный жизни оазис среди вечной мерзлоты космосы. Степень яркости звезды во Вселенной определяется её размером.
Но не все звезды во Вселенной настолько огромны. Существуют также так называемые звезды-карлики.
Сравнительные размеры звезд
Астрономы оценивают величину звёзд по шкале, согласно которой, чем ярче звезда, тем меньше её номер. Каждый последующий номер соответствует звезде, в десять раз менее яркой, чем предыдущая. Самой яркой звездой ночного неба во Вселенной является Сириус. Его видимая звёздная величина составляет -1.46, а это значит, что он в 15 раз ярче звезды с нулевой величиной.
Звёзды, чья величина составляет 8 и более невозможно увидеть невооружённым взглядом. Звёзды также разделяются по цветам на спектральные классы, указывающие на их температуру. Существуют следующие классы звёзд Вселенной: O, B, A, F, G, K, и M. Классу О соответствуют самые горячие звёзды во Вселенной– голубого цвета. Самые холодные звёзды относятся к классу М, их цвет красный.
Спектральные классы звезд Вселенной
Класс O - 30 000-60 000K голубой
Класс B - 10 000-30 000K бело-голубой
Класс A - 7500-10 000K белый
Класс F - 6000-7500K жёлто-белый
Класс G - 5000-6000K жёлтый
Класс K - 3500-5000K оранжевый
Класс M - 2000-3500K красный
Вопреки всеобщему заблуждению, стоит отметить, что звёзды Вселенной на самом деле не мерцают. Это лишь оптический обман – результат атмосферной интерференции. Похожий эффект можно наблюдать жарким летним днём, глядя на раскалённый асфальт или бетон. Горячий воздух поднимается, и кажется, будто вы смотрите сквозь дрожащее стекло. Тот же процесс вызывает иллюзию звёздного мерцания. Чем ближе звезда к Земле, тем больше она будет «мерцать», потому что её свет проходит через более плотные слои атмосферы.
Ядерный Очаг звезд Вселенной
Звезда во Вселенной представляет собой гигантский ядерный очаг. Ядерная реакция внутри её превращает водород в гелий, благодаря процессу синтеза, так звезда приобретает свою энергию. Атомные ядра водорода с одним протоном объединяются в атомы гелия с двумя протонами. Ядро обычного атома водорода имеет всего один протон. Два изотопа водорода также содержат один протон, но ещё имеют нейтроны. Дейтерий имеет один нейтрон, в то время, как Тритий имеет два. Глубоко внутри звезды атом дейтерия соединяется с атомом трития, образуя атом гелия и свободный нейтрон. В результате этого продолжительного процесса высвобождается огромное количество энергии.
Для звёзд главной последовательности основным источником энергии являются ядерные реакции с участием водорода: протон-протонный цикл, характерный для звезд с массой около солнечной и CNO-цикл, идущий только в массивных звёздах и только при наличии в их составе углерода. На более поздних стадиях жизни звезды могут идти ядерные реакции и с более тяжёлыми элементами вплоть до железа.
Когда водородный запас звезды исчерпывается, она начинает превращать гелий в кислород и углерод. Если звезда достаточно массивна, процесс превращения будет продолжаться до тех пор, пока углерод и кислород не образуют неон, натрий, магний, серу и кремний. В итоге, эти элементы преобразуются в кальций, железо, никель, хром и медь, пока ядро не будет полностью состоять из металла. Как только это произойдёт, ядерная реакция прекратится, так как температура плавления железа слишком велика. Внутреннее гравитационное давление становится выше внешнего давления ядерной реакции и, в конце концов, звезда коллапсирует. Дальнейшее развитие событий зависит от изначальной массы звезды.
Типы звезд Вселенной
Главная последовательность – это период существования звезд Вселенной, во время которого внутри её проходит ядерная реакция, являющийся самым длинным отрезком жизни звезды. Наше Солнце сейчас находится именно в этом периоде. В это время звезда претерпевает незначительные колебания в яркости и температуре. Продолжительность такого периода зависит от массы звезды. У крупный массивных звёзд он короче, а у мелких длиннее. Очень большим звёздам внутреннего топлива хватает на несколько сотен тысяч лет, в то время, как малые звёзды, как Солнце, будут сиять миллиарды лет. Самые крупные звёзды во время главной последовательности превращаются в голубых гигантов.
Красный гигант
Белый карлик
Коричневый карлик
Цефеида
Двойные звезды
Многие звёзды во Вселенной являются частью больших звёздных систем. Двойные звёзды – это система из двух звёзд, гравитационно-связанных между собой. Они вращаются по замкнутым орбитам вокруг одного центра масс. Доказано, что половина всех звёзд нашей галактики имеют пару. Визуально парные звёзды выглядят, как две отдельные звезды. Их можно определить по смещению линий спектра (эффект Доплера). В затменно-двойных системах звёзды периодически затмевают друг друга, так как их орбиты расположены под маленьким углом к лучу зрения.
Жизненный цикл звезд Вселенной
Звезда во Вселенной начинает свою жизнь в виде облака пыли и газа, называемого туманностью. Гравитация соседней или взрывная волна сверхновой звезды могут заставить туманность сжиматься. Элементы газового облака объединяются в плотную область, называемую протозвездой. В результате последующего сжатия протозвезда нагревается. В итоге, она достигает критической массы, и начинается ядерный процесс; постепенно звезда проходит все фазы своего существование. Первый (ядерный) этап жизни звезды – самый долгий и стабильный.
Продолжительность жизни звезды зависит от её размера. Крупные звёзды расходуют своё жизненное топливо быстрее. Их жизненный цикл может длиться не более нескольких сотен тысяч лет. А вот маленькие звёзды живут многие миллиарды лет, так как тратят свою энергию медленнее.
Эволюция звезды
Но, как бы то ни было, рано или поздно, звёздное топливо кончается, и тогда маленькая звезда превращается в красного гиганта, а крупная звезда – в красного супергиганта. Эта фаза продлиться до тех пор, пока топливо не израсходуется окончательно. В этот критический момент внутреннее давление ядерной реакции ослабнет и больше не сможет уравновешивать силу гравитации, и, в результате, произойдет коллапс звезды. Затем небольшие звёзды Вселенной, как правило, перевоплощаются в планетарную туманность с ярким сияющим ядром, называемым белым карликом. Со временем и он остывает, превращаясь в тёмный сгусток материи – чёрного карлика.
У больших звезд всё происходит немного иначе. Во время коллапса они высвобождают невероятное количество энергии, и мощный взрыв рождает сверхновую звезду. Если её величина составляет 1.4 величины Солнца, тогда, к сожалению, ядро не сможет поддерживать своё существование и, после очередного коллапса, сверхновая звезда станет нейтронной. Внутренняя материя звезды сожмётся до такой степени, что атомы образуют плотную оболочку, состоящую из нейтронов. Если же звёздная величина в три раза больше солнечной, то коллапс её просто уничтожит, сотрёт с лица Вселенной. Всё, что от неё останется – участок сильнейшей гравитации, прозванный чёрной дырой.
Туманность, оставшаяся после звезды Вселенной, может расширяться в течение миллионов лет. В конце концов, на неё подействует гравитация соседней или взрывная волна сверхновой звезды и всё повторится снова. Этот процесс будет происходить по всей Вселенной – бесконечный цикл жизни, смерти и возрождения. Результатом этой звёздной эволюции является образование тяжёлых элементов, необходимых для жизни. Наша солнечная система произошла из второго или третьего поколения туманности, и благодаря этому на Земле и других планетах есть тяжёлые элементы. А это значит, что в каждом из нас есть частички звёзд. Все атомы нашего тела были зарождены в атомном очаге либо в результате разрушительного взрыва сверхновой звезды.
Список самых ярких звезд видимых с Земли
Сириус
Звезда Сириус или альфа Большого Пса является самой яркой звездой созвездия Большого Пса. С видимой звездной величиной -1.46, Сириус является самой яркой звездой на небосводе (кроме Солнца). Его абсолютная величина составляет 1.45, а расположен он на расстоянии 8.6 световых года.
Сириус имеет спектральный класс A1Vm, температуру поверхности 9940° Кельвина и светимость в 25 раз больше, чем у Солнца. Масса Сириуса составляет 2.02 масс Солнца, диаметр в 1.7 раз больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Сириус (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Сириус на самом деле представляет собой двойную звездную систему, состоящую из звезды главной последовательности, которая обозначается Сириус А (спектральный класс A1Vm) и слабого белого карлика (спектральный класс DA2), который обозначается как Сириус В. Расстояние между Сириусом А и его компаньоном колеблется между 8.1 и 31.5 астрономическими единицами. Звезда Сириус является настолько яркой, из-за высокой собственной светимости и близости к Земле. Расположенная на расстоянии 8.6 световых года (2.6 парсек), система Сириус является одной из ближайших соседей Земли. Для Северного полушария наблюдается между 30 и 73 градусами широты. Сириус – это ближайшая к нам звезда, которую можно увидеть невооруженным взглядом. Хотя Сириус в 25 раз ярче, чем Солнце, он имеет значительно более низкую светимость, чем другие яркие звезды, такие как Канопус, Денеб и Ригель.
Системе Сириус насчитывается около 200-300 миллионов лет. Первоначально система состояла из двух ярких голубоватых звезд. Более массивная Сириус B, потребляя свои ресурсы, стала красным гигантом, после чего выбросила внешние слои и стала белым карликом около 120 миллионов лет назад. В разговоре Сириус известен как «Собачья звезда», что отражает его принадлежность к созвездию Большого Пса. Солнечный восход Сириуса ознаменовывал разлив Нила в Древнем Египте. Название Сириус происходит от древнегреческого «светящийся» или «раскаленный».
Канопус
Звезда Канопус или альфа Киля является самой яркой звездой в созвездии Киля. С видимой звездной величиной -0.72, Канопус является второй по яркости звездой на звездном небе. Его абсолютная звездная величина составляет -5.53, а удален он от нас на расстоянии 310 световых года.
Канопус имеет спектральный класс A9II, температуру поверхности 7350° Кельвина и светимость в 13600 раз больше, чем Солнце. Звезда Канопус имеет массу 8.5 масс Солнца и диаметр в 65 раза больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Канопус (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Канопус является сверхгигантом спектрального класса F и при взгляде на него невооруженным взглядом имеет белый цвет. Со светимостью в 13600 раза больше, чем Солнце, Канопус, по сути, является самой яркой звездой, на расстоянии до 700 световых лет от Солнечной системы. Если бы Канопус был расположен на расстоянии 1 астрономической единицы (расстояние от Земли до Солнца), то имел бы видимую звездную величину -37 (у Солнца - 26.72
Диаметр звезды Канопус составляет 0,6 астрономические единицы или в 65 раз больше, чем у Солнца. Если бы Канопус был расположен в центре Солнечной системы, то его внешние края распространились бы на три четверти пути к Меркурию. Земля должна была быть удалена на расстояние в три раза превышающее орбиту Плутона, чтобы Канопус выглядел в небе также, как наше Солнце.
Канопус является сильным источником рентгеновских лучей, которые, вероятно, образуются его короной, раскаленной до 15 миллионов градусов Кельвина. Это член группы звезд Скорпиона-Центавра, которые имеют общее происхождение.
Арктур
Звезда Арктур или альфа Волопаса является самой яркой звездой в созвездии Волопаса. С видимой звездной величиной -0.04, Арктур является четвертой по яркости звездой на звездном небе. Его абсолютная величина -0.3 и удален он от нас на расстоянии 34 световых года.
Звезда Арктур имеет спектральный класс K1.5IIIp, температуру поверхности 4300° Кельвина и светимость в 210 раз больше, чем у Солнца. Его масса составляет 1.1 масс Солнца, а диаметр равен 26 диаметрам Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Арктур (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Арктур виден в обоих полушариях на небе, так как расположен менее чем в 20 градусах к северу от небесного экватора. Звезда достигает зенита в полночь 30 апреля. Существует простой способ найти звезду Арктур. Необходимо лишь следовать по ручке ковша Большой Медведицы. Продолжая в этом направлении, можно найти Спику. Арктур же является звездой местного межзвездного облака.
Арктур представляет собой оранжевый гигант K1.5IIIp спектрального класса. «Р» означает «исключительную эмиссию», указывая на то, что спектр света, исходящий от звезды необычен и полон эмиссионных линий. Такое явление не слишком распространено у красных гигантов, но характерно для звезды Арктур. Звезда, по крайней мере, в 110 раз визуально более яркая, чем Солнце, и это не учитывая того факта, что большое количество света звезда испускает в инфракрасном диапазоне. Общая (болометрическая) мощность в 180 раз больше, чем у Солнца.
Арктур примечателен своей высокой скоростью собственного движения. Она больше, чем скорость у любой звезды первой звездной величины в окрестности, кроме Альфа Центавра. Звезда Арктур быстро движется (122 км / с) по сравнению с Солнечной системой и в настоящее время находится в почти ближайшей точке к Солнцу. Ей потребуется еще 4000 лет, чтобы звезда приблизилась на несколько сотых светового года ближе к Земле, чем сегодня. Арктур считается старой звездой и движется с группой из 52 других таких же звезд. Это движение известно как поток Арктура. Его массу достаточно сложно определить, но предположительно она составляет 1.1 масс Солнца.
Вега
Звезда Вега или альфа Лиры является самой яркой звездой в созвездии Лиры. С видимой звездной величиной 0.03, Вега является пятой по яркости звездой на звездном небе. Ее абсолютная величина составляет 0.6, расстояние от Земли 25 световых года.
Вега имеет спектральный класс A0Va, температуру поверхности 9600° кельвина, а ее светимость в 37 раз больше, чем у Солнца. Масса звезды составляет 2.1 масс Солнца, диаметр в 2.3 раза больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Вега (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Вега является относительно близкой звездой, расположенной на расстоянии 25 световых года от Земли. Вместе с Арктуром и Сириусом, это одна из самых ярких звезд в окрестности Солнца. Вега является одной из вершин Летнего треугольника вместе с Денеб и Альтаир. Так как она расположена высоко в небе, ее хорошо видно в течение всех летних месяцев.
Вега имеет спектральный класс A0Va, что делает ее белой звездой главной последовательности с голубоватым оттенком. В настоящее время ее возраст оценивается в 455 млн. лет. Возраст Веги составляет лишь одну десятую от возраста Солнца, но учитывая, что она в 2.1 раза массивнее его, ее предполагаемая продолжительность жизни также будет составлять лишь десятую долю Солнца. Обе звезды в настоящее время достигли средней точки жизни. Вега имеет необычайно низкую численность элементов с атомарным числом большим, чем у гелия.
Также предполагается, что Вега является переменной звездой, которая незначительно отличается по величине на периодической основе. Она довольно быстро вращается, при этом скорость на экваторе достигает 274 км/с. Это заставляет экватор выпирать наружу под действием центробежной силы и, как результат, возникает изменение температуры по всей фотосферы звезды, достигая максимума на полюсах. С Земли Вега наблюдается со стороны одного из этих полюсов.
На основе наблюдаемого избытка инфракрасного излучения, Вега, по всей вероятности, имеет околозвездный пыльный диск. Эта пыль, которая является результатом столкновения объектов, образует орбитальный диск мусора, по аналогии с поясом Койпера в Солнечной системе. Звезды, у которых наблюдается избыток инфракрасного излучения, называются звездами типа Вега. Нестабильность диска у Веги также свидетельствуют о наличии как минимум одной планеты размером с Юпитер.
Вега являлась звездой северного полюса до 12000 г. до н.э. и будет таковой после 13700 года после нашей эры. Вега была первой звездой (после Солнца), которая была сфотографирована и первой, чей спектр был записан. Она также была одной из первых звезд, чье расстояние было оценено путем измерения параллакса.
Капелла
Звезда Капелла или альфа Возничего является самой яркой звездой в созвездии Возничего. С видимой звездной величиной 0.08, Капелла является шестой по яркости звездой на звездном небе. Ее абсолютная величина равна -0.5, а расстояние от Земли равно 41 световому году.
Капелла имеет спектральный класс G6III + G2III, температуру поверхности 4940° Кельвина, а ее светимость в 79 раза больше, чем у Солнца. Масса звезды составляет 2.69 массу Солнца, а диаметр в 12 раз больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Капелла (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Хотя, если посмотреть невооруженным взглядом, Капелла кажется одной звездой, на самом деле она образована двумя бинарными парами. Первая пара состоит из двух ярких гигантских звезд G-типа, радиус которых в 10 раз больше, чем у Солнца, и находящиеся в тесной взаимосвязи. Эти звезды, как считается, находятся на пути становления красными гигантами.
Первая звезда имеет температуру поверхности около 4900 К, радиус в 12 раз больше, чем у Солнца, массу 2.7 солнечных масс, а светимость в 79 раз больше, чем Солнце. Вторая звезда имеет температуру поверхности около 5700К, радиус равный 9 солнечным радиусам, массу 2.6 солнечных масс и светимость в 78 раз больше, чем Солнце. Хотя главная звезда является более яркой при рассмотрении излучения на всех длинах волн, она кажется слабее при наблюдении в видимом свете, с видимой звездной величиной равной приблизительно 0.91, по сравнению с очевидной видимой звездной величиной в 0.76.
Вторая бинарная пара состоит из двух слабых, малых и относительно холодных красных карликов. Пара расположена на расстоянии 10 000 астрономических единиц (100 млн км) и имеет период обращения около 104 дней. По всей видимости, звезды на протяжении всей своей жизни были звездами главной последовательности спектрального А- класса, но в данный момент они расширяются, охлаждаются и становятся красными гигантами. Этот процесс займет у них еще несколько миллионов лет.
Ригель
Звезда Ригель или бета Ориона является самой яркой звездой в созвездии Ориона. С видимой звездной величиной 0.12, Ригель является седьмой по яркости звездой на звездном небе. Его абсолютная величина равна -7 и расположен он на расстоянии ~870 световых лет от нас.
Ригель имеет спектральный класс B8Iae, температуру поверхности 11000° по Кельвину, а его светимость в 66000 раз больше, чем у Солнца. Звезда имеет массу 17 масс Солнц и диаметр в 78 раз больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Ригель (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Ригель является самой яркой звездой в нашей локальной области Млечного Пути. Звезда настолько яркая, что если на нее смотреть с расстояния в одну астрономическую единицу (расстояние от Земли до Солнца), она будет сиять как чрезвычайно яркий шар с угловым диаметром 35° и видимой звездной величиной -38. Поток мощности на таком расстоянии будет такой же, как от сварочной дуги с расстояния в несколько миллиметров. Любой объект, расположенный так близко будет испаряться под действием сильного звездного ветра.
В настоящее время Ригель проходит через область туманности. Следовательно, звезда освещает несколько пылевых облаков, расположенные поблизости. Наиболее заметной из них является IC 2118 (туманность Голова Ведьмы). Ригель также связан с туманностью Ориона (М42), которая более или менее находится на одной визуальной линии со звездой, хотя она расположена почти в два раза дальше от Земли.
Ригель является известной бинарной звездой, которая впервые наблюдалась Васи́лием Я́ковлевичем Стру́ве в 1831 году. Хотя Ригель B имеет относительно слабую звездную величину, его близость к Ригель А, которая в 500 раз ярче, делает ее одной из мишенью астрономов любителей. Согласно расчетам, Ригель В удален от Ригеля А на расстояние в 2200 астрономических единиц. Из-за такого колоссального расстояния между ними, нет никаких признаков орбитального движения, хотя они и имеют одинаковое собственное движение.
Ригель B сам по себе является спектрально-двойной системой, состоящей из двух звезд главной последовательности, вращающихся вокруг общего центра тяжести каждые 9,8 дней. Обе звезды принадлежат к спектральному классу B9V.
Ригель является переменно звездой, что не часто встречается у сверхгигантов, с диапазоном звездной величины 0.03-0.3, меняющийся каждые 22-25 дней.
Процион
Звезда Процион или альфа Малого Пса является самой яркой звездой в созвездии Малого Пса. С видимой звездной величиной 0.38, Процион является восьмой по яркости звездой на ночном небе. Его абсолютная звездная величина равна 2.6, а расстояние до Земли составляет 11.4 световых лет.
Процион имеет спектральный класс F5IV-V, температуру поверхности 6650° Кельвина и светимость в 6.9 раза больше, чем у Солнца. Масса звезды в 1.4 раза больше массы Солнца, а диаметр в 2 раза.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Процион (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Для невооруженного глаза Процион выглядит как одинарная звезда. На самом деле, Процион представляет собой двойную звездную систему, состоящую из белого карлика главной последовательности (спектральный класс F5 IV-V) под названием Процион А и слабого белого карлика (спектральный класс DA) под названием Процион B. Процион выглядит столь ярко не благодаря своей светимости, а из-за близости к Солнцу. Система расположена на расстоянии 11.46 световых лет (3,51 парсек) и является одним из наших ближайших соседей.
Температура поверхности Проциона А по оценкам составляет 6530° Кельвина, придавая ему белый оттенок. Масса Проциона А составляет 1.4 масс Солнца, радиус равен двум радиусам Солнца, а его светимость в 6.9 раз больше, чем у Солнца. Процион А является довольно ярким для своего класса, что подразумевает полное превращение водорода в гелий в его ядре. В конечном счете, звезда начнет расширяться и увеличиться в объеме от 80 до 150 раз. Это должно произойти в течение от 10 до 100 миллионов лет.
Как и Сириус В, Процион В представляет собой белый карлик, который был выделен как отдельная самостоятельная единица задолго до того, как наблюдался. Его существование было впервые предсказано Фридрихом Бесселем в 1844 году. Хотя его орбитальные характеристики были рассчитаны Артуром Оверсом в 1862 году, Процион B не был визуально подтвержден до 1896 года, когда Джон Мартин Шеберле наблюдал его в предсказанных координатах с помощью 36-дюймового рефрактора в обсерватории Лик.
С массой 0.6 солнечных масс, Процион В значительно менее массивен, чем Сириус В. Однако особенность строения Проциона В такова, что он больше, чем более известный сосед, с расчетным радиусом 8600 км, по сравнению с 5800 км для Сириуса В. Температура на поверхности звезды Процион В составляет 7740° Кельвина, что также намного холоднее, чем на Сириусе В. Это свидетельствует о его меньшей массе и большему возрасту. Масса звезды прародительницы Проциона В составляла около 2.5 масс Солнца, и она пришла к концу своей жизни примерно 1.7 миллиардов лет назад. По этой причине, возраст Проциона А предположительно 2 миллиарда лет.
Звезда Процион формирует одну из трех вершин Зимнего треугольника, вместе с Сириусом и Бетельгейзе.
Бетельгейзе
Звезда Бетельгейзе или альфа Ориона является второй по яркости звездой в созвездии Ориона. С видимой звездной величиной 0.5, Бетельгейзе – девятая по яркости звезда на ночном небе. Ее абсолютная звездная величина составляет -5.14, а расстояние до Земли 530 световых лет.
Бетельгейзе имеет спектральный класс M2Iab, температуру поверхности 3500° Кельвина и светимость в 140000 раз больше, чем у Солнца. Звезда имеет массу равную 18 масс Солнца и диаметр равный 1180 диаметрам Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Бетельгейзе (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Красный сверхгигант Бетельгейзе является из крупнейших и наиболее ярких из известных звезд. Если бы она располагалась в центре нашей Солнечной системы, ее поверхность поглотила бы всю внутреннюю часть Солнечной системы (Меркурий, Венера, Земля и Марс), вышла бы за пределы пояса астероидов и возможно достигла бы Юпитера. Однако, за счет того, что расстояние между звездой и Землей и за последнее столетие изменилось в пределах от 180 до 1300 световых лет, рассчитать ее диаметр и светимость довольно сложно. Считается, что Бетельгейзе в настоящее время расположена на расстоянии 640 световых лет от Земли, что дает ей среднюю абсолютную звездную величину около -6.05.
В 1920 году альфа Ориона стала первой звездой (после Солнца) у которой был измерен ее угловой диаметр. С тех пор исследователи использовали ряд телескопов для измерения этого звездного гиганта, каждый с различными техническими параметрами, что часто давало противоречивые результаты. Текущие видимый диапазон диаметра звезды варьируются от 0.043 до 0.056 секунд. Это настоящая движущаяся мишень, так как звезда Бетельгейзе периодически меняет форму. Кроме того, Бетельгейзе имеет сложную, асимметричную оболочку, вызванная колоссальной потерей массы из-за огромных струй газа, вырывающихся из поверхности. Существует даже доказательство того, что у Бетельгейзе имеется звездный компаньон, вращающийся в ее газовой оболочке, способствуя эксцентричному поведению звезды.
Возраст Бетельгейзе, как полагают, всего 10 миллионов лет, но она быстро развивались из-за своей высокой массы. Похоже звезда является беглецом из звездного скопления Орион ОВ1, которое включает звезды О и В типа в поясе Ориона (Альнитак, Альнилам и Минтака). В настоящее время Бетельгейзе находится в поздней стадии эволюции и, как ожидается, в ближайшие миллионы лет взорвётся как сверхновая типа II.
Имея отчетливый красноватый оттенок, это полурегулярная переменная звезда, видимая звездная величина которой варьируется между 0.2 и 1.2. Звезда является правым верхним углом Зимнего треугольника, вместе с Сириусом и Проционом.
Бетельгейзе легко обнаружить на ночном небе, так как она появляется в непосредственной близости от знаменитого пояса Ориона. В северном полушарии ее можно увидеть, растущую на востоке сразу после заката в январе. К середине марта, звезда появляется на юге на вечернем небе и видна практически каждому населенному региону земного шара. В крупных городах в южном полушарии (например, Сидней, Буэнос-Айрес и Кейптаун) звезда поднимается почти на 49° над горизонтом.
Альтаир
Звезда Альтаир или альфа Орла является самой яркой звездой в созвездии Орла. С видимой звездной величиной 0.77, Альтаир является 12-ой по яркости звездой на ночном небе. Его абсолютная звездная величина составляет 2.3, а расстояние до Земли равно 18 световым годам.
Альтаир имеет спектральный класс A7Vn, температуру поверхности 7500° Кельвина и светимость в 10.6 раз больше, чем у Солнца. Его масса равна 1.79 массам Солнца, а диаметр в 1.9 раз больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Альтаир (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Расположенный на расстоянии 18 световых лет (5,13 парсек), Альтаир является одной из самых близких звезд, видимых невооруженным взглядом. Наряду с бета Орла и Таразед, звезда образует известную линию звезд, которую иногда называют семьей Аквила. Альтаир составляет одну из вершин Летнего треугольника вместе с Денеб и Вега.
Звезда Альтаир является звездой А-типа главной последовательности. Он обладает чрезвычайно высокой скоростью вращения, которая достигает 210 километров в секунду на экваторе. Таким образом, один период составляет около 9 часов. Для сравнения, Солнцу требуется чуть более 25 дней, чтобы совершить один полный оборот на экваторе. Это быстрое вращение заставляет Альтаир быть слегка сплюснутым. Его экваториальный диаметр на 20 процентов больше, чем полярный.
Альдебаран
Звезда Альдебаран или альфа Тельца является самой яркой звездой в созвездии Тельца. С видимой звездной величиной 0.85, Альдебаран является 14-ой по яркости звездой на ночном небе. Его абсолютная звездная величина равна -0.3, а расстояние до Земли составляет 65 световых лет.
Альдебаран имеет спектральный класс K5III, температуру поверхности 4010° Кельвина и светимость в 425 раз больше, чем у Солнца. Звезда Альдебаран имеет массу 1.7 масс Солнца и диаметр, который в 44.2 раза превосходит диаметр Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Альдебаран (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Альдебаран является оранжевым гигантом, который переехал с главной линией последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Он исчерпал водородное топливо в своем ядре и процесс слияния водорода прекратился. Хотя она еще не достаточная высокая для слияния гелия, температура ядра звезды значительно выросла благодаря гравитационному давлению, и звезда расширилась до 44.2 диаметров Солнца, достигнув значения 61 млн километров. Спутник Hipparcos измерил расстояние до звезды, которое равно 65 световым годам (20,0 парсек). Альдебаран является слегка переменной звездой типа LB. Его колебания в видимой звездной величине составляют примерно 0.2.
Альдебаран является одной из самых простых звезд, которую можно найти на ночном небе, частично из-за его яркости, а частично из-за пространственного расположения по отношению к одному из наиболее заметных астеризмов на небе. Если следовать за тремя звездами пояса Ориона слева направо (в северном полушарии) или справа налево (в южном), то первая яркая звезда, которую вы найдете, продолжая двигаться по этой лини, является Альдебаран.
Альдебаран имеет максимальную яркость среди членов группы рассеянного звездного скопления Гиады, которая составляет «голову быка» в созвездии Телец. Тем не менее, Альдебаран просто находится случайно в прямой видимости между Землей и Гиадами. Звездное скопление на самом деле расположено в два раза дальше, на расстоянии 150 световых лет.
Название Альдебаран происходит от арабского и буквально переводится как «последователь», по-видимому, из-за того, что эта яркая звезда, кажется, следует за Плеядами или звездным скоплением «Семь сестер» на ночном небе.
Антарес
Звезда Антарес или альфа Скорпиона является самой яркой звездой в созвездии Скорпиона. С видимой звездной 0.96, Антарес является 16-ой по яркости звездой на небе. Его абсолютная звездная величина составляет -5.28, а расстояние до Земли 604 световых года.
Антарес имеет спектральный класс M1.5Iab, температуру поверхности 3500° Кельвина и светимость в 65 000 раз больше, чем у Солнца. Масса звезда равна 15.5 массам Солнца, а ее диаметр в 800 раз больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Антарес (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Антарес является сверхгигантом. Если его разместить в центре Солнечной системы, то его внешняя поверхность будет находиться между орбитами Марса и Юпитера. На основании измерений параллакса, Антарес удален от Земли на 550 световых лет (170 парсек). Антарес имеет визуальную светимость в 10 000 раз превышающее светимость Солнца, но так как значительное количество энергии звезда излучает в инфракрасном диапазоне, ее болометрическая светимость в 65 000 раз больше, чем у Солнца. Антарес также является нерегулярной переменной звездой (тип LC), чья видимая звездная величина колеблется от 0.88 до 1.16.
Антарес находится в противостоянии к Солнцу примерно 31 мая каждого года. В это время звезду видно в течение всей ночи. В течение примерно двух-трех недель до и после 30 ноября Антарес не видно на ночном небе, так как он теряется в блеске Солнца. Наряду с Альдебараном, Спикой и Регулом оня является одной и из четырех ярких звезд, расположенных вблизи эклиптики.
Антарес имеет вторичную звезду-компаньона Антарес В, угловое разнесение которой изменилось с 3.3 угловых секунд в 1854 году до 2.86 угловых секунды в 1990 году. Звезду, как правило, тяжело увидеть из-за бликов, исходящих от Антарес А.
Спика
Звезда Спика или альфа Девы является самой яркой звездой в созвездии Девы. С видимой звездной величиной 0.98, Спика является 15-ой по яркости звездой на ночном небе. Ее абсолютная звездная величина составляет -3.2, а расстояние до Земли 262 световых года.
Спика имеет спектральный класс B1V, температуру поверхности 22 400° по Кельвину и светимость в 12100 раз больше, чем у Солнца. Ее масса достигает 10.3 масс Солнца, а диаметр равен 7.4 диаметрам Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Спика (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Спика является тесной двойной звездой, компоненты которой совершают полный оборот вокруг общего центра масс каждые четыре дня. Они расположены достаточно близко друг к другу, так что не могут быть обнаружены в телескопе как две отдельные звезды. Изменения в орбитальном движении этой пары приводит к Доплеровскому сдвигу в линиях поглощения их соответствующих спектров, что делает их спектрально-двойной парой. Параметры орбиты для этой системы были впервые выведены с помощью спектроскопических измерений.
Главная звезда имеет спектральный класс В1 III-IV. Класс светимости не соответствует спектру звезды, который находится между субгигантом и гигантской звезды, и она больше не является звездой В-типа главной последовательности. Это массивная звезда, масса которой в 10 раз больше массы Солнца, а радиус больше в семь раз. Полная светимость этой звезды в 12 100 раз больше, чем у Солнца и в восемь раз больше, чем у компаньона. Главная звезда этой пары является одной из ближайших звезд к Солнцу, которая имеет достаточную массу, чтобы закончить свою жизнь в результате взрыва сверхновой II типа.
Главная звезда классифицируется как переменная звезда типа Бета Цефея, которая изменяется в яркости на значение 0.1738 каждый день. Спектр показывает вариацию радиальной скорости с тем же периодом, указывая на то, что поверхность звезды регулярно пульсирует. Эта звезда быстро вращается. Скорость вращения вдоль экватора составляет 199 км/с.
Вторичная звезда этой системы является одной из немногих звезд, у которой наблюдается эффект Струве-Сахаде. Это аномальное изменение в силе спектральных линий во время прохождения по орбите, где линии становятся слабее, когда звезда удаляется от наблюдателя. Эта звезда меньше главной. Ее масса в семь раз больше солнечной, а радиус звезды равен 3.6 радиусам Солнца. Звезда имеет спектральный класс B2 V, что делает ее звездой главной последовательности.
Спика является эллипсоидальной переменной, где звезды искажаются под действием гравитационного взаимодействия. Этот эффект вызывает изменение видимой звездной величины звездной системы на значение равное 0.03 за интервал времени, который соответствует орбитальному периоду. Это небольшое снижение по величине едва заметно визуально. Темпы вращения обоих звезд быстрее, чем их орбитальный период. Это отсутствие синхронизации и высокая эллиптичность их орбиты может указывать на то, что это молодая звездная система. В течение долгого времени, взаимное приливное взаимодействие пары может привести к ротационной синхронизации и циклизация орбиты.
Поллукс
Звезда Поллукс или бета Близнецов является самой яркой звездой в созвездии Близнецы. С видимой звездной величиной 1.14, Поллукс является 17-ой по яркости звездой на небе. Его абсолютная звездная величина составляет 0.7, а расстояние до Земли равно 40 световым годам.
Поллукс имеет спектральный класс K0IIIb, температуру поверхности 4865° Кельвина и светимость в 32 раза больше, чем у Солнца. Его масса равна 1.86 массам Солнца, а диаметр в 8 раз больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Поллукс (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Звезды-близнецы Кастор и Поллукс лучше всего видны во время северных весенних вечеров. В отличие от реальных близнецов, Кастор и Поллукс имеют мало общего. Кастор – это белая четверная звезда, состоящая из довольно близких белых компонентов (спектральный класс А), в то время как Поллукс – это оранжевого цвета прохладный гигант (спектральный класс K0IIIb).
Тесное сопряжение с Кастором придает Поллуксу более яркий цвет. Звезда, расположенная на расстоянии 34 световых лет, имеет полную светимость в 46 раз превосходящую Солнца. С его холодной температурой (4770° Кельвина) и диаметром, который в 10 раз больше диаметра Солнца, Поллукс меньше, чем большинство его прохладных гигантских «двоюродных братьев» и имеет только четверть диаметра Альдебарана. В его глубоком ядре происходит процесс слияния водорода в гелий, что характерно для большинства красных гигантов. Звезда испускает рентгеновские лучи и, кажется, имеет намагниченную корону.
В 2006 году на орбите Поллукса была обнаружена экзопланета, что делает ее самой яркой звездой в небе с известной экзопланетой. С массой, которая, по крайней мере, в 2.9 раза больше массы Юпитера, планета плывет по круговой орбите на расстоянии 1.69 астрономических единиц, с периодом вращения 590 дней (1.6 года).
Фомальгаут
Звезда Фомальгаут или альфа Южная Рыба является самой яркой звездой в созвездии Южная Рыба. С видимой звездной величиной 1.16, Фомальгаут является 18-ой по яркости звездой на небе. Его абсолютная величина равна 2.0, а расположен он на расстоянии 22 световых лет.
Фомальгаут имеет спектральный класс A3Va, температуру поверхности 8750° Кельвина и светимость в 17.9 раз больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Фомальгаут (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Фомальгаут относительно молодая звезда возрастом около 300 миллионов лет, с потенциальной продолжительности жизни до миллиарда лет. Звезда имеет дефицит металла по сравнению с Солнцем, а это значит, что она состоит из меньшего процента элементов, отличных от водорода и гелия. Металличность звезды определяется путем измерения обилия железа в фотосфере относительно водорода. В 1997 году спектроскопические исследования показали значение, равное 93% от объема железа на Солнце, но более поздние исследования показали, что значение может быть на самом деле в два раза меньше.
Фомальгаут является одной из 16 звезд, принадлежащих движущейся группе звезд Кастора. Это объединение звезд, которое разделяет общее движение звезд в пространстве и, следовательно, могут быть физически связаны. Другими членами этой группы являются Кастор и Вега. Этой перемещающейся группе по оценкам ученых порядка 200 миллионов лет. Соседняя звезда TW Южной Рыбы, которая является также членом этой группы, может образовывать физическую пару с Фомальгаут.
Фомальгаут окружен пылевым диском из мусора тороидальной формы с очень острым внутренним краем на радиальном расстоянии 133 а.е. Пыль распределяется в поясе шириной приблизительно 25 а.е и иногда упоминается как «пояс Койпера Фомальгаут». Пыльный диск Фомальгаут, как полагают, является протопланетным и излучает инфракрасное излучение. Измерения вращения Фомальгаут указывают, что диск находится в экваториальной плоскости звезды, как и предполагает теория формирования звезд и планет.
Фомальгаут имеет особое значение в экзосолнечных исследованиях, так как он является центром первой звездной системы с экзопланетой (Фомальгаут b), увиденной на видимых длинах волн. Масса планеты ориентировочно не более чем в три раза превосходит массу Юпитера и не менее массы Нептуна.
Денеб
Звезда Денеб или альфа Лебедя является самой яркой звездой в созвездии Лебедя. С видимой звездной величиной 1.25, Денеб является 19-ой по яркости звездой на небе. Его абсолютная звездная величина составляет -7.2, а расстояние до Земли 1550 световых лет.
Денеб имеет спектральный класс A2Ia, температуру поверхности 8525° Кельвина и светимость в 54000 раз больше, чем у Солнца. Его масса равна 20 массам Солнца, а диаметр равен 110 диаметрам Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Денеб (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Денеб вместе с Альтаиром и Вегой образуют вершины Летнего Треугольника. С абсолютной звездной величиной – 7.2, Денеб является одной из самых ярких звезд, которых мы знаем. Его светимость, по оценкам, в 60000 раз больше чем, у Солнца. Его точное расстояние до Земли неизвестно, что делает определения многих других свойств Денеб также неточным. Тем не менее, завесу неопределенности над этой звездой приоткрыли исследования 2007 года. Согласно результатам, наиболее вероятное расстояние, на котором расположена звезда, составляет около 1550 световых лет. Погрешность вычисления допускает расстояние от 1340 до 1840 световых лет. Денеба – самая дальняя из известных звезд первой величины.
Основываясь на его температуре и светимости, а также на прямых измерениях крошечного углового диаметра (всего 0.002 угловые секунды), Денеб, кажется, имеет диаметр, который в 110 раз больше, чем у Солнца. Если его разместить в центре нашей Солнечной системы, то Денеб займет половину пути орбиты Земли. Альфа Лебедя является одной из крупнейших белых звезд, которых мы знаем.
Бело-голубой цвет сверхгиганта, высокая масса и температура означает, что звезда будет иметь очень короткую продолжительность жизни и, вероятно, станет сверхновой в течение нескольких миллионов лет. В его ядре уже прекращается процесс слияния водорода. В настоящее время, вероятно, Денеб расширяется в красного сверхгиганта, как Мю Цефея. В то время как он будет, звезда пройдет через спектральные классы F, G, K и M.
Солнечный ветер Денеб заставляет его терять массу со скоростью 0.8 миллионной солнечной массы в год, что в 100 000 раз больше потока от Солнца. Это прототип класса переменных звезд, известных как переменные альфа Лебедя. Его поверхность подвергается нерадиальным колебаниям, которые вызывают изменения его яркости и спектрального класса.
Регул
Звезда Регул или альфа Льва является самой яркой звездой в созвездии Льва. С видимой звездной величиной 1.35, Регул является 21-ой по яркости звездой в небе. Его абсолютная величина составляет -0.3, а расстояние до Земли 69 световых лет.
Регул имеет спектральный класс B7Vn, температуру поверхности 10300° Кельвина и светимость в 150 раз больше, чем у Солнца. Массы звезды составляет 3.5 масс Солнца, а диаметр 3.2 диаметра Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Регул (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Регул представляет собой кратную звездную систему, состоящую из четырех звезд. Регул А – двойная звездная система, состоящая из бело-голубоватой звезды главной последовательности (спектральный класс B7V), на орбите которой предположительно вращается белый карлик, имеющий массу 0.3 масс Солнца. Этим двум звездам требуется около 40 дней, чтобы совершить один полный оборот по орбите вокруг их общего центра масс.
Главная звезда Регул А представляет собой молодую звезду массой около 3.5 масс Солнцу, возраст которой насчитывает несколько сотен миллионов лет. Звезда вращается довольно быстро. Ее период насчитывает всего лишь 15.9 часов, что приводит к искажению формы звезды и к так называемому гравитационному затмению: фотосфера на полюсах этой звезды значительно жарче и в пять раз ярче на единицу площади поверхности, чем на экваториальной области. Если бы она вращалась на 16% быстрее, то гравитация звезды была бы слабее центробежной силы и звезда разорвала бы саму себя.
Учитывая крайне искаженную форму главной звезды, относительное орбитальное движение бинарной пары может разительно отличаться от чистых двух тел Кеплера из-за постоянных возмущений, влияющих на их орбитальный период. Другими словами, третий закон Кеплера, который определен для двух точечных масс, не действует на эту бинарную пару из-за слишком искаженной формы главной звезды.
На расстоянии около 4200 астрономических единиц от Регул А расположена двойная звездная система, которую разделяет общее собственное вращение. Обозначенные как Регул B (спектральный класс K2V) и Регул C (спектральный класс M4V), эта пара имеет орбитальный период 2000 лет и удалены друг от друга примерно на 100 астрономических единиц.
Свет, исходящий от этой пары звезд, преобладает над бинарной парой Регул А. Регул В, если рассматривать его отдельно, представляет собой бинокулярный объект с видимой звездой величиной 8.1, а его звездный компаньон Регул – 13.5. Регул А – спектрально двойная звезда: вторичная звезда этой пары до сих не была под непосредственным наблюдением, так как она гораздо слабее, чем главная. Пара В и С расположена на угловом расстоянии 177 угловых секунд от Регул А, что делает ее невидимой для любительских телескопов.
Из самых ярких звезд на небе, Регул ближе всего к плоскости эклиптики и регулярно затемнена Луной. Покрытие планетами Меркурий и Венера также возможны, но редки, как и покрытие астероидами. Последнее планетарное затмение (планета Венера) звезды Регул произошло 7 июля 1959 года. Следующее же произойдет 1 октября 2044 и также Венерой. Другие планеты не заслонят Регул в течение ближайших нескольких тысячелетий из-за их положений.
Адара
Звезда Адара или эпсилон Большого Пса является второй по яркости звездой в созвездии Большой Пес. С видимой звездной величиной 1.5, Адара является 22-ой по яркости звездой на небе. Ее абсолютная величина равна -4.8, а расстояние до Земли составляет примерно 400 световых лет.
Адара имеет спектральный класс B2II, температуру поверхности 24750° Кельвина и светимость в 20000 раз больше, чем у Солнца. Звезда имеет массу 10 масс Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Адара (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Адара представляет собой двойную звезду, удаленную от Земли на расстоянии 430 световых лет. Основная звезда имеет голубовато-белый цвет (спектральный класс В2) с высокой температурой поверхности (25000° K). Она излучает суммарное излучение, которое в 20000 раз больше, чем у Солнца. Если бы эта звезда была на таком же расстояние, что и Сириус, она затмила бы все остальные звезды на небе и была бы в 15 раз ярче, чем планета Венера. Эта звезда является также одним из самых мощных источников ультрафиолета в небе. Это сильный источник фотонов, способных ионизировать атомы водорода в межзвездном газе вблизи Солнца и это очень важно при определении состояния ионизации межзвездного облака.
Звезда-компаньон имеет видимую звездную величину 7.5 и расположена в 7.5 угловых секундах от главной звезды. Тем не менее, эту звезду можно различить только в крупных телескопах, поскольку главная звезда примерно в 250 раз ярче, чем его спутник.
Несколько миллионов лет назад Адара была гораздо ближе к Солнцу, чем в настоящее время, в результате чего она была намного ярче на ночном небе. Около 4700000 лет назад Адара располагалась на расстоянии 34 световых лет от Солнца и была очень яркой звездой с видимой звездной величиной -3.99. Ни одна другая звезда с тех пор не достигала такой яркости и ни одна другая звезда не достигнет этой яркости в ближайшие пять миллионов лет.
Кастор
Звезда Кастор или альфа Близнецов является второй по яркости звездой в созвездии Близнецы. С видимой звёздной величиной 1.57, Кастор является 23-ей по яркости звездой на небе. Его абсолютная звездная величина составляет 0.5, а расстояние до Земли 49 световых лет.
Кастор имеет спектральный класс A1V + A2V, температуру поверхности 10300° Кельвина и светимость в 30 раз больше, чем у Солнца. Масса звезды равна 2.2 массам Солнца, а диаметр в 2.3 раза больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Кастор (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Визуально двойная звезда Кастор была обнаружена в 1678 году. Его видимая звездная величина составляет 2.0 и 2.9 (комбинированная величина равна 1.58). Разделенные горячие белые звезды (спектральный класс А) находятся на расстоянии 6 угловых секунд, а период обращения вокруг общего центра их масс составляет 467 года. Каждый из компонентов этой пары сам является спектрально-двойной звездой, делая кастор четверной звездной системой. Кастор имеет слабый спутник, отдаленный от него на 72 угловые секунды, но с таким же параллаксом и собственным движением. Этот спутник представляет собой двойную затемненную звездную систему с периодом около 1 дня. Эта двойная звездная система является лишь одной из нескольких, в которых оба компонента пары представляют собой карликовые звезды М класса. Кастор, таким образом, можно считать шестеричной звездной системой, с шестью отдельным звездами, гравитационно-связанные друг с другом.
Близнецы «близнецов» - звезды Кастор и Поллукс лучше всего видны во время весенних вечеров. В отличие от реальных близнецов, Кастор и Поллукс имеют мало общего. Кастор – это белая четверная звезда, состоящая из довольно близких белых компонентов (спектральный класс А), в то время как Поллукс – это оранжевого цвета прохладный гигант (спектральный класс K0IIIb). Тесное сопряжение с Кастором придает Поллуксу более яркий цвет.
Мы живем в галактике под названием «Млечный путь»империи состоящей из сотен миллиардов заезд.
Как мы сюда попали? Что нас ждет в будущем? Эти вопросы неотделимы от понятия
галактики.Наша вселенная насчитывает
двести миллиардов галактик, все они уникальны, огромныи постоянно меняются. Откуда галактики берут
свое начало? Как они устроены? Каково их будущее? И как они погибнут?
Это наша галактика «Млечный путь» ей примерно двенадцать миллиардов лет. Галактика представляет собой гигантский диск с огромными спиральными рукавами и свечением в центре, в космосе таких галактик несчетное множество.Галактика представляет собой крупное скопление звезд, в среднем она насчитывает сотню миллиардов звезд. Это настоящий звездный инкубатор, место где звезды рождаются и где они умирают. Звезды в галактике появляются из облаков пыли и газа, так называемых туманностях. Наша галактика содержит миллиарды звезд, многие из которых окружены планетами и лунами. Долгое время мы знали о галактиках совсем немного, еще сотню лет назад человечество считало, что «млечный путь»единственная галактика, ученные называли ее нашим островом во вселенной, другие галактики для нихне существовали. Но в 1924 году астроном Эдвин Хаббл изменил общее представление, Хаббл наблюдал космос с помощью самого совершенного телескопа своего времени с диаметром линзы 254 сантиметра. В ночном небе он разглядел неясные клубы света, которые находилисьочень далеко от нас, ученный пришёл к выводу что это не единичные звезды а целые звездные города, галактики далеко за пределами млечного пути.
Хаббл совершил одно из величайших открытий в астрономии: в космосе существует не одна галактика, а великое множество галактик. Нашагалактика имеет вихревую структуру у нее есть два спиральных рукава и она насчитывает около ста шестидесяти миллионов звезд. ГалактикаМ-87 представляет собой гигантский эллипс это одна из старейших галактик во вселенной и звезды в ней излучают золотистый свет.
Галактики огромны, настоящие гиганты, на земле расстояние меряют в километрах, в космосе астрономы используют единицу длинны, световой годрасстояние проходимое светом за один год, они примерно равно девяти с половиной триллионам километров.
Галактика млечный путь кажется нам огромной, но по сравнению с другими галактиками вселенной она достаточно мала. Наш ближайший галактический сосед «Туманность Андромеды»достигает в диаметре 200 000 световых лет, в два раза больше нашего «млечного пути»М 87 самая крупная галактика в ближайшем пространстве, она намного крупнее «андромеды»но по сравнению с гигантом АС 1011 она кажется совсем крохотной. АС 1011 в ширину составляет 6 000 000 световых лет, это самая крупная из известных галактик она в 60 раз крупнее млечного пути.
Итак, мы знаем что галактики огромны и они по всюду, но откуда они взялись?. Что бы создать звезды нужна гравитация, что бы объединить звезды в галактики ее нужно еще больше. Первые звезды появились спустя всего 200 000 000 лет после большого взрыва, затем гравитация стянула их вместе, так появились первые галактики
Галактики существуют более двенадцати миллиардов лет, нам известно что эти обширные империи звезд принимают самые разные формы от вихревых спиралей до громадных шаров из звезд но все же многое в галактиках остается для нас загадкой.
Молодые галактики бесформенноескопление звезд газа и пыли лишь спустя миллиарды лет они превращаются в такие структуры как вихревая галактика. Сила притяжения постепенно стягивает звезды вместе, они вращаются все быстрее и быстрее пока не принимают форму диска, затем звезды и газ образуют гигантские спиральные рукава, этот процесс повторялся на просторах космоса миллиарды раз. Каждая галактика неповторима, но всех объединяет одно, они все вращаются вокруг своего центра. Годами ученные гадали, что обладает достаточной силой способной изменитьповедение галактики и наконец, ответ был найден: черная дыра и не просто черна дыра, а сверх массивная черная дыра. Пищей для сверх массивных черных дыр служат газ и звезды иногда черная дыра поглощает их слишком жадно и пища выбрасывается обратно в космосв виде луча чистой энергии. Черная дыра в центре млечного пути имеет гигантские размеры, ее ширина 24 000 000 километров. Планета земля находится на расстоянии двадцати пяти тысяч световых лет от центра млечного путиэто многие миллиарды километров. Сверх массивные черные дыры могут быть источником мощно гравитации но у них не хватит сил чтоб удержать связь между телами галактик. По всем законам физики галактики должны распадаться, почему это не происходит? В космосе существует сила более мощная чем сверх массивная черная дыра ее нельзя увидеть и практически невозможно вычислить но она существует она называется темной материей и она повсюду. Кажется что галактики существуют отдельно, между ними триллионы километров но на самом деле галактики объединеныв группы, скопление галактик. Скопления галактик образуют сверх скопления в которые входят десятки тысяч галактик. Галактики не только меняются, но и передвигаются случается что галактики сталкиваются друг с другом и тогда одна поглощает другую столкновение галактик длится миллионы лет и в конечномитоге две галактики сливаются в одну. Подобные столкновения происходят в космосе повсеместно, и наша галактика не исключение. Наша галактика двигается к другой галактике«туманность андромеды» и нашей галактике это не сулит ничего хорошего. Млечный путь приближается к андромеде со скоростью 250 000 миль в час а это значитчто через пять-шесть миллиардов лет нашей галактики не станет. Как не странно при столкновении галактик звезды не столкнутся между собой, они по прежнему слишком далеко друг от друга они просто перемешаются. Однако пыль и газ между звездами начнут разогреваться, в какой-то момент они воспламенятся, две сталкивающиеся галактики раскалятся до бела.Жителям планеты «земля»несказанно повезло, жизнь зародилась на нашей планете только благодаря тому что наша солнечная система находится в нужной части галактики, расположись мы чуть ближе к центру, мы бы не выжили.
Наша галактика и множество других галактик вовселенной ставят перед нами кучу вопросов требующие ответов и тайны еще никем не открытые. Именно в галактиках лежит ключ к пониманию вселенной.
Галактики рождаются, разбиваются, сталкиваются и погибают галактики это сверх звезды для мира науки.
На протяжении веков каждую ночь мы видим в небе загадочные огоньки – звезды нашей Вселенной. В древности люди видели фигуры животных в скоплениях звезд, и позже они начали называться созвездиями. На текущий момент ученые выделяют 88 созвездий, которые разделяют ночное небо на участки. Звезды – это источники энергии и света для Солнечной системы. Они способны создавать тяжелые элементы, которые необходимы для начала жизни. Таким образом, Солнце дарит свое тепло всему живому на планете. Степень яркости звезд определяется их размерами.
Звезда Canis Majoris из созвездия Большого Пса является самой крупной во Вселенной. Она находится в 5 тыс. световых лет от Солнечной системы. Ее диаметр – 2,9 миллиарда километров.
Конечно же, не все звезды в Космосе такие огромные. Есть и звезды-карлики. Величину звезд ученые оценивают по шкале – чем звезда ярче, тем ее номер меньше. Самая яркая звезда в ночном небе Сириус. По цветам звезды делятся на классы, которые указывают на их температуру. К классу О относятся самые горячие, они голубого цвета. Звезды красного цвета являются самыми холодными.
Следует заметить, что звезды не мерцают. Этот эффект похож на то, что мы наблюдаем в жаркие дни лета, посмотрев на раскаленный бетон или асфальт. Кажется, что мы смотрим через дрожащее стекло. Этот же процесс вызывает иллюзию мерцания звезды. Чем ближе она к нашей планете, тем больше она «мерцает».
Виды звезд
Главная последовательность – время существования звезды, которое зависит от ее размера. Маленькие звезды сияют дольше, крупные, наоборот, меньше. Массивным звездам топлива хватит на пару сотен тысяч лет, а малые будут гореть на протяжении миллиардов лет.
Красный гигант – большая звезда оранжевого или красноватого оттенка. Звезды этого типа очень крупных размеров, которые превышают обычные в сотни раз. Самые массивные из них становятся сверхгигантами. Бетельгейзе, из созвездия Орион, является самой яркой среди красных супергигантов.
Белый карлик – это остатки обычной звезды, после красного гиганта. Эти звезды довольно плотные. Их размер не больше нашей планеты, но их массу можно сравнить с Солнцем. Температура белых карликов достигает 100 тыс. градусов и больше.
Коричневые карлики еще называют субзвездами. Это газовые массивные шары, которые больше Юпитера и меньше Солнца. Эти звезды не излучают тепла и света. Они являют собой темный сгусток материи.
Цефеида. Цикл ее пульсации колеблется между несколькими секундами и несколькими годами. Все зависит от разновидности переменной звезды. Цефеиды изменяют свою светимость в конце жизни и в начале. Они могут быть внешними и внутренними.
Большинство звезд – это часть звездных систем. Двойные звезды – две гравитационно связанные звезды. Ученые доказали, что у половины звезд галактики есть пара. Они могут затмевать друг друга, потому что их орбиты находятся под малым углом к лучу зрения.
Новые звезды. Это тип катаклизмических переменных звезд. Их блеск меняется не так резко, по сравнению со сверхновыми. В нашей галактике выделяют две группы новых звезд: новые балджа (медленные и слабее) и новые диска (быстрее и ярче).
Сверхновые. Звезды, которые заканчивают эволюцию во взрывном процессе. Этим термином были названы звезды, которые вспыхнули сильнее новых. Но ни одни, ни другие не являются новыми. Всегда вспыхивают звезды, которые уже существуют.
Гиперновые. Это очень крупная сверхновая звезда. Теоретически они могли бы создать Земле серьезную угрозу сильной вспышкой, но на данный момент подобных звезд поблизости нашей планеты нет.
Цикл жизни звезд
Звезда берет свое начало в виде облака газа и пыли, которое называют туманностью. Взрывная волна сверхновой или гравитация соседней звезды способна заставить ее сжиматься. Элементы облака собираются в плотную область, которая называется протозвездой. При следующем сжатии она нагревается и достигает критической массы. После происходит ядерный процесс, и звезда проходит все фазы существования. Первый является самым стабильным и долгим. Но со временем топливо заканчивается, и мелкая звезда становится красным гигантом, а большая – красным супергигантом. Эта фаза будет длиться, пока топливо полностью не закончится. Туманность, которая останется после звезды, может расширяться на протяжении миллионов лет. После чего на нее подействует взрывная волна или гравитация, и все повторится сначала.
Основные процессы и характеристики
Звезда имеет два параметра, которые определяют все внутренние процессы, – химический состав и масса. Задав их одиночной звезде, можно предсказать спектр, блеск и внутреннюю структуру звезды.
Расстояние
Есть много способов для определения расстояний до звезды. Самый точный – измерение параллаксов. До звезды Веги расстояние измерил астроном Василий Струве в 1873. Если звезда находится в звездном скоплении, расстояние до звезды можно принять равным расстоянию до скопления. Если звезда из класса цефеид, расстояние можно вычислить из зависимости абсолютная звездная величина – период пульсации. Чтобы определить расстояние к далеким звездам, астрономы используют фотометрию.
Масса
Точная масса звезды определяется, если это компонент двойной звезды. Для этого используется третий закон Кеплера. Также можно косвенно определить массу, к примеру, из зависимости светимость – масса. В 2010 году ученые предложили еще один способ вычисления массы. Он основывается на наблюдениях за прохождением планеты со спутником по диску звезды. Применив законы Кеплера и изучив все данные, определяют плотность и массу звезды, период вращения спутника и планеты и другие характеристики. На данный момент этот способ использовался на практике.
Химический состав
Химический состав зависит от вида звезды и ее массы. Крупные звезды не обладают элементами тяжелее гелия, а красные и желтые карлики относительно на них богаты. Это помогает звезде зажечься.
Структура
Выделяют три внутренние зоны: конвективную, ядро и зону лучистого переноса.
Конвективная зона. Здесь за счет конвенции происходит перенос энергии.
Ядро – центральная часть звезды, где проходят ядерные реакции.
Лучистая зона. Здесь перенос энергии происходит благодаря излучению фотонов. У малых звезд эта зона отсутствует, у крупных находится между конвективной зоной и ядром.
Атмосфера находится над поверхностью звезды. Она состоит из трех частей – хромосферы, фотосферы и короны. Фотосфера является самой глубокой ее частью.
Звездный ветер
Это процесс, при котором вещество из звезды стекает в межзвездное пространство. Он играет немаловажную роль в эволюции. В результате звездного ветра масса звезды уменьшается, значит, ее жизнь полностью зависит от интенсивности этого процесса.
Принципы обозначения звезд и каталоги
В галактике находится больше 200 миллиардов звезд. На фотоснимках крупных телескопов их настолько много, что не имеет смысла давать им всем имена и даже считать. Примерно 0,01 процента звезд нашей галактики занесено в каталоги. У каждого народа самые яркие звезды получили имена. К примеру, Алголь, Ригель, Альдебаран, Денеб и другие происходят с арабского.
В Уранометрии Байера звезды обозначаются буквами греч. алфавита в порядке убывания блеска (α – самая яркая, β – вторая по блеску). Если греческого алфавита не хватало, использовался латинский. Некоторые звезды называют именами ученых, которые описывали их уникальные свойства.
Большая Медведица
Созвездие Большая Медведица являет собой 7 эффектных звезд, которые отыскать на небе довольно просто. Помимо этих, в созвездии насчитывается еще 125 звезд. Это созвездие одно из самых крупных и захватывает на небе 1280 кв. градусов. Ученые выяснили, что звезды ковша находятся от нас на неравном расстоянии.
Ближе всех расположена звезда Алиот, самая дальняя – Бенетнаш. Для любителей астрономии это созвездие способно служить «тренировочным полигоном»:
· Благодаря Большой Медведице можно с легкостью найти и другие созвездия.
· В течение года оно четко показывает обращение неба за сутки и перестроение его вида.
· Если запомнить угловые расстояния между звездами, можно проводить угловые приближенные измерения.
· Имея едва ощутимый телескоп, можно рассмотреть переменные и двойные звезды в Большой Медведице.
Легенды и мифы созвездия
«Ковш» известен нам с давних времен. Древние греки утверждали, что это нимфа Калисто, которая была спутницей Артемиды и возлюбленной Зевса. Она проигнорировала правила и навлекла немилость богини. Та обратила ее в медведицу и натравила собак. Чтобы возлюбленная Зевса была в безопасности, он поднял ее на небо. Событие это темное, и каждый раз в эту историю пытаются добавить что-то новое, как, например, подругу нимфы Каллисто, которую превратили в Малую Медведицу.
Большую Медведицу можно увидеть и днем, использовав интерактивную карту созвездий. Здесь Вы сможете найти другие малые и большие созвездия, посмотреть их в большом приближении..
