Види зірок у спостережуваному всесвіті. Спектральна класифікація зірок: залежність кольору та температури Білі зірки назви навколишній світ 3

> Зірки

Зірки- Масивні газові кулі: історія спостережень, назви у Всесвіті, класифікація з фото, народження зірки, розвиток, подвійні зірки, список найяскравіших.

Зірки- небесні тіла і гігантські сфери плазми, що світяться. Тільки в нашій галактиці Чумацький Шлях їх налічують мільярди, включаючи Сонце. Не так давно ми дізналися, що деякі з них ще й мають планети.

Історія спостережень за зірками

Зараз можна легко купити телескоп та спостерігати на нічне небо або скористатися телескопами онлайн на нашому сайті. З давніх часів зірки на небі відігравали важливу роль у багатьох культурах. Вони відзначилися у міфах і релігійних історіях, а й послужили першими навігаційними інструментами. Саме тому астрономія вважається однією з найдавніших наук. Поява телескопів і відкриття законів руху і гравітації в 17 столітті допомогли зрозуміти, що всі зірки нагадують наше , отже підкоряються тим самим фізичним законам.

Винахід фотографії та спектроскопії в 19 столітті (дослідження довжин хвиль світла, що походять від об'єктів) дозволили проникнути в зірковий склад та принципи руху (створення астрофізики). Перший радіотелескоп з'явився 1937 року. З його допомогою можна було знайти невидиме зіркове випромінювання. А в 1990 році вдалося запустити перший космічний телескоп Хаббл, здатний отримати найглибший і детальніший погляд на Всесвіт (якісні фото Хаббла для різних небесних тіл можна знайти на нашому сайті).

Найменування зірок Всесвіту

Стародавні люди не мали наші технічні переваги, тому в небесних об'єктах впізнавали образи різних істот. Це були сузір'я, про які писали міфи, щоб запам'ятати назви. Причому, практично всі ці імена збереглися і використовуються сьогодні.

У сучасному світіналічується (серед них 12 відносяться до зодіакальних). Найяскравіша зірка отримує позначення "альфа", друга - "бета", а третя - "гамма". І так продовжується до кінця грецького алфавіту. Існують зірки, які відображають частини тіла. Наприклад, найяскравіша зірка Оріона (Альфа Оріона) – «рука (пахва) велетня».

Не варто забувати, що весь цей час складалося безліч каталогів, чиї позначення використовують досі. Наприклад, Каталог Генрі Дрейпера пропонує спектральну класифікацію та позиції для 272150 зірок. Позначення Бетельгейзе HD 39801.

Але зірок на небі дуже багато, тому для нових використовують абревіатури, що позначають зірковий тип або каталог. Наприклад, PSR J1302-6350 - пульсар (PSR), J - використовується система координат "J2000", а останні дві групи цифр - координати з кодами широти та довготи.

Зірки всі однакові? Ну, коли спостерігаєш без використання техніки, то вони лише трохи відрізняються за яскравістю. Але ж це лише величезні газові кулі, так? Не зовсім. Насправді у зірок є класифікація, заснована на їх головних характеристиках.

Серед представників можна зустріти блакитних гігантів та крихітних коричневих карликів. Іноді трапляються й химерні зірки, на кшталт нейтронних. Занурення у Всесвіт неможливе без розуміння цих речей, тому познайомимося з зірковими типами ближче.

Більшість світових зірок перебуває у стадії головної послідовності. Можна згадати Сонце, Альфа Центавра А та Сірус. Вони здатні кардинально відрізнятися за масштабністю, масивністю та яскравістю, але виконують один процес: трансформують водень у гелій. У цьому виробляється величезний енергетичний сплеск. Така зірка переживає відчуття гідростатичного балансу. Гравітація змушує об'єкт стискатись, але ядерний синтез виштовхує його назовні. Ці сили працюють на врівноважуванні і зірці вдається зберігати форму сфери. Розмір залежить від потужності. Характеристика – 80 мас Юпітера. Це мінімальна позначка, при якій можна активувати процес плавлення. Але теоретично максимальна маса – 100 сонячних.

Якщо палива немає, то зірка більше не вистачає маси, щоб продовжити ядерний синтез. Вона перетворюється на білого карлика. Зовнішній тиск не працює, і вона скорочується у розмірах через силу тяжкості. Карлик продовжує сяяти, бо все ще залишаються гарячі температури. Коли він охолоне, то набуде фонової температури. На це підуть сотні мільярдів років, тому поки що просто неможливо знайти жодного представника. Планетні системи білих карликів Астрофізик Роман Рафіков про диски навколо білих карликів, кільця Сатурна та майбутнє Сонячної системи Компактні зірки Астрофізик Олександр Потєхін про білих карликів, парадокс щільності та нейтронні зірки:

Цефеїди - зірки, що пережили еволюцію з головної послідовності до смуги нестійкості Цефеїди. Це звичайні радіо-пульсуючі зірки з помітним зв'язком між періодичністю та світністю. За це їх цінують науковці, адже є чудовими помічниками у визначенні дистанцій у просторі. Вони також демонструють зміни променевої швидкості, що відповідають фотометричним кривим. У яскравіших спостерігається тривала періодичність. Класичні представники - надгіганти, чия маса в 2-3 рази перевищує сонячну. Вони перебувають у моменті спалювання палива на етапі головної послідовності та трансформуються у червоних гігантів, перетинаючи лінію нестійкості цефеїд.

Якщо говорити точніше, то поняття подвійна зірка не відображає реальну картинку. Насправді, маємо зоряна система, представлена ​​двома зірками, які здійснюють оберти навколо загального центру мас. Багато хто робить помилку і приймає за подвійну зірку два об'єкти, які здаються розташованими близько при спостереженні неозброєним оком. Вчені отримують з цих об'єктів користь, тому що вони допомагають обчислити масу окремих учасників. Коли вони пересуваються загальною орбітою, то обчислення Ньютона для гравітації дозволяють з неймовірною точністю розрахувати масу. Можна виділити кілька категорій відповідно до візуальних властивостей: затьмарювальні, візуально бінарні, спектроскопічні бінарні та астрометричні. Затьмарюючі - зірки, чиї орбіти створюють горизонтальну лінію від місця спостереження. Тобто людина бачить подвійне затемнення на одній площині (Алголь). Візуальні – дві зірки, які можна дозволити з допомогою телескопа. Якщо одна з них світить дуже яскраво, буває складно відокремити другу.

Формування зірки

Давайте уважніше вивчимо процес народження зірки. Спочатку ми бачимо гігантську хмару, що повільно обертається, наповнена воднем і гелієм. Внутрішня гравітація змушує його згортатись усередину, через що обертання прискорюється. Зовнішні частини трансформуються в диск, а внутрішні у сферичне скупчення. Матеріал руйнується, стаючи гарячішим і щільнішим. Незабаром з'являється куляста протозведення. Коли тепло та тиск виростають до 1 мільйона °C, атомні ядразливаються та запалюється Нова зірка. Ядерний синтез перетворює невелику кількість атомної маси в енергію (1 грам маси, що перейшов в енергію, дорівнює вибуху 22000 тонн тротилу). Подивіться також пояснення на відео, щоб краще розібратися у питанні зоряного зародження та розвитку.

Еволюція протозіркових хмар

Астроном Дмитро Вібе про актуалізм, молекулярні хмари та народження зірки:

Народження зірок

Астроном Дмитро Вібе про протозірки, відкриття спектроскопії та гравотурбулентної моделі зіркоутворення:

Спалахи на молодих зірок

Астроном Дмитро Вібе про наднові, типи молодих зірок і спалах у сузір'ї Оріона:

Зоряна еволюція

Ґрунтуючись на масі зірки, можна визначити весь її еволюційний шлях, оскільки він проходить за певними шаблонними етапами. Існують зірки проміжної маси (як Сонце) в 1.5-8 разів більше сонячної маси, більше 8, а також до половини сонячної маси. Цікаво, що чим більша маса зірки, тим коротший її життєвий термін. Якщо вона досягає менше десятої частини сонячної, то такі об'єкти потрапляють до категорії коричневих карликів (не можуть запалити ядерний синтез).

Об'єкт із проміжною масою починає існування з хмари, розміром 100000 світлових років. Для згортання у протозірку температура має бути 3725°C. З початку водневого злиття може утворитися Т Тельця – змінна з коливаннями в яскравості. Подальший процес руйнування триватиме 10 мільйонів років. Далі її розширення врівноважиться стиском сили тяжіння, і вона постане у вигляді зірки головної послідовності, що отримує енергію від водневого синтезу в ядрі. Нижній малюнок демонструє всі етапи та трансформації у процесі еволюції зірок.

Коли весь водень переплавиться в гелій, гравітація знищить матерію в ядро, через що запуститься швидкий процес нагрівання. Зовнішні шари розширюються та охолоджуються, а зірка стає червоним гігантом. Далі починає сплавлятися гелій. Коли і він вичерпується, ядро ​​скорочується і стає гарячішим, розширюючи оболонку. При максимальній температурі зовнішні шари здуваються, залишаючи білий карлик (вуглець та кисень), температура якого досягає 100 000 °C. Палива більше немає, тому відбувається поступово охолодження. Через мільярди років вони завершують життя у вигляді чорних карликів.

Процеси формування та смерті у зірки з високою масою відбуваються неймовірно швидко. Потрібно лише 10000-100000 років, щоб вона перейшла від протозірки. У період головної послідовності це гарячі та блакитні об'єкти (від 1000 до мільйона разів яскравіші за Сонце і в 10 разів ширші). Далі ми бачимо червоного надгіганта, який починає сплавляти вуглець у більш важкі елементи (10000 років). У результаті формується залізне ядро ​​з шириною 6000 км, чиє ядерне випромінювання більше неспроможна протистояти силі тяжіння.

Коли маса зірки наближається до позначки 1.4 сонячних, електронний тиск більше не може утримувати ядро ​​від краху. Через це формується наднова. Під час руйнування температура піднімається до 10 мільярдів °C, розбиваючи залізо на нейтрони та нейтрино. Усього за секунду ядро ​​стискається до ширини в 10 км, а потім вибухає у надновому типу II.

Якщо ядро, що залишилося, досягало менше 3-х сонячних мас, то перетворюється на нейтронну зірку (практично з одних нейтронів). Якщо вона обертається і випромінює радіоімпульси, це . Якщо ядро ​​більше 3-х сонячних мас, то ніщо не утримає її від руйнування та трансформації у .

Зірка з малою масою витрачає паливні запаси так повільно, стане зіркою головної послідовності тільки через 100 мільярдів – 1 трильйон років. Але вік Всесвіту досягає 13.7 мільярдів років, а отже такі зірки ще не вмирали. Вчені з'ясували, що цим червоним карликам не судилося злитися ні з чим, крім водню, а отже, вони ніколи не переростуть у червоних гігантів. У результаті їхня доля – охолодження та трансформація в чорні карлики.

Термоядерні реакції та компактні об'єкти

Астрофізик Валерій Сулейманов про моделювання атмосфер, «велику суперечку» в астрономії та злиття нейтронних зірок:

Астрофізик Сергій Попов про відстань до зірок, утворення чорних дірок і парадокс Ольберса:

Ми звикли, що наша система висвітлюється лише однією зіркою. Але є й інші системи, в яких дві зірки на небі обертаються орбітою щодо один одного. Якщо точніше, лише 1/3 зірок, схожих на Сонце, розташовуються на самоті, а 2/3 – подвійні зірки. Наприклад, Проксима Центавра – частина множинної системи, що включає Альфа Центавра А і B. Приблизно 30% зірок багаторазові.

Цей тип формується, коли дві протозірки розвиваються поряд. Одна з них буде сильнішою та почне впливати гравітацією, створюючи перенесення маси. Якщо одна з'явиться у вигляді гіганта, а друга – нейтронна зірка або чорна діра, то очікується появи рентгенівської подвійної системи, де речовина неймовірно сильно нагріється – 555500 °C. За наявності білого карлика газ із компаньйона може спалахнути у вигляді нової. Періодично газ карлика накопичується і здатний миттєво злитися, через що зірка вибухне в надновій типу I, здатної затьмарити галактику своїм сяйвом на кілька місяців.

Релятивістські подвійні зірки

Астрофізик Сергій Попов про вимірювання маси зірки, чорні діри та ультрапотужні джерела:

Властивості подвійних зірок

Астрофізик Сергій Попов про планетарні туманності, білі гелієві карлики та гравітаційні хвилі:

Характеристика зірок

Яскравість

Для опису яскравості зоряних небесних тіл використовують величину та світність. Поняття величини ґрунтується ще на роботах Гіппарха у 125 році до н.е. Він пронумерував зіркові групи, покладаючись на видиму яскравість. Найяскравіші – перша величина, і так до шостої. Однак відстань між і зіркою здатна впливати на видиме світло, тому зараз додають опис фактичної яскравості абсолютна величина. Її обчислюють за допомогою видимої величини, ніби вона становила 32.6 світлових років від Землі. Сучасна шкала величин піднімається вище за шість і опускається нижче одиниці (видима величина досягає -1.46). Нижче можна вивчити список найяскравіших зірок на небі з позиції спостерігача Землі.

Список найяскравіших зірок видимих ​​із Землі

Інші відомі зірки:

Світність зірки – швидкість випромінювання енергії. Її вимірюють за допомогою порівняння із сонячною яскравістю. Наприклад, Альфа Центавра А в 1.3 яскравіша за Сонце. Щоб зробити ті ж обчислення по абсолютній величині, доведеться враховувати, що 5 за абсолютною шкалою прирівнюється до 100 на позначці світності. Яскравість залежить від температури та розміру.

Колір

Ви могли помітити, що зірки відрізняються за кольором, який насправді залежить від поверхневої температури.

Кожна зірка має один колір, але виробляє широкий спектр, включаючи всі види випромінювання. Різноманітні елементи та з'єднання поглинають та викидають кольори або довжини хвиль кольору. Вивчаючи зоряний спектр, можна розібратися у складі.

Поверхнева температура

Температура зоряних небесних тіл вимірюється в кельвінах із температурою нуля, що дорівнює -273.15 °C. Температура темно-червоної зірки – 2500К, яскраво-червоної – 3500К, жовтої – 5500К, блакитної – від 10000К до 50000К. На температуру частково впливає маса, яскравість та колір.

Розмір

Розмір зоряних космічних об'єктів визначається порівняно із сонячним радіусом. Альфа Центавра А – 1.05 сонячних радіусів. Розміри можуть бути різними. Наприклад, нейтронні зірки завширшки простягаються на 20 км, а ось надгіганти – у 1000 разів більше сонячного діаметру. Розмір впливає на зоряну яскравість (світність пропорційна квадрату радіусу). На нижніх малюнках можна розглянути порівняння розмірів зірок Всесвіту, включаючи зіставлення з параметрами планет Сонячної системи.

Якщо уважно придивитися до нічного неба, легко помітити, що зірки, що дивляться на нас, різняться за кольором. Блакитні, білі, червоні, вони світять рівно або мерехтять, подібно до ялинкової гірлянди. У телескоп відмінності у кольорі стають очевиднішими. Причина, яка призвела до такого розмаїття, у температурі фотосфери. І, попри логічне припущення, найгарячішими є не червоні, а блакитні, біло-блакитні та білі зірки. Але про все по порядку.

Спектральна класифікація

Зірки - величезні розпечені кулі, що складаються з газу. Те, якими бачимо їх із Землі, залежить від безлічі параметрів. Наприклад, зірки насправді не мерехтять. Впевнитись у цьому дуже легко: досить згадати Сонце. Ефект мерехтіння виникає через те, що світло, що йде від космічних тіл до нас, долає міжзоряне середовище, повне пилу та газу. Інша справа – колір. Він є наслідком нагрівання оболонок (особливо фотосфери) до температур. Справжній колір може відрізнятись від видимого, але різниця, як правило, невелика.

Сьогодні у всьому світі використовується гарвардська спектральна класифікація зірок. Вона є температурною і ґрунтується на вигляді та відносної інтенсивності ліній спектру. Кожному класу відповідають зірки певного кольору. Розроблено класифікацію в обсерваторії Гарварда в 1890-1924 гг.

Один Голий Англієць Фініки Жував ​​Як Морква

Основних спектральних класів сім: O-B-A-F-G-K-M. Ця послідовність відображає поступове зниження температури (від О до М). Для її запам'ятовування є спеціальні мнемонічні формули. Російською мовою одна з них звучить так: «Один Голий Англієць Фініки Жував ​​Як Морква». До цих класів додаються ще два. Літерами C і S позначаються холодні світила зі смугами оксидів металу в спектрі. Розглянемо зіркові класи докладніше:

• Клас О характеризується найвищою температурою поверхні (від 30 до 60 тисяч Кельвінів). Зірки такого типу перевищують Сонце за масою 60, а по радіусу — 15 разів. Їхній видимий колір — блакитний. По світності вони випереджають нашу зірку більш ніж у мільйон разів. Блакитна зірка HD93129A, що відноситься до цього класу, характеризується одним із найбільших показників світності серед відомих космічних тіл. За цим показником вона випереджає Сонце у 5 мільйонів разів. Блакитна зірка розташовується на відстані 7,5 тисячі світлових років від нас.
• Клас В має температуру в 10-30 тисяч Кельвінів, масою, що в 18 разів перевищує аналогічний параметр Сонця. Це біло-блакитні та білі зірки. Їхній радіус більше, ніж у Сонця, у 7 разів.
• Клас А характеризується температурою в 7,5-10 тисяч Кельвінів, радіусом та масою, що перевищують у 2,1 та 3,1 разів відповідно аналогічні параметри Сонця. Це білі зірки.
• Клас F: температура 6000-7500 К. Маса більша за сонячну в 1,7 разів, радіус - в 1,3. З Землі такі зірки виглядають також білими, їхній справжній колір — жовтувато-білий.
• Клас G: температура 5-6 тисяч Кельвінів. До цього класу належить Сонце. Видимий і справжній колір таких зірок жовтий.
• Клас К: температура 3500-5000 К. Радіус і маса менше сонячних, складають 0,9 та 0,8 від відповідних параметрів світила. Видимий із Землі колір цих зірок - жовтувато-жовтогарячий.
• Клас М: температура 2-3,5 тисяч Кельвінів. Маса та радіус - 0,3 і 0,4 від аналогічних параметрів Сонця. З поверхні нашої планети вони виглядають червоно-жовтогарячими. До класу М належать Бета Андромеди та Альфа Лисички. Яскрава червона зірка, знайома багатьом, це Бетельгейзе (альфа Оріона). Найкраще шукати її на небі взимку. Червона зірка розташована вище і трохи лівіше

Кожен клас ділиться на підкласи від 0 до 9, тобто від найгарячіших до найхолодніших. Номери зірок позначають належність до певного спектрального типу та ступінь нагрівання фотосфери порівняно з іншими світилами групи. Наприклад, Сонце належить до класу G2.

Візуальні білі

Таким чином, класи зірок з B по F із Землі можуть виглядати білими. І тільки об'єкти, що належать до А-типу, мають таке забарвлення насправді. Так, зірка Саїф (сузір'я Оріон) та Алголь (бета Персея) спостерігачеві, не озброєному телескопом, здадуться білими. Вони відносяться до спектрального класу B. Їхній справжній колір - біло-блакитний. Також білими здаються Міфрак та Проціон, найяскравіші зірки у небесних малюнках Персей та Малий Пес. Однак їхній справжній колір ближче до жовтого (клас F).

Чому білі зірки для земного спостерігача? Колір спотворюється через величезну відстань, що відокремлює нашу планету від подібних об'єктів, а також об'ємних хмар пилу і газу, що нерідко зустрічаються в космосі.

Клас А

Білі зірки характеризуються не такою високою температурою, як представники класу О та В. Їхня фотосфера нагрівається до 7,5-10 тисяч Кельвінів. Зірки спектрального класу А значно більші за Сонце. Їхня світність також більша — приблизно в 80 разів.

У спектрах А-зірок сильно виражені лінії водню серії Бальмера. Лінії інших елементів помітно слабші, проте вони стають суттєвішими в міру просування від підкласу А0 до А9. Для гігантів і надгігантів, що належать до спектрального класу А, характерні менш виражені лінії водню, ніж для зірок головної послідовності. У разі цих світил помітнішими стають лінії важких металів.

До спектрального класу А належить чимало пекулярних зірок. Таким терміном позначають світила, що мають помітні особливості в спектрі та фізичних параметрах, що ускладнює їх класифікацію. Наприклад, досить рідкісні зірки типу лямбди Волопаса характеризуються нестачею важких металів і дуже повільним обертанням. До пекулярних світил входять і білі карлики.

Класу А належать такі яскраві об'єкти нічного неба, як Сіріус, Менкалінан, Аліот, Кастор та інші. Познайомимось із ними ближче.

Альфа Великого Пса

Сіріус — найяскравіша, хоч і не найближча, зірка на небі. Відстань до нього – 8,6 світлових років. Для земного спостерігача він здається настільки яскравим тому, що має значні розміри і все ж таки видалений не так значно, як багато інших великих і яскравих об'єктів. Найближча зірка до Сонця – це Сіріус у цьому списку знаходиться на п'ятому місці.

Належить він до і являє собою систему з двох компонентів. Сиріус А і Сіріус В розділені відстанню в 20 астрономічних одиниць і обертаються з періодом трохи менше 50 років. Перший компонент системи - зірка головної послідовності, що належить спектральному класу А1. Його маса вдвічі перевищує сонячну, а радіус - в 1,7 раза. Саме його можна спостерігати неозброєним оком із Землі.

Другий компонент системи – білий карлик. Зірка Сіріус практично дорівнює нашому світилу по масі, що нетипово для таких об'єктів. Зазвичай білі карлики характеризуються масою 0,6-0,7 сонячних. При цьому розміри Сиріуса наближені до земних. Передбачається, що стадія білого карлика розпочалася для цієї зірки приблизно 120 мільйонів років тому. Коли Сіріус розташовувався на головній послідовності, він, ймовірно, був світило з масою в 5 сонячних і ставився до спектрального класу В.

Сіріус А, за підрахунками вчених, перейде на наступну стадію еволюції приблизно через 660 млн. років. Тоді він перетвориться на червоного гіганта, а ще трохи пізніше - на білого карлика, як і його компаньйон.

Альфа Орла

Як і Сіріус, багато білі зірки, назви яких наведені нижче, через яскравість і нерідку згадку на сторінках науково-фантастичної літератури добре знайомі не тільки людям, які захоплюються астрономією. Альтаїр – одне з таких світил. Альфа Орла зустрічається, наприклад, у і Стівіна Кінга. На нічному небі ця зірка гарна помітна через яскравість та відносно близьке розташування. Відстань, що розділяє Сонце та Альтаїр, становить 16,8 світлових років. Зі зірок спектрального класу А ближче до нас тільки Сіріус.

Альтаїр за масою перевищує Сонце у 1,8 разів. Його характерною особливістює дуже швидке обертання. Один оберт навколо осі зірка здійснює менше ніж за дев'ять годин. Швидкість обертання в районі екватора – 286 км/с. Як результат «шустрый» Альтаїр сплюснуть із полюсів. Крім того, через еліптичну форму від полюсів до екватора знижується температура та яскравість зірки. Цей ефект названий «гравітаційним потемнінням».

Ще одна особливість Альтаїра в тому, що його блиск поступово змінюється. Він відноситься до змінних типу дельти Щита.

Альфа Ліри

Вега - найвивченіша зірка після Сонця. Альфа Ліри – перша зірка, у якої визначили спектр. Вона ж стала другим після Сонця світилом, зображеним на фотографії. Вега увійшла і до перших зірок, до яких вчені виміряли відстань методом парлаксу. Тривалий період яскравість світила приймалася за 0 щодо зіркових величин інших об'єктів.

Добре знайома альфа Ліри і астроному-аматору, і простому спостерігачеві. Вона є п'ятою за яскравістю серед зірок, входить до астеризму Літній трикутник разом з Альтаїром і Денеб.

Відстань від Сонця до Веги – 25,3 світлових років. Її екваторіальний радіус і маса більше за аналогічні параметри нашого світила в 2,78 і 2,3 разів відповідно. Форма зірки далека від ідеальної кулі. Діаметр у районі екватора помітно більший, ніж у полюсів. Причина – величезна швидкість обертання. На екваторі вона досягає 274 км/с (для Сонця цей параметр дорівнює трохи більше двох кілометрів на секунду).

Одна з особливостей Веги - навколишній пиловий диск. Імовірно, що він виник у результаті великої кількостізіткнень комет та метеоритів. Пиловий диск обертається навколо зірки та розігрівається під дією її випромінювання. Внаслідок цього зростає інтенсивність інфрачервоного випромінювання Веги. Нещодавно в диску були виявлені несиметричності. Імовірне їхнє пояснення — наявність у зірки принаймні однієї планети.

Альфа Близнюків

Другий за яскравістю об'єкт у сузір'ї Близнюків – це Кастор. Він так само, як і попередні світила, відноситься до спектрального класу А. Кастор - одна з найяскравіших зірок нічного неба. У відповідному списку він розташований на 23 місці.

Кастор є кратною системою, що складається з шести компонентів. Два основні елементи (Кастор А та Кастор В) обертаються навколо загального центру мас з періодом 350 років. Кожна з двох зірок є спектрально-подвійною. Компоненти Кастора А і Кастора менш яскраві і ставляться імовірно до спектрального класу М.

Кастор С не відразу був пов'язаний із системою. Спочатку він позначався як самостійна зірка YY Близнюків. У процесі досліджень цієї області піднебіння стало відомо, що це світило фізично пов'язане із системою Кастора. Зірка обертається навколо загального для всіх компонентів центру мас із періодом у кілька десятків тисяч років і також є спектрально-подвійною.

Бета Возничого

Небесний малюнок Возничого включає приблизно 150 «крапок», багато з них – це білі зірки. Назви світил мало що скажуть людині, далекі від астрономії, але це не применшує їх значення для науки. Найяскравішим об'єктом небесного малюнка, які належать до спектрального класу А, є Менкалінан чи бета Возничого. Ім'я зірки в перекладі з арабської означає «плечо володаря поводи».

Менкалінан - потрійна система. Два її компоненти - субгіганти спектрального класу А. Яскравість кожного з них перевищує аналогічний параметр Сонця в 48 разів. Вони розділені відстанню 0,08 астрономічні одиниці. Третій компонент - це червоний карлик, віддалений від пари на 330 а. е.

Епсилон Великої Ведмедиці

Найяскравіша «точка» в, мабуть, найвідомішому сузір'ї північного неба (Велика Ведмедиця) — це Аліот, який також відноситься до класу А. Видима величина — 1,76. У списку найяскравіших світил зірка посідає 33 місце. Аліот входить в астеризм Великий ківш і розташовується ближче за інші світила до чаші.

Спектр Аліота характеризується незвичайними лініями, що коливаються з періодом 5,1 дня. Передбачається, що особливості пов'язані з впливом магнітного полязірки. Коливання спектру, за останніми даними, можуть виникати через близьке розташування космічного тіла з масою майже 15 мас Юпітера. Чи так це, поки що загадка. Її, як та інші таємниці зірок, астрономи намагаються зрозуміти щодня.

Білі карлики

Розповідь про білі зірки буде неповною, якщо не згадати про ту стадію еволюції світил, яка позначається як «білий карлик». Назву свою такі об'єкти отримали через те, що перші виявлені з них належали спектральному класу А. Це був Сіріус В і 40 Ерідана В. На сьогоднішній день білими карликами називають один із варіантів фінальної стадії життя зірки.

Зупинимося докладніше на життєвому циклі світил.

Зоряна еволюція

За одну ніч зірки не народжуються: кожна з них проходить кілька стадій. Спочатку хмара газу і пилу починає стискатися під дією власних. Повільно вона набуває форми кулі, при цьому енергія гравітації перетворюється на тепло - зростає температура об'єкта. У той момент, коли вона досягає величини 20 мільйонів Кельвінів, починається реакція ядерного синтезу. Ця стадія і вважається початком повноцінної зірки.

Більшість часу світила проводять на головній послідовності. У надрах постійно йдуть реакції водневого циклу. Температура зірок може відрізнятися. Коли ядрі закінчується весь водень, починається нова стадія еволюції. Тепер паливом стає гелій. При цьому зірка починає розширюватись. Її світність збільшується, а температура поверхні, навпаки, падає. Зірка сходить із головної послідовності і стає червоним гігантом.

Маса гелієвого ядра поступово збільшується, і воно починає стискатися під власною вагою. Стадія червоного гіганта закінчується набагато швидше, ніж попередня. Шлях, яким піде подальша еволюція, залежить від початкової маси об'єкта. Маломасивні зірки на стадії червоного гіганта починають роздмухуватися. Внаслідок цього процесу об'єкт скидає оболонки. Утворюється й оголене ядро ​​зірки. У цьому ядрі завершилися всі реакції синтезу. Воно називається гелієвим білим карликом. Найбільш потужні червоні гіганти (до певної межі) еволюціонують у вуглецевих білих карликах. У їхніх ядрах є більш важкі елементи, ніж гелій.

Характеристики

Білі карлики - тіла, за масою, як правило, дуже близькі до Сонця. У цьому їхній розмір відповідає земному. Колосальна щільність цих космічних тіл і процеси, що відбуваються в їх надрах, незрозумілі з точки зору класичної фізики. Таємниці зірок допомогла розкрити квантову механіку.

Речовина білих карликів є електронно-ядерною плазмою. Сконструювати його навіть за умов лабораторії практично неможливо. Тому багато характеристик таких об'єктів залишаються незрозумілими.

Навіть якщо вивчати всю ніч зірки, знайти хоча б один білий карлик без спеціальної апаратури не вдасться. Їхня світність значно менша за сонячну. За підрахунками вчених, білі карлики становлять приблизно від 3% до 10% всіх об'єктів Галактики. Однак на сьогоднішній день знайдені лише ті з них, які розташовані не далі, ніж на відстані 200-300 парсеків від Землі.

Білі карлики продовжують еволюціонувати. Відразу після утворення вони мають високу температуру поверхні, але швидко остигають. Через кілька десятків мільярдів років після утворення, згідно з теорією, білий карлик перетворюється на чорного карлика — тіло, яке не випромінює видиме світло.

Біла, червона чи синя зірка для спостерігача відрізняються насамперед кольором. Астроном дивиться глибше. Колір для нього відразу багато розповідає про температуру, розміри і масу об'єкта. Блакитна або світла синя зірка - гігантська розпечена куля, яка за всіма параметрами сильно випереджає Сонце. Білі світила, приклади яких описані у статті, дещо менші. Номери зірок у різних каталогах також багато повідомляють професіоналам, але далеко не всі. Багато відомостей про життя далеких космічних об'єктів або ще не отримали пояснення, або залишаються навіть не виявленими.

Всім відомі три агрегатні стани речовини - твердий, рідкий та газоподібний. Що станеться із речовиною при послідовному нагріванні до високих температур у замкнутому обсязі? - Послідовний перехід з одного агрегатного стану до іншого: тверде тіло - рідина - газ(Внаслідок збільшення швидкості руху молекул при зростанні температури). При подальшому нагріванні газу при температурах понад 1200 ºС починається розпад молекул газу на атоми, а при температурах вище 10 000 ºС - частковий або повний розпад атомів газу на елементарні частинки, що їх складають, - електрони і ядра атомів. Плазма - четверте стан речовини, у якому молекули чи атоми речовини частково чи повністю зруйновані під впливом високих температур чи з інших причин. 99,9% речовини Всесвіту перебуває у стані плазми.

Зірки - це клас космічних тіл, що мають масу 10 26 -10 29 кг. Зірка - це розпечене плазмове кулясте космічне тіло, що знаходиться, як правило, в гідродинамічній і термодинамічній рівновазі.

Якщо рівновага порушується, зірка починає пульсувати (змінюються її розміри, світність та температура). Зірка стає змінною зіркою.

Змінна зірка- це зірка, у якої згодом змінюється блиск (яскравість на небі). Причинами змінності можуть бути фізичні процеси у надрах зірки. Такі зірки називають фізичними змінними(наприклад, δ Цефея. Подібні до неї змінні зірки стали називати цефеїдами).

Зустрічаються і затемнено-зміннізірки, причиною змінності яких є взаємні затемнення їх компонентів(наприклад, β Персея - Алголь. Її змінність вперше виявив у 1669 р. італійський економіст та астроном Джемініано Монтанарі).

Затменно-змінні зірки завжди є подвійними, тобто. складаються із двох близько розташованих зірок. Змінні зірки на зіркових картах позначаються обведеним гуртком:

Не завжди зірки – кулі. Якщо зірка дуже швидко обертається, то її форма не куляста. Зірка стискається з полюсів і стає схожою на мандарин чи гарбуз (наприклад, Вега, Регул). Якщо зірка є подвійною, то взаємне тяжіння цих зірок одна до одної також впливає їх форму. Вони стають яйцеподібними або динеподібними (наприклад, компоненти подвійної зірки β Ліри або Спіки):

Зірки – основні жителі нашої Галактики (наша Галактика пишеться з великої літери). У ній налічується близько 200 мільярдів зірок. За допомогою навіть найбільших телескопів вдається розглянути лише піввідсотка від загальної кількостізірок Галактики. У зірках зосереджено понад 95 % усієї речовини, що спостерігається в природі. Інші 5% становлять міжзоряний газ, пил і всі несамосвітлюючі тіла.

Крім Сонця, всі зірки знаходяться від нас так далеко, що навіть у найбільші телескопи вони спостерігаються у вигляді крапок, що світяться, різного кольору і блиску. Найближчою до Сонця є система Центавра, що складається з трьох зірок. Одна з них - червоний карлик під назвою Проксима - є найближчою зіркою. До неї 4,2 світлового року. До Сіріуса – 8,6 св. років, до Альтаїра – 17 св. років. До Веги – 26 св. років. До Полярної зірки – 830 св. років. До Денеба – 1 500 св. років. Вперше відстань до іншої зірки (це була Вега) в 1837 зміг визначити В.Я. Струве.

Перша зірка, яка отримала зображення диска (і навіть якихось плям на ньому) - Бетельгейзе (α Оріона). Але це тому, що діаметром Бетельгейзе перевершує Сонце в 500-800 разів (зірка пульсує). Також було отримано зображення диска Альтаїра (α Орла), але це тому, що Альтаїр – одна з найближчих зірок.

Колір зірок залежить від температури зовнішніх шарів.Діапазон температур – від 2 000 до 60 000 °С. Найхолодніші зірки – червоні, а найгарячіші – блакитні. За кольором зірки можна судити, наскільки сильно розжарені зовнішні шари.

Приклади червоних зірок: Антарес ( Скорпіона) і Бетельгейзе ( Оріона).

Приклади помаранчевих зірок: Альдебаран (α Тельця), Арктур ​​(α Волопаса) і Поллукс (β Близнюків).

Приклади жовтих зірок: Сонце, Капелла (α Возничого) та Толіман (α Центавра).

Приклади жовтувато-білих зірок: Проціон (α Малого Пса) та Канопус (α Кіля).

Приклади білих зірок: Сіріус (α Великого пса), Вега (α Ліри), Альтаїр (α Орла) та Денеб (α Лебедя).

Приклади блакитних зірок: Регул (α Лева) та Спіка (α Діви).

Через те, що від зірок приходить дуже мало світла, людське око здатне розрізняти колірні відтінки лише у найяскравіших із них. У бінокль і тим більше телескоп (вони вловлюють більше світла, ніж очей) колір зірок стає помітнішим.

З глибиною температура наростає. Навіть у найхолодніших зірок у центрі температура сягає мільйонів градусів. У Сонця в центрі близько 15 000 000 °С (використовують також шкалу Кельвіна - шкалу абсолютних температур, але коли йдеться про дуже високі температури, різницею в 273 º між шкалами Кельвіна і Цельсія можна знехтувати).

Що так сильно розігріває зоряні надра? Виявляється, там відбуваються термоядерні процеси, внаслідок яких виділяється величезна кількість енергії. У перекладі з грецької "термос" означає теплий. Основний хімічний елемент, з якого складаються зірки. водень.Саме він є паливом для термоядерних процесів. У цих процесах відбувається перетворення ядер атомів водню на ядра атомів гелію, що супроводжується виділенням енергії. Кількість ядер водню у зірці у своїй зменшується, а кількість ядер гелію - збільшується. Згодом у зірці синтезуються та інші хімічні елементи. Усі хімічні елементи, у тому числі складаються молекули різних речовин, народилися колись у надрах зірок."Зірки - це минуле людини, а людина - це майбутнє зірки", - так іноді образно кажуть.

Процес випромінювання зіркою енергії у вигляді електромагнітних хвиль і частинок називається випромінюванням. Зірки випромінюють енергію у вигляді світла і тепла, а й інших видів випромінювань - гамма-променів, рентгенівського, ультрафіолетового, радіовипромінювання. Крім того, зірки випускають потоки нейтральних та заряджених частинок. Ці потоки утворюють зоряний вітер. Зірковий вітер- це процес витікання речовини зі зірок у космічний простір. В результаті маса зірок постійно і поступово зменшується. Саме зоряний вітер від Сонця (сонячний вітер) призводить до появи полярних сяйв Землі та інших планетах. Саме сонячний вітер відхиляє хвости комет у протилежний від Сонця бік.

Зірки з'являються, звісно, ​​ні з порожнечі (простір між зірками - це абсолютний вакуум). Матеріалом служать газ та пил. Вони розподілені в космосі нерівномірно, утворюючи безформні хмари дуже невеликої щільності і величезної протяжності - від одного-двох до десятків світлових років. Такі хмари називаються дифузними газо-пиловими туманностями.Температура в них дуже низька – близько -250 °С. Але не в кожній газопиловій туманності утворюються зірки. Деякі туманності можуть довго існувати без зірок. Які умови необхідні для початку процесу зародження зірок? По-перше, це маса хмари. Якщо матерії недостатньо, то, звісно, ​​зірка не з'явиться. Друге – компактність. У надто протяжній і пухкій хмарі не можуть початися процеси його стиснення. Ну, і по-третє, потрібна затравка – тобто. потік пилу і газу, який стане згодом зародком зірки - протозіркою. Протозірка– це зірка на завершальному етапі свого формування. Якщо цих умов дотримуються, то починається гравітаційне стиск і розігрів хмари. Цей процес закінчується зіркоутворенням- Появою нових зірок. Займає цей процес мільйони років. Астрономами було знайдено туманності, у яких процес зореутворення у розпалі - деякі зірки вже запалилися, деякі перебувають у вигляді зародків - протозірок, і туманність ще збереглася. Прикладом є Велика Туманність Оріону.

Основними фізичними характеристиками зірки є світність, маса та радіус.(або діаметр), що визначаються зі спостережень. Знаючи їх, а також хімічний складзірки (що визначається її спектру), можна розрахувати модель зірки, тобто. фізичні умовиу її надрах, досліджувати процеси, що у ній відбуваються.Зупинимося докладніше основних характеристик зірок.

Маса.Безпосередньо оцінити масу можна лише за гравітаційним впливом зірки на оточуючі тіла. Масу Сонця, наприклад, визначили за відомими періодами обігу навколо нього планет. В інших зірок планети безпосередньо не спостерігаються. Достовірний вимір маси можливий лише у подвійних зірок (при цьому використовується узагальнений Ньютоном III закон Кеплера, ні тоді похибка становить 20-60 %). Приблизно половина всіх зірок у нашій Галактиці – подвійні. Маси зірок коливаються від 0,08 до 100 мас Сонця.Зірок з масою менше 0,08 маси Сонця не буває, вони просто не стають зірками, а залишаються темними тілами.Зірки масою понад 100 мас Сонця зустрічаються дуже рідко. Більшість зірок має маси менше 5 мас Сонця. Від маси залежить доля зірки, тобто. той сценарій, яким зірка розвивається, еволюціонує.Маленькі холодні червоні карлики дуже економно витрачають водень і тому їхнє життя триває сотні мільярдів років. Тривалість життя Сонця – жовтого карлика – близько 10 мільярдів років (Сонце вже прожило близько половини свого життя). Масивні надгіганти витрачають водень швидко і згасають вже за кілька мільйонів років після народження. Чим масивніша зірка, тим коротше її життєвий шлях.

Вік Всесвіту оцінюється у 13,7 мільярдів років.Тому зірок віком понад 13,7 мільярда років поки що не існує.

• Зірки з масою 0,08 маси Сонця – це коричневі карлики; їхня доля - постійне стиснення та охолодження з припиненням всіх термоядерних реакцій та перетворенням на темні планетоподібні тіла.

• Зірки з масою 0,08-0,5 маси Сонця (це завжди червоні карлики) після витрачання водню починають повільно стискатися, при цьому нагріваючись і стаючи білим карликом.
  

• Зірки з масою 0,5-8 мас Сонця наприкінці життя перетворюються спочатку на червоних гігантів, а потім на білих карликів. Зовнішні шари зірки при цьому розсіюються у космічному просторі у вигляді планетарної туманності. Планетарна туманність часто має форму сфери чи кільця.
  

• Зірки з масою 8-10 мас Сонця можуть наприкінці життя вибухати, а можуть старіти спокійно, спочатку перетворюючись на червоних надгігантів, а потім на червоних карликів.

• Зірки з масою більше 10 мас Сонця в кінці життєвого шляхуспочатку стають червоними надгігантами, потім вибухають як наднові (наднова зірка – це не нова, а стара зірка) і потім перетворюються на нейтронні зірки або стають чорними дірками.
  

Чорні діри- це не отвори в космічному просторі, а об'єкти (залишки масивних зірок) з дуже великою масою та щільністю. Чорні дірки не мають ні надприродних, ні магічних сил, не є "монстрами Всесвіту". Просто вони мають таке сильне гравітаційне поле, що ніяке випромінювання (ні видиме - світло, ні невидиме) не може їх покинути. Тому чорні дірки й не видно. Однак, їх можна виявити по їхньому впливу на навколишні зірки, туманності. Чорні дірки - абсолютно звичайне явище у Всесвіті і лякатися їх не варто. У центрі нашої Галактики, можливо, є надмасивна чорна діра.

Радіус (або діаметр). Розміри зірок варіюють у широких межах - від кількох кілометрів (нейтронні зірки) до 2000 діаметрів Сонця (надгіганти). Як правило, що менше зірка, то вище її середня щільність.У нейтронних зірок щільність досягає 1013 г/см 3 ! Наперсток такої речовини важив би на Землі 10 мільйонів тонн. Зате у надгігантів щільність менша за щільність повітря біля поверхні Землі.

Діаметри деяких зірок у порівнянні з Сонцем:

Сіріус та Альтаїр в 1,7 рази більше,

Вега в 2,5 рази більша,

Регул у 3,5 рази більший,

Арктур ​​у 26 разів більший,

Полярна в 30 разів більша,

Ригель у 70 разів більше,

Грошей у 200 разів більше,

Антарес у 800 разів більший,

YV Великого Пса в 2000 разів більше (найбільша зірка з відомих).

Світність - це повна енергія, що випромінюється об'єктом (в даному випадкузірками) в одиницю часу.Світність зірок зазвичай порівнюють зі світністю Сонця (світність зірок виражають через світність Сонця). Сиріус, наприклад, у 22 рази випромінює більше енергії, ніж Сонце (світність Сиріуса дорівнює 22 Сонцям). Світність Веги - 50 Сонців, а світність Денеба - 54 000 Сонців (Денеб - це одна з найпотужніших зірок).

Видима яскравість (правильніше, блиск) зірки на земному небі залежить від:

- відстань до зірки.Якщо зірка буде наближатися до нас, то її видима яскравість поступово збільшуватиметься. І навпаки, при віддаленні зірки від нас її видима яскравість помалу зменшуватиметься. Якщо взяти дві однакові зірки, то ближча до нас здаватиметься і яскравішою.

- від температури зовнішніх шарівЧим сильніше розпечена зірка, тим більше світлової енергії вона посилає в простір, і тим яскравіше вона здаватиметься. Якщо зірка остигає, то й видима її яскравість на небі зменшуватиметься. Дві зірки однакових розмірів і однакових відстанях від нас здаватимуться однаковими по видимої яскравості за умови, що вони випромінюють однакову кількість світлової енергії, тобто. мають однакову температуру зовнішніх шарів. Якщо ж одна з зірок холодніша за іншу, то і здаватися вона буде менш яскравою.

- від розмірів (діаметр).Якщо взяти дві зірки з однаковою температурою зовнішніх шарів (одного кольору) і розташувати їх на однаковій відстані від нас, то більша зірка випромінюватиме більше світлової енергії, а значить здаватиметься на небі яскравішою.

- від поглинання світла хмарами космічного пилу і газу, що находяться на шляху променя зору.Чим товщі шар космічного пилу, тим більше світла від зірки він поглинає, і тим тьмяніше здається зірка. Якщо ми візьмемо дві однакові зірки і помістимо перед однією з них газопилову туманність, то ця зірка і здаватиметься менш яскравою.

- від висоти зірки над горизонтом.Біля горизонту завжди щільний серпанок, який поглинає частину світла від зірок. Біля горизонту (незабаром після сходу сонця або незадовго перед заходом) зірки завжди виглядають тьмянішими, ніж коли вони над головою.

Дуже важливо не плутати поняття "здаватися" та "бути". Зірка може бутидуже яскравою сама по собі, але здаватисятьмяною через різні причини: через велику відстань до неї, через маленькі розміри, через поглинання її світла космічним пилом або пилом в атмосфері Землі. Тому, коли говорять про яскравість зірки на земному небі, вживають словосполучення "видима яскравість" або "блиск".

Як мовилося раніше, існують подвійні зірки. Але бувають і потрійні (наприклад, Центавра), і четверні (наприклад, ε Ліри), і п'ятірні, і шестерні (наприклад, Кастор) і т.д. Окремі зірки в зірковій системіназивають компонентами. Зірки з числом компонентів більше двох називають кратнимизірками. Усі компоненти кратної зірки пов'язані силами взаємного тяжіння (утворюють систему зірок) і рухаються складними траєкторіями.

Якщо компонентів багато, це вже не кратна зірка, а зоряне скупчення. Розрізняють кульовіі розсіянізоряні скупчення. Кульові скупчення містять багато старих зірок і є більш літніми, ніж розсіяні скупчення, що містять багато молодих зірок. Кульові скупчення досить стійкі, т.к. зірки в них знаходяться на невеликих відстанях одна від одної і сили взаємного тяжіння між ними набагато більші, ніж між зірками розсіяних скупчень. Розсіяні скупчення згодом ще більше розсіюються.

Розсіяні скупчення, як правильно, розташовуються на смузі Чумацького Шляху або поблизу. Навпаки, кульові скупчення розташовуються на зоряному небі осторонь Чумацького Шляху.

Деякі зоряні скупчення можна побачити на небі навіть неозброєним оком. Наприклад, розсіяні скупчення Гіади та Плеяди (М 45) у Тельці, розсіяне скупчення Ясла (М 44) у Раку, кульове скупчення М 13 у Геркулесі. Досить багато їх видно у бінокль.

Світ небесних тіл

Люди з давніх-давен ставляться до сонця з любов'ю та особливою повагою. Адже в давнину вони зрозуміли, що без сонця не прожити ні людині, ні звірові, ні рослині.
Сонце – найближча до землі зірка. Як і інші зірки, це величезне розпечене небесне тіло, яке постійно випромінює світло і тепло. Сонце - джерело світла і тепло для всього живого Землі.

Використовуючи інформацію, впиши цифрові дані у текст.
Діаметр Сонця в 109 разів більший за діаметр Землі. Маса Сонця в 330 тисяч разів більша за масу нашої планети. Відстань від Землі до Сонця становить 150 мільйонів кілометрів. Температура на поверхні Сонця досягає 6 тисяч градусів, а в центрі Сонця – 15 – 20 мільйонів градусів.

Неозброєним оком людина може побачити на нічному небі приблизно 6 тисяч зірок. Вченим же відомі багато мільярдів зірок.
Зірки розрізняються за розміром, кольором, яскравістю.
За кольором розрізняють білі, блакитні, жовті та червоні зірки.

Сонце відноситься до жовтих зірок.

Блакитні зірки – найгарячіші, далі йдуть білі, потім – жовті, найхолодніші – червоні зірки.
Найкращі яскраві зірки, Випускають у 100 тисяч разів більше світла, ніж Сонце. Але відомі й такі, які світять у мільйон разів слабші за Сонце.

Різниця зірок за кольором

Сонце і небесні тіла, що рухаються навколо нього, становлять Сонячну систему. Побудуйте модель Сонячної системи. Для цього виліпіть із пластиліну моделі планет і розташуйте їх у правильній послідовності на аркуші картону. Підпишіть на табличках назви планет та наклейте їх на вашу модель.

Розгадай кросворд.

відкрити незаповнений кросворд>>

1. Найбільша планета Сонячної системи. Відповідь: Юпітер
2. Планета має добре помітні в телескоп кільця. Відповідь: Сатурн
3. Найближча до Сонця планета. Відповідь: Меркурій
4. Найдальша від Сонця планета. Відповідь: Нептун
5. Планета, де ми живемо. Відповідь: Земля
6. Планета – сусідка Землі, розташована ближче до Сонця, ніж Земля. Відповідь: Венера
7. Планета – сусідка Землі, розташована далі від Сонця, ніж Земля.
Відповідь: Марс
8. Планета, розташована між Сатурном та Нептуном. Відповідь: Уран

Користуючись різними джерелами інформації, підготуйте повідомлення про зірку, сузір'я або планету, про які ви хотіли б більше дізнатися. Запишіть основну інформацію для вашого повідомлення.

Марс- Одна з п'яти планет Сонячної системи, які можна побачити із Землі неозброєним оком. З Землі він виглядає як маленька червона цятка, тому Марс іноді називають Червоною планетою. Планета носить ім'я давньоримського бога війни, має два супутники Фобос і Деймос. Це імена двох синів бога війни, вони перекладаються як "Страх" та "Жах". Марс – четверта планета від Сонця. За багатьма характеристиками він дуже нагадує Землю. Має атмосферу, на Марсі відбувається зміна пір року. На обох полюсах планети, як і Землі, знаходяться крижані шапки. За розміром Марс майже вдвічі менший за нашу планету.

Величинами. За загальною угодою ці шкали обрані так, щоб біла зірка, типу Сіріуса, мала в обох шкалах одну й ту саму величину. Різниця між фотографічною та фотовізуальною величинами називається показником кольору даної зірки. Для таких блакитних зірок, як Ригель, це число буде негативним, тому що такі зірки на звичайній платівці дають більше почорніння, ніж на чутливій до жовтого світла.

У червоних зірок типу Бетельгейзе показник кольору сягає +2-3 зоряних величин. Цей вимір кольору одночасно є і вимірюванням поверхневої температури зірки, причому блакитні зірки виявляються значно гарячішими за червоні.

Оскільки показники кольору можна легко отримати навіть для дуже слабких зірок, вони мають велике значеннящодо розподілу зірок у просторі.

До найважливіших інструментів дослідження зірок належать прилади. Навіть найповерхніший погляд на спектри зірок виявляє, що не всі вони однакові. Бальмерівські лінії водню у деяких спектрах сильні, у деяких – слабкі, у деяких – взагалі відсутні.

Незабаром стало ясно, що спектри зірок можна розділити на невелику кількість класів, які поступово переходять один в одного. Нині застосовується спектральна класифікаціябула розроблена в Гарвардській обсерваторії під керівництвом Е. Пікерінга.

Спочатку спектральні класи позначалися латинськими літерами в алфавітному порядку, але в процесі уточнення класифікації встановилися такі позначення для послідовних класів: О, В, A, F, G, К, М. Крім того, нечисленні незвичайні зірки поєднуються в класи R, N і S , А окремі індивідууми, які зовсім не вкладаються в цю класифікацію, позначаються символом PEC (peculiar - особливі).

Цікаво відзначити, що розташування зірок за класами є одночасно і розташуванням за кольором.

• Зірки класу В, до якого належать Рігель та багато інших зірок в Оріоні, - блакитні;
• класів O та А - білі (Сіріус, Денеб);
• класів F та G – жовті (Проціон, Капела);
• класів К і М - помаранчеві та червоні (Арктур, Альдебаран, Антарес, Бетельгейзе).

Розташувавши спектри у тому порядку, бачимо, як максимум інтенсивності випромінювання зсувається від фіолетового до червоного кінця спектра. Це свідчить про зниження температури у міру переходу від класу О до класу М. Місце зірки у послідовності визначається скоріш температурою її поверхні, ніж хімічним складом. Прийнято вважати, що хімічний склад той самий для величезної більшості зірок, але різні температури і тиску поверхні викликають великі розбіжності у зоряних спектрах.

Блакитні зірки класу Оє найгарячішими. Їхня температура поверхні досягає 100 000°С. Спектри їх легко впізнати за присутністю деяких характерних яскравих ліній або поширення фону далеко в ультрафіолетову область.

Безпосередньо за ними слідують блакитні зірки класу В, також гарячі (поверхнева температура 25 000°С). Їх спектри містять лінії гелію та водню. Перші слабшають, а останні посилюються під час переходу до класу А.

У класах F та G(типова зірка класу G – наше Сонце) поступово посилюються лінії кальцію та інших металів, як, наприклад, заліза та магнію.

У класі Додуже сильні лінії кальцію, з'являються також молекулярні смуги.

Клас Мвключає червоні зірки з поверхневою температурою, меншою за 3000°С; у тому спектрах видно смуги окису титану.

Класи R, N та Sвідносяться до паралельної гілки холодних зірок, у спектрах яких присутні інші молекулярні компоненти.

Для знавця, однак, є дуже велика різницяміж «холодною» та «гарячою» зірками класу В. У точній класифікаційній системі кожен клас підрозділяється ще на кілька підкласів. Найгарячі зірки класу В відносяться до підкласу ВО, зірки із середньою для даного класу температурою - до підкласу В5, найхолодніші зірки - до підкласу В9. Безпосередньо за ними йдуть зірки підкласу АТ.

Вивчення спектрів зірок виявляється дуже корисним, оскільки дає можливість грубо розкласифікувати зірки по абсолютним зоряним величинам. Наприклад, зірка ВЗ є гігантом з абсолютною зірковою величиною, приблизно рівною - 2,5. Можливо, правда, що зірка виявиться в десять разів яскравішою (абсолютна величина - 5,0) або в десять разів слабшою (абсолютна величина 0,0), оскільки по одному спектральному класу неможливо дати більш точної оцінки.

Встановлюючи класифікацію зоряних спектрів, дуже важливо спробувати всередині кожного спектрального класу відокремити гіганти від карликів або там, де цього поділу не існує, виділити з нормальної послідовності гігантів зірки, що мають занадто велику або занадто малу світність.