инфохаб «Selection»      

Сосредоточьтесь на главном  

Звезды на ночном небе

Звезды. Уроки астрономии

Основная информация о звездах: классы и виды звезд, характеристики, списки звезд, Полярная звезда

 

Звезда— массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза.
Toлькo в нaшeй гaлaктикe Mлeчный Путь иx нacчитывaют миллиapды, включaя Coлнцe. He тaк дaвнo мы узнaли, чтo нeкoтopыe из ниx eщe и pacпoлaгaют плaнeтaми.

Звeзды Глaвнoй пocлeдoвaтeльнocти Бoльшaя чacть вceлeнcкиx звeзд нaxoдитcя в cтaдии глaвнoй пocлeдoвaтeльнocти.
Moжнo вcпoмнить Coлнцe, Aльфa Цeнтaвpa A и Cиpуc. Oни cпocoбны кapдинaльнo oтличaтьcя пo мacштaбнocти, мaccивнocти и яpкocти, нo выпoлняют oдин пpoцecc: тpaнcфopмиpуют вoдopoд в гeлий. Пpи этoм пpoизвoдитcя oгpoмный энepгeтичecкий вcплecк. Taкaя звeздa пepeживaeт oщущeниe гидpocтaтичecкoгo бaлaнca. Гpaвитaция зacтaвляeт oбъeкт cжимaтьcя, нo ядepный cинтeз вытaлкивaeт eгo нapужу. Эти cилы paбoтaют нa уpaвнoвeшивaнии, и звeздe удaeтcя coxpaнять фopму cфepы. Paзмep зaвиcит oт мaccивнocти. Чepтa – 80 мacc Юпитepa. Этo минимaльнaя oтмeткa, пpи кoтopoй вoзмoжнo aктивиpoвaть пpoцecc плaвлeния. Ho в тeopии мaкcимaльнaя мacca – 100 coлнeчныx.


Ближайшей к Земле звездой является Солнце — типичный представитель спектрального класса G.
Звёзды образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами, а на их поверхности — тысячами кельвинов. Энергия большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе.
Ближайшей к Солнцу звездой является Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 светового года (4,2 св. года = 39 Пм = 39 трлн км = 3,9⋅1013 км) от центра Солнечной системы (см. также Список ближайших звёзд).
Ближайшей к Земле звездой (не считая Солнца) является Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 св. годах от нашей Солнечной системы (4,2 св. года = 39 Пм = 39 триллионов км = 3,9×1013 км).

Все видимые с Земли звёзды (включая видимые в самые мощные телескопы) находятся в местной группе галактик.

▤ Дополняющие материалы - Звездное небо и созвездия

 

 

Основные характеристики звезд 


Основными свойствами звёзд являются:
- светимость (полное количество энергии, излучаемое звездой в единицу времени (L),
- температура поверхности,
- масса,
- радиус

Между всеми этими характеристиками существует связь. Эта связь отображена на диаграмме Герцшпрунга - Рассела 

Из этой диаграммы видно, что звёзды создают определённую последовательность. Полоса, идущая с левого верхнего угла в правый нижний, называется "главная последовательность" В верхнем правом углу находятся холодные, но в то же время огромные звёзды, называемые красными гигантами. В левом нижнем углу –"белые карлики". Очень горячие звёзды, но и очень маленькие. Солнце имеет спектральный класс G2.

gertsshprung rassel

Автор: Неизвестен - 24space.ru, CC BY-SA 4.0, commons.wikimedia.org

 

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (или Рессела), также встречаются названия и сокращения диаграмма Г—Р, цвет — звёздная величина или спектр — светимость, — диаграмма рассеяния, по осям которой отмечается абсолютная звёздная величина (или светимость) и спектральный класс (или температура поверхности) звезды. Звёзды на этой диаграмме не распределены равномерно, а располагаются в определённых областях. Эта диаграмма сыграла важную роль в развитии теории звёздной эволюции. 

Главная последовательность — класс звёзд, а также область на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, образованная ими. Она расположена примерно на диагонали этой диаграммы и проходит из её верхнего левого угла (высокие светимости, синий цвет) в правый нижний угол (низкие светимости, красный цвет). То есть звёзды главной последовательности лежат в довольно широком диапазоне значений масс, температур и светимостей.
Пребывание на главной последовательности является наиболее длительным этапом в эволюции звёзд, при этом источником их энергии являются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода. Практически все звёзды в определённый момент жизни оказываются на главной последовательности — исключением являются субкарлики, которые похожи на звёзды главной последовательности, но бедны тяжёлыми элементами и имеют меньшую светимость. Планетные системы звёзд главной последовательности с массой от долей до единиц солнечной являются объектом поиска обитаемых планет — ввиду длительного существования и стабильных размеров зоны обитаемости.
Дальнейшая эволюция звезды уже зависит от массы, но в любом случае следующие стадии эволюции длятся гораздо меньше, чем стадия главной последовательности. Как следствие, абсолютное большинство звёзд во Вселенной, в том числе и Солнце, принадлежит главной последовательности.

 

Единицы измерения

Большинство звёздных характеристик, как правило, выражается в СИ, но также используется и СГС (например, светимость выражается в эргах в секунду). Масса, светимость и радиус обычно даются в соотношении с Солнцем.

Солнечная масса или масса Солнца — внесистемная единица измерения массы, применяющаяся в астрономии для выражения массы звёзд и других астрономических объектов (например, галактик). Она обозначается через M☉ и равна массе Солнца: 
M☉ = (1,98847 ± 0,00007)⋅1030 кг.
Солнечная масса приблизительно в 332 946 раз превышает массу Земли. Большинство отдельных звёзд во Вселенной имеют массу от 0,08 до 50 M☉, а масса чёрных дыр и целых галактик может достигать миллионов и миллиардов солнечных масс.

Солнечная светимость — единица светимости (то есть количества энергии, выделяемой в единицу времени), обычно используемая астрономами для представления светимости звёзд. Равна светимости Солнца, составляющей 3,827⋅1026 Вт или 3,827⋅1033 эрг/с. 
{\displaystyle M_{\bigodot }=1.9891\times 10^{30}} 

Солнечный радиус — единица измерения длины, используемая для выражения размеров звёзд; равна радиусу Солнца и составляет: {\displaystyle R_{\odot }}R_{\odot } = 6,960⋅108 м = 0,004652 астрономической единицы.
Радиус Солнца примерно равен 109 радиусам Земли или 400 радиусам Луны.
Широко используется в астрономии как практичная внесистемная сравнительная единица, наряду с солнечной массой и солнечной светимостью. 

Световой год – это путь, пробегаемый в пустом пространстве лучом света за год времени. Как велика эта мера, мы поймем, вспомнив, что солнечный свет достигает Земли всего за 8 минут. Световой год, следовательно, во столько раз больше радиуса земной орбиты, во сколько раз год времени больше 8 минут. В километрах эта мера длины выражается числом 9 460 000 000 000, т. е. световой год равен около 9½ биллионов км.

Парсек – это расстояние, на которое надо удалиться, чтобы полудиаметр земной орбиты виден был под углом в одну угловую секунду. Угол, под каким виден со звезды полудиаметр земной орбиты, называется в астрономии годичным параллаксом этой звезды. От соединения слов «параллакс» и «секунда» образовано слово «парсек». Параллакс названной выше звезды альфа Центавра – 0,76 секунды; легко сообразить, что расстояние этой звезды – 1,31 парсека. Нетрудно вычислить, что один парсек должен заключать в себе 206 265 расстояний от Земли до Солнца. Соотношение между парсеком и другими единицами длины таково: 1 парсек = 3,26 светового года = 30 800 000 000 000 км. 

 
 

 

Светимость

Светимость звезды вычисляют по энергии, достигающей Земли при условии, если известно расстояние до звезды.
По светимости звёзды различаются в очень широких пределах. Большинство звёзд составляют "карлики", их светимость ничтожна иногда даже по сравнению с Солнцем.

 Характеристикой светимости является "абсолютная величина" звезды. Есть ещё понятие "видимая звёздная величина", которая зависит от светимости звезды, цвета и расстояния до неё. В большинстве случаев используют "абсолютную величину", чтобы реально оценить размеры звёзд, независимо как далеко они находятся.

Видимая звёздная величина (m) — мера яркости небесного тела (точнее, освещённости, создаваемой этим телом) с точки зрения земного наблюдателя. Обычно используют величину, скорректированную до значения, которое она имела бы при отсутствии атмосферы. Чем ярче объект, тем меньше его звёздная величина. Уточнение «видимая» указывает только на то, что эта звёздная величина наблюдается с Земли; это уточнение нужно, чтобы отличить её от абсолютной.
Оно не указывает на видимый диапазон: видимыми называют и величины, измеренные в инфракрасном или каком-либо другом диапазоне. Величина, измеренная в видимом диапазоне, называется визуальной.

 

Цвет и температура

Известные законы термодинамики позволяют определить температуру тела, измеряя длину волны в максимуме излучения черного цвета.
Так, если температура поверхности 3-4 тыс. К, то её цвет красноватый, 6-7 тыс. К - жёлтый, 10-12 тыс. К - белый и голубой. В таблице ниже приведены интервалы длин волн, соответствующие различным цветам, которые можно наблюдать в оптическом диапазоне.

Цвет

Диапазон длин волн, А 

Фиолетовый, синий

3900 - 4550

Голубой

4550 - 4920

Зеленый

4920 - 5570

Желтый

5570 - 5970

Оранжевый

5970 - 6220

Красный

6220 - 7700

Горячие звезды излучают больше энергии в синей части спектра, холодные звезды — в красной. Планеты излучают энергию преимущественно в инфракрасной части спектра

Обычно в спектре каждой звезды есть темные линии поглощения, которые образуются в разреженной атмосфере звезды и в атмосфере Земли и показывают химический состав этих атмосфер. Оказалось, что все звезды имеют почти одинаковый химический состав, так как основные химические элементы во Вселенной — водород и гелий, а основное отличие различных спектральных классов обусловлено температурой звездных фотосфер.

Последовательность спектров звёзд, получающихся при непрерывном изменении их поверхностных слоёв определяет Спектральные классы звезд и обозначается следующими буквами: O, B, A, F, G, K, M (от горячих к холодным). Спектральная классификация звезд рассматривается ниже.

 

Радиус

Радиус звёзд может очень сильно отличаться, а также меняться. Для определения радиуса звезды нельзя использовать геометрический метод, потому что звезды находятся настолько далеко от Земли, что даже в большие телескопы еще до недавнего времени невозможно было измерить их угловые размеры — все звезды имеют вид одинаковых светлых точек.

Радиус звезды можно определить, измеряя ее светимость и температуру поверхности Для определения радиуса астрономы используют закон Стефана-Больцмана:

где Q — энергия, излучаемая единицей поверхности звезды за единицу времени; σ — постоянная Стефана-Больцмана; Т — абсолютная температура поверхности звезды.

Существуют звезды, которые имеют радиус в сотни раз больший радиуса Солнца, и звезды, имеющие радиус меньший, чем радиус Земли.

 

Масса

У звезды два параметра, определяющие все внутренние процессы — масса и химический состав. Если их задать для одиночной звезды, то на любой момент времени можно предсказать все остальные физические характеристики звезды, такие как блеск, спектр, размер, внутренняя структура.

Звёзды разделяются по массе в более узких пределах в отличие от светимости (которая может различаться и в 1000 раз). Очень мало звёзд, имеющих массу в 10 раз больше или меньше Солнечной. Достоверно определить массу звезды можно, только если она является компонентом двойной звезды. В этом случае массу можно вычислить, используя обобщённый третий закон Кеплера.
Во всех прочих случаях приходится определять массу косвенно, например, из зависимости масса — светимость.

Ученые, изучая распределение звезд по массам и учитывая время жизни звезд различной массы, распределяют звезды по массам в момент их рождения. Ими установлено, что вероятность рождения звезды определенной массы, очень приближенно, обратно пропорциональна квадрату массы (функция Солпитера): F(M) ~ M-7/3.
Это общая закономерность. Во многих областях Вселенной наблюдается дефицит массивных звезд. В тех областях, где молодых звезд много, звезд маленькой массы меньше. Исследователи полагают, что первые звезды были яркими, массивными и короткоживущими. 

Для многих звёзд выполняется простое правило: чем выше светимость, тем больше масса. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз.
Массы звёзд заключены в пределах от нескольких десятков примерно до 0,1 массы Солнца. (При меньшей массе температура даже в центре тела будет недостаточно высока для выработки термоядерной энергии, такие объекты окажутся слишком холодными, их нельзя причислить к звёздам.) Таким образом, по массе звёзды различаются всего в несколько сот раз - гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) или по светимости (более миллиарда раз).

 

Химический состав, структура

Несмотря на то, что доля элементов тяжелее гелия в химическом составе звёзд исчисляется не более чем несколькими процентами, они играют важную роль в жизни звезды. Благодаря им ядерные реакции могут замедляться или ускоряться, а это отражается как на яркости звезды, так и на цвете и на продолжительности её жизни.

Химический состав звёзд очень сильно зависит от типа звёздного населения и отчасти от массы — у массивных звёзд в недрах полностью отсутствуют элементы тяжелее гелия (в молодом возрасте этих звёзд), жёлтые и красные карлики сравнительно богаты тяжёлыми элементами.

В общем случае у звезды, находящейся на главной последовательности, можно выделить три внутренние зоны: ядро, конвективную зону и зону лучистого переноса.

Ядро — это центральная область звезды, в которой идут ядерные реакции.

Конвективная зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт конвекции. Для звёзд с массой менее 0,5 M она занимает всё пространство от поверхности ядра до поверхности фотосферы. Для звёзд с массой, сравнимой с солнечной, конвективная часть находится на самом верху, над лучистой зоной. А для массивных звёзд она находится внутри, под лучистой зоной.

Лучистая зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт излучения фотонов. Для массивных звёзд эта зона расположена между ядром и конвективной зоной, у маломассивных она отсутствует, а у звёзд больше массы Солнца находится у поверхности.

На более поздних стадиях добавляются дополнительные слои, в которых идут ядерные реакции с элементами, отличными от водорода. И чем больше масса, тем больше таких слоёв.

Над поверхностью звезды находится атмосфера, как правило, состоящая из трёх частей: фотосферы, хромосферы и короны.

Фотосфера — самая глубокая часть атмосферы, в её нижних слоях формируется непрерывный спектр. 

Ядерные реакции

Для звёзд главной последовательности основным источником энергии являются ядерные реакции с участием водорода: протон-протонный цикл, характерный для звёзд 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.

 

Расстояние до звезд

Для обозначения расстояния до звёзд приняты такие единицы, как световой год и парсек.  Меньшие расстояния, такие как радиус гигантских звёзд или большая полуось двойных звёзд, часто выражаются с использованием астрономической единицы (а.e.), равной среднему расстоянию между Землёй и Солнцем (около 150 млн км).

Существует множество способов определить расстояние до звезды. Наиболее точным и основным для всех остальных методов является метод измерения параллаксов звёзд. Определение параллаксов с поверхности Земли позволяет измерить расстояния до 100 парсек, а со специальных астрометрических спутников, таких как Hipparcos, — до 1000 пк. В основном, для определения расстояния до далёких звёзд используется фотометрия.

 

Спектральные классы звёзд


Классификации звёзд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры.
В начале XX века Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная звёздная величина» — «спектральный класс» различные звёзды, и оказалось, что бо́льшая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название диаграмма Герцшпрунга — Рассела) оказалась ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды.

Оказалось, что всё многообразие видов звёзд — это не более чем отражение количественных характеристик звёзд (такие как масса и химический состав) и эволюционного этапа, на котором в данный момент находится звезда. 

Спектра́льные кла́ссы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы.
Спектр — распределение энергии излучения по частоте или по длинам волн. Спектр излучения звёзд — непрерывный, на который накладываются яркие и тёмные линии.
Видимое в спектроскопе представление оптического спектра
Спектры звёзд удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов усиливаются, а других — постепенно ослабевают. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы.
Различия в спектрах звёзд обусловливаются различием физических свойств их атмосфер, в основном, температуры и давления (определяющих степень ионизации атомов). Вид спектра зависит также от наличия магнитных и межатомных электрических полей, различий в химическом составе, вращения звёзд и от других факторов. 

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах, является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.
Спектральные типы обозначаются буквами латинского алфавита. Последовательность выглядит следующим образом:
Q — P — W — O —B — A — F — G — K — M

Класс

Температура,
K

Истинный цвет

Видимый цвет

Масса,
M

Радиус,
R

Светимость,
L

O

30 000—60 000

голубой

голубой

60

15

1 400 000

B

10 000—30 000

бело-голубой

бело-голубой и белый

18

7

20 000

A

7500—10 000

белый

белый

3,1

2,1

80

F

6000—7500

жёлто-белый

белый

1,7

1,3

6

G

5000—6000

жёлтый

жёлтый

1,1

1,1

1,2

K

3500—5000

оранжевый

желтовато-оранжевый

0,8

0,9

0,4

M

2000—3500

красный

оранжево-красный

0,3

0,4

0,04

 

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 K.

Класс O
Звёзды имеют очень высокую температуру (30-60 тысяч К), о чём свидетельствует большая интенсивность ультрафиолетовой области. Звёзды имеют ярко выраженный голубой оттенок. Больше всего тёмных спектральных линий в крайней левой фиолетового цвета части спектра (если смотреть на изображение спектра выше). Типичные звёзды этого класса — Дзета в созвездии Корма, Лямбда Ориона, Кси Персея.

Класс B
Температура поверхности звезды колеблется в диапазоне от 10 до 30 тысяч К. Имеют голубовато-белый цвет. Самый типичный представитель — звезда Спика (в созвездии Дева). Также Ригель и Эпсилон Ориона.

Класс A
Температура от 7500 до 10000 К. Белого цвета. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Яркими представителями являются звёзды Вега и Сириус.

Класс F
Температура лежит в диапазоне 6000 — 7500 К. Происходит ослабление линий водорода и усиление линий ионизированных металлов: кальций, титан, железо. Цвет ярко-жёлтый. Знаменитые звёзды — Процион в созвездии Малый Пёс и Канопус в созвездии Киль.

Класс G
Температура на поверхности равна 5000 — 6000 К. Содержится большое количество ионизированного кальция. Цвет жёлтый. Звезда Солнце относится к этому классу.

Класс K
Температура уже не превышает 5 тысяч К и лежит в диапазоне от 3500 до 5000 К. Цвет светло-красный. К этому классу относятся звёзды Арктур в созвездии Волопас и Альдебаран в Тельце.

Класс M
Звёзды с минимальной температурой равной 2000 — 3500 К. На спектре линии металлов ослабевают. Цвет ярко-красный, иногда тёмно-оранжевый. К этому классу относится знаменитая звезда Бетельгейзе в созвездии Орион.

Выделяют также дополнительные спектральные классы для некоторых классов небесных тел:

  • Wили WR — звёзды Вольфа — Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах.
  • L— звёзды или коричневые карлики с температурой 1500—2000 K и соединениями металлов в атмосфере.
  • T— метановые коричневые карлики с температурой 700—1500 K.
  • Y— очень холодные (метано-аммиачные) коричневые карлики с температурой ниже 700 K.
  • C— углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода. Ранее относились к классам R и N.
  • S— циркониевые звёзды
  • D— белые карлики
  • Q— новые звёзды
  • P— планетарные туманности

Подклассы

Для более детального разделения на классы были введены подклассы.
Каждый класс, за исключением O, делится на 10 подклассов, которые обозначаются цифрами от 0 до 9 и ставятся после буквы основного класса. Спектральный класс O делится на меньшее количество подклассов: от 4 до 9,5. Наше Солнце с учётом подкласса имеет вид — G2 и температуру поверхности (фотосферы) равную 5780 К.

Если спектр звезды обладает дополнительными особенностями, к обозначению класса добавляются дополнительные символы (индексы).

Если присутствуют эмиссионные линии, ставится буква е (B5e).
Звезды-сверхгиганты часто  отличаются глубокими узкими линиями. Это отмечается буквой с (cF0).
Интенсивность избранных линий поглощения даёт нам возможность судить о светимости звезды и определить, является ли она гигантом (перед спектральным классом ставится индекс γ) или карликом (индекс δ).
Другие особенности в спектре звезды, нетипичные  для данного спектрального класса, отмечаются буквой р — пекулярные (А6р).
Два последних индекса связаны с осевым вращением звезды, которое приводит к размытию и расширению спектральных линий: индекс n — диффузные линии, s — резкие линии.

 

Йеркская спектральная классификация с учётом светимости (МКК)

Дополнительным фактором, влияющим на вид спектра, является плотность внешних слоёв звезды, зависящая, в свою очередь от её массы и плотности, то есть, в конечном итоге, от светимости. Так одному гарвардскому спектральному классу могут соответствовать звёзды с одинаковой температурой поверхности, но различных классов светимости. Особенно сильно зависят от светимости SrII, BaII, FeII, TiII, что приводит к различию в спектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых гарвардских спектральных классов. 

Зависимость вида спектра от светимости отражена в более новой йеркской классификации, разработанной в Йеркской обсерватории (Yerkes Observatory). В соответствии с этой классификацией звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости.

Класс

Название

Абс. звёзд. величины MV

0

Гипергиганты

 

Ia+

Ярчайшие сверхгиганты

−10

Ia

Яркие сверхгиганты

−7,5

Ib

Нормальные сверхгиганты

−4,7

II

Яркие гиганты

−2,2

III

Нормальные гиганты

+1,2

IV

Субгиганты

+2,7

V

Карлики главной последовательности

+4

VI

Субкарлики

+5-6

VII

Белые карлики

+13-15

Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы Герцшпрунга — Рассела, то йеркская — положение звезды на этой диаграмме. Дополнительным преимуществом йеркской классификации является возможность по виду спектра звезды оценить её светимость и, соответственно, по видимой величине — расстояние (метод спектрального параллакса).
Солнце, будучи жёлтым карликом, имеет йеркский спектральный класс G2V.

 

Виды звёзд


Классификации звёзд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр чёрного тела, но с наложенными на него линиями поглощения или излучения. По составу и силе этих линий звезде присваивался тот или иной определённый класс. Так поступают и сейчас, однако, нынешнее деление звёзд гораздо более сложное: дополнительно оно включает абсолютную звёздную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и размеров, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы.

В начале XX века Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная звёздная величина» — «спектральный класс» различные звёзды, и оказалось, что бо́льшая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название диаграмма Герцшпрунга — Рассела) оказалась ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды. Теперь, когда есть теория внутреннего строения звёзд и теория их эволюции, стало возможным и объяснение существования классов звёзд.

Оказалось, что всё многообразие видов звёзд — это не более чем отражение количественных характеристик звёзд (такие как масса и химический состав) и эволюционного этапа, на котором в данный момент находится звезда.
В каталогах и на письме класс звёзд пишется в одно слово, при этом сначала идёт буквенное обозначение основного спектрального класса (если класс точно не определён, пишется буквенный диапазон, к примеру, O-B), далее арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс, потом римскими цифрами идёт класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга — Рассела), а затем идёт дополнительная информация. К примеру, Солнце имеет класс G2V.

Звёзды главной последовательности
Наиболее многочисленный класс звёзд составляют звёзды главной последовательности, к такому типу звёзд принадлежит и наше Солнце. С эволюционной точки зрения главная последовательность — это та область диаграммы Герцшпрунга-Рассела, в которой звезда находится большую часть своей жизни. В это время потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакций. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелее гелия (металличностью).
Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд разработана в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах.
Для облегчения запоминания порядка классов астрономы используют мнемонику: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me. Имеется и русский вариант, придуманный Воронцовым-Вельяминовым. Поздние классы в мнемониках не упомянуты, поскольку ещё не были выделены отдельно.

Коричневые карлики
Коричневые карлики — это тип звёзд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время коричневые карлики были гипотетическими объектами. Их существование предсказали в середине XX в., основываясь на представлениях о процессах, происходящих во время формирования звёзд. Однако в 1995 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звёзд подобного типа. Их спектральный класс М — T. В теории выделяется ещё один класс — обозначаемый Y.

Белые карлики
Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых.
Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

Красные гиганты
Красные гиганты и сверхгиганты — это звёзды с довольно низкой эффективной температурой (3000—5000 К), однако с огромной светимостью. Типичная абсолютная звёздная величина таких объектов −3m—0m(I и III класс светимости). Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.

Переменные звёзды
Переменная звезда — это звезда, у которой за всю историю наблюдения хоть один раз менялся блеск. Причин переменности много и связаны они могут быть не только с внутренними процессами: если звезда двойная и луч зрения лежит или находится под небольшим углом к полю зрения, то одна звезда, проходя по диску звезды, будет его затмевать; также блеск может измениться, если свет от звезды пройдёт сквозь сильное гравитационное поле. Однако в большинстве случаев переменность связана с нестабильными внутренними процессами.
В последней версии общего каталога переменных звёзд принято следующее деление:
1. Эруптивные переменные звёзды — это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой.
2. Пульсирующие переменные звёзды — это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и не радиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как не радиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах.
3. Вращающиеся переменные звёзды — это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, чьи оси не совпадают с осью вращения звезды.
4. Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды. Переменности этих звёзд вызваны взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
5. Затменно-двойные системы
6. Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
7. Новые типы переменных — типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.

Типа Вольфа — Райе
Звёзды Вольфа — Райе — класс звёзд, для которых характерны очень высокая температура и светимость; звёзды Вольфа — Райе отличаются от других горячих звёзд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации (NIII — NV, CIII — CIV, OIII — OV). Ширина этих полос может достигать 100 Å, а излучение в них может в 10-20 раз превышать излучение в континууме. Звёзды такого типа имеют свой класс — W. Однако подклассы строятся совсем не как у звёзд главной последовательности:
1. WN — подкласс Вольфа-Райе звёзд в спектрах которых есть линии NIII — V и HeI-II.
2. WO — в их спектрах сильны линии кислорода. Особенно ярки линии OVI λ3811 — 3834
3. WC — звёзды, богатые углеродом.
Окончательной ясности происхождения звёзд типа Вольфа — Райе не достигнуто. Однако можно утверждать, что в нашей Галактике это гелиевые остатки массивных звёзд, сбросившие значительную часть массы на каком-то этапе своей эволюции.

Типа T Тельца
Звёзды типа T Тельца (T Tauri, T Tauri stars, TTS) — класс переменных звёзд, названный по имени своего прототипа Т Тельца. Обычно их можно обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их переменности (весьма нерегулярной) в оптическом диапазоне и хромосферной активности.
Они принадлежат к звёздам спектральных классов F, G, K, M и имеют массу меньше двух солнечных. Период вращения от 1 до 12 дней. Температура их поверхности такая же, как и у звёзд главной последовательности той же массы, но они имеют несколько большую светимость, потому что их радиус больше. Основным источником их энергии является гравитационное сжатие.
В спектре звёзд типа T Тельца присутствует литий, который отсутствует в спектрах Солнца и других звёзд главной последовательности, так как он разрушается при температуре выше 2 500 000 K.

Новые
Новая звезда — тип катаклизмических переменных. Блеск у них меняется не так резко, как у сверхновых (хотя амплитуда может составлять 9m): за несколько дней до максимума звезда лишь на 2m слабее. Количество таких дней определяет, к какому классу новых относится звезда:
1. Очень быстрые, если это время (обозначаемое как t2) меньше 10 дней.
2. Быстрые — 11<t2<25 дней
3. Очень медленные: 151<t2<250 дней
4. Предельно медленные, находящиеся вблизи максимума годами.
Существует зависимость максимума блеска новой от t2. Иногда эту зависимость используют для определения расстояния до звезды. Максимум вспышки в разных диапазонах ведёт себя по-разному: когда в видимом диапазоне уже наблюдается спад излучения, в ультрафиолете всё ещё продолжается рост. Если наблюдается вспышка и в инфракрасном диапазоне, то максимум будет достигнут только после того, как блеск в ультрафиолете пойдёт на спад. Таким образом болометрическая светимость во время вспышки довольно долго остаётся неизменной.
В нашей Галактике можно выделить две группы новых: новые диска (в среднем они ярче и быстрее), и новые балджа, которые немного медленнее и, соответственно, немного слабее.

Сверхновые
Сверхно́вые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет — то I типа.

Гиперновые
Гиперновая — коллапс исключительно тяжёлой звезды после того, как в ней больше не осталось источников для поддержания термоядерных реакций; другими словами, это очень большая сверхновая.
С начала 1990-х годов были замечены столь мощные взрывы звёзд, что сила взрыва превышала мощность взрыва обычной сверхновой примерно в 100 раз, а энергия взрыва превышала 1046 джоулей. К тому же, многие из этих взрывов сопровождались очень сильными гамма-всплесками.
Сегодня термин используется для описания взрывов звёзд с массой более 100 масс Солнца. Гиперновые, теоретически, могли бы создать серьёзную угрозу Земле вследствие сильной радиоактивной вспышки, но в настоящее время вблизи Земли нет звёзд, которые могли бы представлять такую опасность. Вероятно, короткоживущий изотоп никеля 56Ni попал на Землю в результате этого взрыва.

LBV. Яркие голубые переменные
Яркие голубые переменные (ЯГП), также известные как переменные типа S Золотой Рыбы (SDOR), — это очень яркие голубые пульсирующие гипергиганты, названные по звезде S Золотой Рыбы (S Dor) в БМО. Они показывают неправильные (иногда циклические) изменения блеска с амплитудой от 1m до 7m. Обычно, самые яркие голубые звёзды галактик, в которых они наблюдаются. Как правило, связаны с диффузными туманностями и окружены расширяющимися оболочками. Встречаются исключительно редко.
Яркие голубые переменные могут сиять в миллион раз сильнее, чем Солнце и их масса может быть 150 солнечных, подходя к теоретическому пределу на массу звезды. Звёзды этого типа всегда находятся в состоянии неустойчивого гидростатического равновесия, поскольку с их поверхности постоянно истекает мощнейший звёздный ветер, который всё время снижает их массу. По этой причине они всегда окружены туманностями (см. Эта Киля, которая является наиболее близкой и наиболее изученной ЯГП). Из-за их огромной светимости время жизни таких свертяжёлых звёзд очень мало: всего несколько миллионов лет.
Современные теории считают, что ЯГП — это только стадия эволюции очень массивных звёзд, которая позволяет им сбросить часть массы. Они могут эволюционировать в звезду Вольфа — Райе, перед тем как взорваться как сверхновая, или даже как гиперновая, если они не потеряют достаточно массы.

ULX
Ультраяркие рентгеновские источники (ULXs) — небесное тело с сильным излучением в рентгеновском диапазоне (1039 — 1042 эрг с−1 в диапазоне 0,5 −100 кэВ), квазипериодическим на масштабе порядка 20 с, шкала переменности от нескольких секунд до нескольких лет. Если предположить, что излучение изотропно, то для согласования с эдингтоновской светимостью, необходимо, чтобы масса гравитирующего тела была 10 000 M☉. О природе явления ведутся споры. Большинство моделей полагает, что в качестве источника излучения служит чёрная дыра, а вот о механизме высвечивания энергии единого мнения нет.

Нейтронные звёзды
На поздних стадиях эволюции у звёзд с массой 8—10 M☉ давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны. Масса таких звёзд начинается от предела Чандрасекара (1,44 M☉) и до предела Оппенгеймера — Волкова при диаметре порядка 10 км.
Ещё одной особенностью нейтронных звёзд является сильное магнитное поле. Благодаря ему и быстрому вращению, приобретённому звездой из-за несферического коллапса или как результат сохранения вращательного момента при сильном сжатии, на небе наблюдаются радио- и рентгеновские пульсары.

Уникальные звезды
SS 433 (известный также как V 1343 Орла и 1908+05), или объект Стефенсона — Сандьюлика — двойная затменная звёздная система 14-й звёздной величины, включающая в себя два компонента. Один из них представляет собой массивную звезду высокой температуры (около 30 тыс. кельвинов) и светимости, а другой — компактную звезду (нейтронную звезду или чёрную дыру). С главной звезды на спутник непрерывно перетекает струя газа, так как гигант не может сохранить свою целостность в поле тяготения своего очень компактного соседа. Вокруг компактной звезды формируется аккреционный диск из перетекающего на неё вещества, который затмевает главную звезду раз в 13 суток. Спутник окружён облаком плазмы, имеющим очень высокую температуру и светимость. Эти процессы порождают мощное рентгеновское излучение.
Других звёздных систем, подобных SS 433, астрономами в нашей Галактике пока не найдено. 

ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ
Черная дыра — это участок пространства, вещество в котором сжато до невероятных пределов.
Найти черные дыры на черном фоне космоса чрезвычайно трудно.
Астрономы ищут не сами черные дыры, а пытаются обнаружить их влияние на соседние
объекты. Когда в черную дыру попадают звезды, они разогреваются настолько, что испускают рентгеновское излучения; наблюдая за тем, как быстро звезда обращается вокруг черной дыры, астрономы рассчитывают массу обеих.
Черные дыры бывают разных размеров. Звездные черные дыры, масса которых равна массе десяти
таких звезд, как Солнце, сжаты примерно до размеров Лондона, и в нашей галактике Млечный Путь известны десятки таких черных дыр; масса сверхмассивных черных дыр в от миллиона до десяти миллиардов раз больше массы Солнца, и они находятся в центре многих галактик, включая нашу; черные дыры промежуточных масс лежат между данными пределами.

 

Списки звезд

Список названий звёзд
ru.wikipedia.org

Список названий звёзд содержит список собственных названий звёзд с их номерами в каталоге ярких звёзд (HR), а также каталогах Гендри Дрейпера (HD) и Hipparcos (HIP).

Звезды по алфавиту
ru.wikipedia.org

 

Самые известные звёзды


Обозначение

Название

Созвездие

Видимая звёздная величина

Расстояние до Земли (св. лет)

Описание

1

 

Солнце

Зодиакальные созвездия

−26,72

8,32 ± 0,16 св. мин

Центр Солнечной системы, в которую входит Земля

2

αС Центавра

Проксима Центавра

Центавр

+11,09

4,225

Ближайшая к Солнцу звезда

3

α Большого Пса

Сириус

Большой Пёс

−1,46

8,58

Ярчайшая (после Солнца) звезда из визуально наблюдаемых с Земли

4

α Малой Медведицы

Полярная звезда

Малая Медведица

+1,97

431,4

Важнейшая навигационная звезда, указывающая направление на север

5

η Киля

Киль

+6,21

7000—8000

Гипергигант. Одна из самых больших и ярких звёзд, примерно в 5 млн раз ярче Солнца.

6

α Скорпиона

Антарес

Скорпион

+0,98

604

Одна из самых ярких и крупных звёзд из числа ближайших к Земле. В крупнейшие телескопы видна как диск, а не как точка

7

HIP 87937

Звезда Барнарда

Змееносец

+9,53

5,963

Звезда, обладающая наивысшей скоростью собственного движения

8

PSR B1919+21

Лисичка

?

2283,12

Первый из открытых пульсаров (1967 год)

 

Список самых ярких звёзд


В списке приведены самые яркие звёзды, наблюдаемые с Земли, в оптическом диапазоне по видимой звёздной величине. Для кратных звёзд приведена суммарная звёздная величина. Самой яркой звездой помимо Солнца является Сириус.

Название

Расстояние, св. лет

Видимая величина

Абсолютная величина

Спектральный класс

Небесное полушарие и 
номер в полушарии

0

Солнце

0,0000158

−26,72

4,8

G2V

 

1

Сириус (α Большого Пса)

8,6

−1,46

1,4

A1Vm

Южное (01)

2

Канопус (α Киля)

310

−0,72

−5,53

A9II

Южное (02)

3

Альфа Центавра (α Центавра)

4,3

−0,27

4,06

G2V+K1V

Южное (03)

4

Арктур (α Волопаса)

36,7

−0,05 (перем)

−0,3

K1.5IIIp

Северное (01)

5

Вега (α Лиры)

25

0,03 (перем)

0,6

A0Va

Северное (02)

6

Капелла (α Возничего)

42,2

0,08

−0,5

G6III + G2III

Северное (03)

7

Ригель (β Ориона)

~870

0,12 (перем)

−7,84

B8Iae

Южное (04)

8

Процион (α Малого Пса)

11,4

0,38

2,6

F5IV-V

Северное (04)

9

Ахернар (α Эридана)

139

0,46

−1,3

B3Vnp

Южное (05)

10

Бетельгейзе (α Ориона)

~530

0,50 (перем)

−5,14

M2Iab

Северное (05)

11

Хадар (β Центавра)

~400

0,61 (перем)

−4,4

B1III

Южное (06)

12

Альтаир (α Орла)

16,8

0,77

2,3

A7Vn

Северное (06)

13

Акрукс (α Южного Креста)

~330

0,77

−4,6

B0.5Iv + B1Vn

Южное (07)

14

Альдебаран (α Тельца)

65

0,85 (перем)

−0,3

K5III

Северное (07)

15

Антарес (α Скорпиона)

~610

0,96 (перем)

−5,2

M1.5Iab

Южное (08)

16

Спика (α Девы)

250

0,98 (перем)

−3,2

B1V

Южное (09)

17

Поллукс (β Близнецов)

33,7

1,14

0,7

K0IIIb

Северное (08)

18

Фомальгаут (α Южной Рыбы)

25

1,16

2,0

A3Va

Южное (10)

19

Мимоза (β Южного Креста)

~290

1,25 (перем)

−4,7

B0.5III

Южное (11)

20

Денеб (α Лебедя)

~1550

1,25

−8,38

A2Ia

Северное (09)

21

Регул (α Льва)

77

1,35

−0,3

B7Vn

Северное (10)

22

Адара (ε Большого Пса)

~400

1,50

−4,8

B2II

Южное (12)

23

Кастор (α Близнецов)

51.5

1,57

0,5

A1V + A2V

Северное (11)

24

Гакрукс (γ Южного Креста)

88

1,63 (перем)

−1,2

M3.5III

Южное (13)

25

Шаула (λ Скорпиона)

365

1,63 (перем)

−3,5

B1.5IV

Южное (14)

 

 

Список ближайших звёзд


В список ближайших к Земле звёзд, отсортированный в порядке увеличения расстояния, вошли звёзды, расположенные в радиусе 5 пк (16,308 св. года) от Земли.

Включая Солнце, в настоящее время известны 57 звёздных систем, которые могут находиться в пределах этого расстояния. Эти системы содержат в общей сложности 64 звезды и 13 коричневых карликов.

Звёзды и коричневые карлики, видимая звёздная величина которых больше 6,5m, и которые, следовательно, обычно нельзя увидеть невооружённым глазом, показаны на сером фоне. Их спектральные классы приведены на фоне цвета этих классов. (Эти цвета взяты из названий спектральных типов и не соответствуют наблюдаемым цветам звёзд и коричневых карликов.) Некоторые значения параллакса и расстояния были получены Консорциумом по исследованию ближайших звёзд (англ. Research Consortium on Nearby Stars, RECONS) и могут являться результатами лишь предварительных измерений.

В список попали только 3 звезды 1-й величины: α Центавра, Сириус и Процион. Ещё одна яркая близкая звезда — Альтаир — находится на расстоянии 5,14 пк от Солнца (примерно 16,8 св. года). Также в таблицу не попала близкая тройная система 40 Эридана, расположенная на расстоянии 5,04 пк.

Система ближайших звезд
Сравнительно давно – около ста лет назад – стало известно, что самой близкой звездной системой является двойная звезда первой величины южного созвездия Центавра. Последние годы обогатили наши знания об этой системе интересными подробностями. Открыта была вблизи а Центавра небольшая звездочка 11-й величины, составляющая с двумя звездами а Центавра одну систему тройной звезды. То, что третья звезда физически входит в систему а Центавра, хотя их и разделяет на небе расстояние свыше 2°, подтверждается одинаковостью их движения: все три звезды увлекаются с одной скоростью в одном направлении. Самое замечательное в третьем члене этой системы то, что он расположен в пространстве ближе к нам, чем другие две звезды, и должен быть поэтому признан ближайшей из всех звезд, расстояния которых до сих пор определены. Звездочку эту так и называют «Ближайшая», по-латыни «Проксима». Она ближе к нам, нежели звезды Центавра (их называют а Центавра А и α Центавра В), на 3960 астрономических единиц. 

Звёздная система

Звезда или коричневый карлик

Спек. класс

Вид. зв. вел.

Абс. зв. вел.

Эфф. темп.,
К

Рассто­я­ние,
св. год

Обозначение

Обозначение

 

Солнечная система

Солнце

 

G2V

−26,72 ± 0,04

4,83

5778

8,32 ± 0,16 св. мин

1

α Центавра

Проксима Центавра

1

M5,5Ve

11,09

15,53

3040

4,2421 ± 0,0016

α Центавра A

2

G2V

0,01

4,38

5790

4,3650 ± 0,0068

α Центавра B

2

K1V

1,34

5,71

5260

2

Звезда Барнарда

4

M4Ve

9,53

13,22

3134 ± 102

5,9630 ± 0,0109

3

Луман 16

A

5

L8

23,25

 

1350

6,588 ± 0,062

B

5

L9/T1

24,07

 

1210

4

WISE 0855–0714

7

Y

   

225—260

7,18+0,78
−0,65

5

Вольф 359

8

M6V

13,44

16,55

2800 ± 100

7,7825 ± 0,0390

6

Лаланд 21185

9

M2V

7,47

10,44

3400

8,2905 ± 0,0148

7

Сириус

Сириус A

10

A1V

−1,43

1,47

9940 ± 210

8,5828 ± 0,0289

Сириус B

10

DA2

8,44

11,34

25000 ± 200

8

Лейтен 726-8

Лейтен 726-8 A

12

M5,5Ve

12,54

15,40

2670

8,7280 ± 0,0631

Лейтен 726-8 B

12

M6Ve

12,99

15,85

2600

9

Росс 154

14

M3,5Ve

10,43

13,07

2700

9,6813 ± 0,0512

10

Росс 248

15

M5,5Ve

12,29

14,79

2799

10,322 ± 0,036

11

WISE 1506+7027

16

T6

     

10,521

12

ε Эридана

17

K2V

3,73

6,19

5100

10,522 ± 0,027

13

Лакайль 9352

18

M1,5Ve

7,34

9,75

3340

10,742 ± 0,031

14

Росс 128

19

M4Vn

11,13

13,51

2800

10,919 ± 0,049

15

WISE 0350-5658

20

Y1

     

11,208

16

EZ Водолея

EZ Водолея A

21

M5Ve

13,33

15,64

 

11,266 ± 0,171

EZ Водолея B

21

M?

13,27

15,58

 

EZ Водолея C

21

M?

14,03

16,34

 

17

Процион

Процион A

24

F5V-IV

0,38

2,66

6650

11,402 ± 0,032

Процион B

24

DA

10,70

12,98

9700

18

61 Лебедя

61 Лебедя A

26

K5V

5,21

7,49

4640

11,403 ± 0,022

61 Лебедя B

26

K7V

6,03

8,31

4440

19

Струве 2398

Струве 2398 A

28

M3V

8,90

11,16

 

11,525 ± 0,069

Струве 2398 B

28

M3,5V

9,69

11,95

 

20

Грумбридж 34

Грумбридж 34 A

30

M1,5V

8,08

10,32

 

11,624 ± 0,039

Грумбридж 34 B

30

M3,5V

11,06

13,30

 

21

ε Индейца

ε Индейца A

32

K5Ve

4,69

6,89

4280

11,824 ± 0,030

ε Индейца B

32

T1V

>23

>25

1280

ε Индейца C

32

T6V

>23

>25

850

22

DX Рака

35

M6,5Ve

14,78

16,98

 

11,826 ± 0,129

23

τ Кита

36

G8Vp

3,49

5,68

5344

11,887 ± 0,033

24

GJ 1061

37

M5,5V

13,09

15,26

 

11,991 ± 0,057

25

YZ Кита

38

M4,5V

12,02

14,17

 

12,132 ± 0,133

26

Звезда Лейтена

39

M3,5Vn

9,86

11,97

3150 ± 50

12,366 ± 0,059

27

Звезда Тигардена

40

M6,5V

15,14

17,22

 

12,514 ± 0,129

28

SCR 1845-6357

SCR 1845-6357 A

41

M8,5V

17,39

19,41

 

12,571 ± 0,054

SCR 1845-6357 B

42

T6

   

950

29

Звезда Каптейна

43

M1,5V

8,84

10,87

3800

12,777 ± 0,043

30

Лакайль 8760

44

M0V

6,67

8,69

3340

12,870 ± 0,057

31

WISE J053516.80-750024.9

45

>=Y1

     

13,046

32

Крюгер 60

Крюгер 60 A

46

M3V

9,79

11,76

3180

13,149 ± 0,074

Крюгер 60 B

46

M4V

11,41

13,38

2890

33

DEN 1048-3956

48

M8,5V

17,39

19,37

 

13,167 ± 0,082

34

UGPS J072227.51-054031.2

49

T9

     

13,259

35

Росс 614

Росс 614 A

50

M4,5V

11,15

13,09

 

13,349 ± 0,110

Росс 614 B

50

M5,5V

14,23

16,17

 

37

Вольф 1061

53

M3V

10,07

11,93

 

13,820 ± 0,098

38

Звезда ван Маанена

54

DZ7

12,38

14,21

4000

14,066 ± 0,109

39

Глизе 1

55

M3V

8,55

10,35

3380

14,231 ± 0,066

40

Вольф 424

Вольф 424 A

56

M5,5Ve

13,18

14,97

3000 ± 100

14,312 ± 0,289

Вольф 424 B

56

M7Ve

13,17

14,96

2800 ± 100

41

TZ Овна

58

M4,5V

12,27

14,03

 

14,509 ± 0,187

42

Глизе 687

59

M3V

9,17

10,89

 

14,793 ± 0,055

43

LHS 292

60

M6,5V

15,60

17,32

 

14,805 ± 0,242

44

Глизе 674

61

M3V

9,38

11,09

 

14,809 ± 0,107

45

GJ 1245

GJ 1245 A

62

M5,5V

13,46

15,17

 

14,812 ± 0,067

GJ 1245 B

62

M6V

14,01

15,72

 

GJ 1245 C

62

M?

16,75

18,46

 

46

WISE J1741+2553

65

T9-T10

     

15,003 ± 3,588

47

GJ 440

66

DQ6

11,50

13,18

7500

15,060 ± 0,140

48

GJ 1002

67

M5,5V

13,76

15,40

 

15,313 ± 0,259

49

Глизе 876

68

M3,5V

10,17

11,81

3480

15,342 ± 0,141

50

LHS 288

69

M5,5V

13,90

15,51

 

15,610 ± 0,204

51

GJ 412

GJ 412 A

70

M1V

8,77

10,34

 

15,832 ± 0,083

GJ 412 B

70

M5,5V

14,48

16,05

 

52

Грумбридж 1618

72

K7V

6,59

8,16

4000

15,848 ± 0,052

53

GJ 388

73

M3V

9,32

10,87

 

15,942 ± 0,218

54

GJ 832

74

M3V

8,66

10,20

 

16,085 ± 0,105

56

DEN 0255-4700

75

L7,5V

22,92

24,44

1700

16,197 ± 0,313

57

GJ 682

76

M4,5V

10,95

12,45

 

16,337 ± 0,188

57

82 Эридана

76

G8V

4.26

5.35

 

19.7 ± 0,055

Обозначение

Обозначение

Спек. класс

Вид. зв. вел.

Абс. зв. вел.

Эфф. темп.,
К

Рассто­я­ние,
св. год

Звёздная система

Звезда или коричневый карлик

 

Почему звезды мерцают?
Отличить простым глазом неподвижную звезду от планеты, очень легко, даже не зная карты неба. Планеты сияют спокойным светом, звезды же непрестанно мерцают, как бы вспыхивают, дрожат, меняют яркость, а яркие звезды невысоко над горизонтом еще непрестанно переливаются разными цветами.
Как и лучистость, мерцание не есть свойство, присущее самим звездам; оно придается им земной атмосферой, через которую лучи звезд должны пройти прежде, чем достигнуть глаза. Поднявшись выше атмосферы мы не заметили бы мерцания звезд: они сияют там спокойным, постоянным светом.
Звездному свету приходится пронизывать тогда не однородную среду, но газовые слои различной температуры, различной плотности, а значит, и различной преломляемости. Лучи света претерпевают в них многочисленные отклонения от прямого пути, то сосредоточиваясь, то рассеиваясь. Отсюда – частые изменения яркости звезды. А так как преломление сопровождается цветорассеянием, то наряду с колебаниями яркости наблюдаются и изменения окраски.
Планеты гораздо ближе к нам, чем звезды; они поэтому представляются глазу не точкой, а светящимся кружочком, диском, хотя и столь малых угловых размеров, что вследствие их слепящей яркости эти угловые размеры почти неощутимы.
Планеты представляются нам немерцающими потому, что мерцают во многих точках, но в разные моменты времени.

 

 

Полярная звезда


Полярная звезда (α UMi) — звезда видимой звёздной величины +2,0m в созвездии Малой Медведицы. Расположена вблизи Северного полюса мира. Это сверхгигант спектрального класса F7Ib. Расстояние до Земли — 447 ± 1,6 световых лет (137,14+0,53−0,52 парсека).

Полярная звезда является ярчайшей и ближайшей к Земле пульсирующей переменной звездой типа дельта Цефея с периодом 3,97 дня. Но Полярная звезда — очень нестандартная цефеида: её пульсации затухают за время порядка десятков лет: в 1900 году изменение яркости составляло 8 %, а в 2005 году — приблизительно 2 %. Кроме того, за это время звезда стала в среднем на 15 % ярче.

Полярная звезда на самом деле представляет собой тройную звёздную систему. 
В центре системы располагается сверхгигант Полярная А (α UMi A), превосходящий наше Солнце по яркости в 2000 раз и по массе в 6,4—6,7 раза. Её радиус равен 47—50 радиусам Солнца, возраст — 55—65 млн лет.

medv12Полярная B (α UMi B) массой 1,39 массы Солнца расположена на приличном удалении от Полярной А (2400 а. е.), поэтому разглядеть её в телескопы нетрудно даже с поверхности Земли.

Полярная P (α UMi P или α UMi a, или α UMi Ab) обладает массой 1,26 массы Солнца и располагается к сверхгиганту настолько близко, что сфотографировать его удалось только телескопу «Хаббл».
Приблизительный период обращения Полярной P вокруг α UMi A составляет около 30 лет.
Полярная B обращается вокруг двойной системы α UMi A/P за примерно 100 000 лет.

Есть ещё два далёких компонента, получивших обозначение α UMi C и α UMi D, но это гораздо более старые звёзды, и физически они не связаны с Полярной звездой.
Возможно, Полярная и окружающие её звёзды являются остатком бедного рассеянного скопления.

Звезда α UMi B была обнаружена в 1780 году астрономом Уильямом Гершелем. Созвездие, в которое она входит, называется Малая Медведица.
Для Северного наблюдателя, звезда зимой висит практически над головой. А на северном полюсе видна в зените.

В небольшой телескоп и даже бинокль звезда показывает свой желтоватый цвет, это может некоторых удивить, ведь все привыкли думать, что она белая. Она всего лишь немного горячее нашего Солнца: температура ее поверхности колеблется около 6000 К. Ее диаметр в 23 раза больше, чем у нашего Солнца, а светимость больше в 2500 раз.
Сверхгиганты – почти всегда старые и сильно проэволюционировавшие объекты. Это не значит, что они старые по возрасту, это относится к их жизненному циклу, который в отличие от Солнца, уже подходит к концу. 

В настоящую эпоху Полярная звезда находится менее чем в 1° от Северного полюса мира, и поэтому почти неподвижна при суточном вращении звёздного неба. Она очень удобна для ориентирования: направление на неё практически совпадает с направлением на север, а высота над горизонтом равна географической широте места наблюдения. Из-за прецессии земной оси положение Северного полюса мира меняется; ближе всего Полярная звезда подойдёт к нему в период с 7 марта по 13 июня 2102 года — на расстояние 0°27′34,1″, то есть склонение составит 89°32′25,9″, после чего начнётся её удаление от полюса: к середине 2260 года расстояние от неё до полюса превысит 1°. В южном полушарии нет яркой полярной звезды. 

Прецессия земной оси вокруг северного полюса эклиптики и соответствующая смена полярных звёзд

Из-за лунно-солнечной прецессии земная ось движется по кругу с радиусом 23° со скоростью около 1,397° за 100 лет. Поэтому в разное время ближайшими к полюсу Мира становятся разные звёзды. Так, в додинастический период древнего Египта (5000 лет назад) такой звездой была Тубан (альфа Дракона), в начале нашей эры ярких звёзд у полюса мира вообще не было. Через 2000 лет ближайшей к полюсу Мира станет Альраи (гамма Цефея), а через 12 000 лет — Вега (альфа Лиры).
Тем не менее, слово «Полярная» является именем собственным и относится именно к α Малой Медведицы.

Список полярных звёзд полного прецессионного круга
13 000 годы до н. э. — полярная звезда — Вега α Лиры)
9000 годы до н. э. — полярные звезды (поочерёдно) π и η Геркулеса
8000—7000 годы до н. э. — полярная звезда — τ Геркулеса
5500—3500 годы до н. э. — полярная звезда — ι Дракона
3500—1500 годы до н. э. — полярная звезда — Тубан (α Дракона)
1500 год до н. э. — 1 год н. э. — полярная звезда — Кохаб (β Малой Медведицы).
1—1100 годы — полярной звезды нет. Но есть «стражи» — Кохаб (β Малой Медведицы) и Полярная (α Малой Медведицы), полюс примерно на одинаковом расстоянии от α и β Малой медведицы.
1100—3200 годы Полярной звездой является α Малой Медведицы. На минимальном расстоянии от северного полюса (0°27′34,1″) она пройдёт 23 апреля 2102 года.
3200—5000 годы — полярной будет Альраи γ Цефея.
5000—6500 годы — полярная — Альфирк β Цефея.
6500—8500 годы — полярная — Альдерамин α Цефея.
8500—13 000 годы — полярные — Денеб α и Садр γ Лебедя.
13 000 годы — полярной опять станет Вега α Лиры.

Как найти Полярную звезду

Полярная звезда всегда находится над северной точкой горизонта в Северном полушарии, что позволяет использовать её для ориентации на местности.

Чтобы найти Полярную звезду, надо сначала найти характерную конфигурацию из семи ярких звёзд — созвездие Большой Медведицы, напоминающее ковш (астеризм Большой Ковш), затем через две звезды (Дубхе и Мерак) «стенки» ковша, противоположной «ручке», мысленно провести линию, на которой отложить пять раз расстояние между этими крайними звёздами. Примерно в конце этой линии находится Полярная звезда. Направление на Полярную звезду совпадает с направлением на север, а её высота над горизонтом совпадает с широтой наблюдателя.

 

 

ХОРОШИЕ КНИГИ 


Где купить книги по Астрономии

Раздел "Астрономия" в книжном магазине Литрес
litres.ru 

Раздел "Астрономия" в книжном магазине Лабиринт
labirint.ru

 

 

Еще в этой категории: « Звездное небо и созвездия

selnew22

Инфохаб "Selection"
Ваш дружелюбный и опытный гид в мире информации 

 

           

Контакты

по вопросам сотрудничества и рекламы

in@infoselection.ru

по другим вопросам

of@infoselection.ru