Τα κίτρινα αστέρια είναι τα περισσότερα. Μπλε - άσπρα - κίτρινα - κόκκινα αστέρια - διαφορές μεταξύ αστεριών ανά χρώμα. Όντας σε διάφορα στάδια της εξελικτικής ανάπτυξής τους, τα αστέρια χωρίζονται σε κανονικά αστέρια, αστέρια νάνους, γιγάντια αστέρια
Τα αστέρια είναι γιγάντιες συλλογές θερμών αερίων. Αποτελούνται κυρίως από δύο τύπους αερίων - υδρογόνο και ήλιο. Λόγω της σύντηξης υδρογόνου και ηλίου, υπάρχει μια απελευθέρωση ενέργειας, λόγω της οποίας τα αστέρια είναι τόσο φωτεινά και καυτά και, πιθανώς, γι' αυτό μας φαίνονται λευκά. Τι γίνεται με το πιο διάσημο αστέρι - ; Δεν μας φαίνεται πλέον τόσο λευκό και μοιάζει περισσότερο με κίτρινο. Υπάρχουν επίσης κόκκινα, καφέ και μπλε αστέρια.
Για να καταλάβετε γιατί τα αστέρια έρχονται σε διαφορετικά χρώματα, πρέπει να παρακολουθήσετε ολόκληρη τη διαδρομή ζωής ενός αστεριού από τη στιγμή της εμφάνισής του μέχρι την πλήρη εξαφάνισή του.
 |
| Φωτογραφία του Nigel Howe |
Τώρα καταλαβαίνετε ότι κάθε αστέρι περνά από διαφορετικά μονοπάτια της ανάπτυξής του και αλλάζει συνεχώς μέγεθος, χρώμα, φωτεινότητα, θερμοκρασία. Ως εκ τούτου, υπάρχουν τόσες πολλές ποικιλίες αστεριών. Τα μικρότερα αστέρια είναι κόκκινα. Τα μέσα αστέρια έχουν κίτρινο χρώμα, όπως ο Ήλιος μας. Τα μεγαλύτερα αστέρια είναι μπλε και είναι τα φωτεινότερα αστέρια. Οι καφέ νάνοι έχουν πολύ λίγη ενέργεια και δεν είναι σε θέση να αντισταθμίσουν την ενέργεια που χάνεται μέσω της ακτινοβολίας. Οι λευκοί νάνοι είναι σταδιακά δροσερά αστέρια που σύντομα γίνονται αόρατα και σκοτεινά.
Το μόνο αστέρι στο ηλιακό μας σύστημα, ο Ήλιος, είναι ένας τύπος «κίτρινου νάνου». Το πολικό αστέρι που δείχνει το δρόμο στους ναυτικούς είναι ένας μπλε υπεργίγαντας. Και το αστέρι που βρίσκεται πιο κοντά στον Ήλιο, ο Proxima Centauri, είναι ένας κόκκινος νάνος. Τα περισσότερα αστέρια στο Σύμπαν είναι επίσης κόκκινοι νάνοι. Και βλέπουμε όλα τα αστέρια λευκά, γιατί; Αποδεικνύεται ότι αυτό οφείλεται στη θαμπάδα των αστεριών και στην όρασή μας. Δεν είναι αρκετά ευκρινές για να ανιχνεύσει τα διαφορετικά χρώματα τέτοιων αστεριών. Αλλά μπορούμε ακόμα να διακρίνουμε το χρώμα των πιο λαμπερών αστεριών.
Τώρα ξέρετε ότι τα αστέρια δεν είναι μόνο λευκά και μπορείτε εύκολα να ολοκληρώσετε την εργασία.
Ασκηση:
- Σχεδιάστε έναν ουρανό γεμάτο πολύχρωμα αστέρια. Αυτός είναι ακριβώς ο ουρανός που θα βλέπαμε αν είχαμε πιο ευκρινή όραση.
Κοιτάξτε τον νυχτερινό ουρανό, τι είδους αστέρια υπάρχουν.Σε καθαρές, σκοτεινές νύχτες με κανονική όραση, μπορείτε να δείτε χιλιάδες αστέρια, μερικά μόλις ορατά, άλλα να λάμπουν τόσο έντονα που φαίνονται όταν ο ουρανός είναι ακόμα μπλε! Γιατί μερικά αστέρια είναι πιο φωτεινά από άλλα;
Για δύο λόγους. Κάποια είναι απλά πιο κοντά μας, ενώ άλλα, αν και μακριά, είναι αφάνταστα μεγάλα σε μέγεθος. Ας ρίξουμε μια ματιά σε ένα μικρό τμήμα του νότιου ουρανού.
Άλφα Κενταύρου(κίτρινο), είναι ένα από τα φωτεινότερα αστέρια στον νυχτερινό ουρανό, είναι παρόμοιο με το δικό μας, μόνο ελαφρώς μεγαλύτερο και φωτεινότερο και έχει περίπου το ίδιο χρώμα. Ο λόγος της φωτεινότητάς του είναι ότι είναι (με κοσμικά πρότυπα) πολύ κοντά μας: μόλις 4,4 έτη φωτός.
Αλλά κοιτάξτε το δεύτερο φωτεινότερο αστέρι (το μπλε ακριβώς από πάνω) γνωστό ως Βήτα Κενταύρου.
Ο Beta Centauri δεν είναι στην πραγματικότητα ο γείτονας του Alpha Centauri. Αν και το κίτρινο αστέρι απέχει μόλις 4,4 έτη φωτός από τη Γη, ο Βήτα Κενταύρου βρίσκεται 530 έτη φωτός από τη Γη, ή περισσότερες από 100 φορές πιο πέρα!
Γιατί τότε το Beta Centauri λάμπει σχεδόν τόσο έντονα όσο το Alpha Centauri;Ναι, γιατί πρόκειται για διαφορετικό τύπο σταρ! Τι είδους αστέρια υπάρχουν αν κοιτάξουμε με βάση το χρώμα. Το κίτρινο Άλφα Κενταύρου είναι «τύπου G», όπως ακριβώς ο Ήλιος μας. Και ο Βήτα Κένταυρος είναι ένα από τα μπλε αστέρια, και ανήκει στα αστέρια του «τύπου Β».
Κάθε αστέρι έχει 5 κύριες παραμέτρους:1. Φωτεινότητα, 2. Χρώμα, 3. Θερμοκρασία, 4. Μέγεθος, 5. βάρος. Αυτά τα χαρακτηριστικά εξαρτώνται σημαντικά το ένα από το άλλο. Το χρώμα εξαρτάται από τη θερμοκρασία του αστεριού, η ένταση εξαρτάται από τη θερμοκρασία και το μέγεθος.
Χρώμα και θερμοκρασία αστεριών
Παρά τις αποχρώσεις τους, τα αστέρια έχουν τρία βασικά χρώματα: κόκκινο, κίτρινο και μπλε. Ο Ήλιος μας είναι ένα από τα κίτρινα αστέρια. Το χρώμα εξαρτάται από τη θερμοκρασία του. Η θερμοκρασία των κίτρινων αστεριών στην επιφάνεια φτάνει τους 6000° C. Τα κόκκινα αστέρια είναι πιο δροσερά· η θερμοκρασία της επιφάνειάς τους είναι από 2000° C έως 3000° C. Και τα μπλε αστέρια θεωρούνται τα πιο καυτά, από 10.000° C έως 100.000° C.
Οποιοδήποτε αστέρι - κίτρινο, μπλε ή κόκκινο - είναι μια καυτή μπάλα αερίου. Η σύγχρονη ταξινόμηση των φωτιστικών βασίζεται σε διάφορες παραμέτρους. Αυτά περιλαμβάνουν θερμοκρασία επιφάνειας, μέγεθος και φωτεινότητα. Το χρώμα ενός αστεριού που είναι ορατό σε μια καθαρή νύχτα εξαρτάται κυρίως από την πρώτη παράμετρο. Τα πιο καυτά φωτιστικά είναι μπλε ή ακόμα και μπλε, τα πιο κρύα είναι κόκκινα. Τα κίτρινα αστέρια, παραδείγματα των οποίων αναφέρονται παρακάτω, καταλαμβάνουν μια μέση θέση στην κλίμακα θερμοκρασίας. Αυτά τα φώτα περιλαμβάνουν τον Ήλιο.
Διαφορές
Σώματα που θερμαίνονται σε διαφορετικές θερμοκρασίες εκπέμπουν φως διαφορετικού μήκους κύματος. Το χρώμα που καθορίζεται από το ανθρώπινο μάτι εξαρτάται από αυτή την παράμετρο. Όσο μικρότερο είναι το μήκος κύματος, τόσο πιο ζεστό είναι το σώμα και τόσο πιο κοντά είναι το χρώμα του στο λευκό και το μπλε. Αυτό ισχύει και για τα αστέρια.
Τα κόκκινα φωτιστικά είναι τα πιο κρύα. Η θερμοκρασία της επιφάνειάς τους φτάνει μόνο τους 3 χιλιάδες βαθμούς. Το αστέρι είναι κίτρινο, όπως ο Ήλιος μας, ήδη πιο καυτό. Η φωτόσφαιρά του θερμαίνεται έως και 6000º. Τα λευκά φωτιστικά είναι ακόμα πιο ζεστά - από 10 έως 20 χιλιάδες βαθμούς. Και τέλος, τα μπλε αστέρια είναι τα πιο καυτά. Η θερμοκρασία της επιφάνειάς τους φτάνει από 30 έως 100 χιλιάδες βαθμούς.
Γενικά χαρακτηριστικά
Χαρακτηριστικά ενός κίτρινου νάνου
Τα μικρά φωτιστικά χαρακτηρίζονται από ένα εντυπωσιακό προσδόκιμο ζωής. αυτή η παράμετρος είναι 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Ο Ήλιος είναι τώρα περίπου στα μισά του κύκλου ζωής του, που σημαίνει ότι του απομένουν περίπου 5 δισεκατομμύρια χρόνια πριν φύγει από την Κύρια Ακολουθία και γίνει κόκκινος γίγαντας.
Το αστέρι, κίτρινο και ταξινομημένο ως νάνος, έχει διαστάσεις παρόμοιες με αυτές του ήλιου. Η πηγή ενέργειας για τέτοια φωτιστικά είναι η σύνθεση ηλίου από υδρογόνο. Περνούν στο επόμενο στάδιο της εξέλιξης αφού τελειώσει το υδρογόνο στον πυρήνα και αρχίσει η καύση ηλίου.
Εκτός από τον Ήλιο, οι κίτρινοι νάνοι περιλαμβάνουν το Α, το Alpha Northern Corona, το Mu Bootes, το Tau Ceti και άλλα φωτιστικά σώματα.
Κίτρινα υπογίγαντες
Αστέρια παρόμοια με τον Ήλιο αρχίζουν να αλλάζουν αφού τελειώσουν το καύσιμο υδρογόνου. Όταν το ήλιο στον πυρήνα αναφλέγεται, το αστέρι θα διαστέλλεται και θα μετατραπεί σε Ωστόσο, αυτό το στάδιο δεν συμβαίνει αμέσως. Τα εξωτερικά στρώματα αρχίζουν να καίγονται πρώτα. Το αστέρι έχει ήδη εγκαταλείψει την Κύρια Ακολουθία, αλλά δεν έχει επεκταθεί ακόμα - βρίσκεται στο στάδιο του υπογίγαντα. Η μάζα ενός τέτοιου αστεριού συνήθως κυμαίνεται από 1 έως 5
Ακόμη και μεγαλύτερα αστέρια μπορούν να περάσουν από το στάδιο του κίτρινου υπογίγαντα. Ωστόσο, για αυτούς αυτό το στάδιο είναι λιγότερο έντονο. Ο πιο διάσημος υπογίγαντας σήμερα είναι το Procyon (Alpha Canis Minor).
Μια αληθινή σπανιότητα
Τα κίτρινα αστέρια, τα ονόματα των οποίων δόθηκαν παραπάνω, ανήκουν σε αρκετά συνηθισμένους τύπους στο Σύμπαν. Τα πράγματα είναι διαφορετικά με τους υπεργίγαντες. Αυτοί είναι πραγματικοί γίγαντες, που θεωρούνται οι βαρύτεροι, λαμπρότεροι και μεγαλύτεροι και ταυτόχρονα έχουν το μικρότερο προσδόκιμο ζωής. Οι περισσότεροι γνωστοί υπεργίγαντες είναι φωτεινά μπλε μεταβλητές, αλλά υπάρχουν λευκά, κίτρινα, ακόμη και κόκκινα αστέρια μεταξύ τους.
Τέτοια σπάνια κοσμικά σώματα περιλαμβάνουν, για παράδειγμα, το Rho Cassiopeia. Αυτός είναι ένας κίτρινος υπεργίγαντας, με φωτεινότητα 550 χιλιάδες φορές μεγαλύτερη από τον Ήλιο. Απέχει από τον πλανήτη μας 12.000. Σε μια καθαρή νύχτα φαίνεται με γυμνό μάτι (ορατή φωτεινότητα - 4,52μ).
Υπεργίγαντες
Οι υπεργίγαντες είναι μια ειδική περίπτωση υπεργίγαντων. Το τελευταίο περιλαμβάνει επίσης κίτρινα αστέρια. Σύμφωνα με τους αστρονόμους, αποτελούν ένα μεταβατικό στάδιο στην εξέλιξη των φωτιστικών από μπλε σε κόκκινους υπεργίγαντες. Ωστόσο, στο στάδιο του κίτρινου υπεργίγαντα, ένα αστέρι μπορεί να υπάρχει για αρκετό καιρό. Κατά κανόνα, σε αυτό το στάδιο της εξέλιξης τα αστέρια δεν πεθαίνουν. Κατά τη διάρκεια ολόκληρης της μελέτης του διαστήματος, έχουν καταγραφεί μόνο δύο σουπερνόβα που δημιουργήθηκαν από κίτρινους υπεργίγαντες.
Τέτοια φωτιστικά περιλαμβάνουν Canopus (Alpha Carinae), Rastaban (Beta Draconis), Beta Aquarii και μερικά άλλα αντικείμενα.
Όπως μπορείτε να δείτε, κάθε αστέρι, κίτρινο όπως ο Ήλιος, έχει συγκεκριμένα χαρακτηριστικά. Ωστόσο, όλα έχουν κάτι κοινό - το χρώμα, το οποίο είναι αποτέλεσμα της θέρμανσης της φωτόσφαιρας σε ορισμένες θερμοκρασίες. Εκτός από αυτά που αναφέρθηκαν, παρόμοια φώτα περιλαμβάνουν το Epsilon Scuti και το Beta Corri (φωτεινοί γίγαντες), το Delta Southern Triangulum and Beta Giraffe (υπεργίγαντες), το Capella και το Vindemiatrix (γίγαντες) και πολλά άλλα κοσμικά σώματα. Πρέπει να σημειωθεί ότι το χρώμα που υποδεικνύεται στην ταξινόμηση ενός αντικειμένου δεν συμπίπτει πάντα με το ορατό. Αυτό συμβαίνει επειδή η πραγματική απόχρωση του φωτός παραμορφώνεται από το αέριο και τη σκόνη, καθώς και μετά τη διέλευση από την ατμόσφαιρα. Για τον προσδιορισμό του χρώματος, οι αστροφυσικοί χρησιμοποιούν μια συσκευή φασματογράφου: παρέχει πολύ πιο ακριβείς πληροφορίες από το ανθρώπινο μάτι. Χάρη σε αυτόν οι επιστήμονες μπορούν να διακρίνουν μπλε, κίτρινα και κόκκινα αστέρια που βρίσκονται σε τεράστιες αποστάσεις μακριά από εμάς.
Τα αστέρια μπορεί να είναι πολύ διαφορετικά: μικρά και μεγάλα, φωτεινά και όχι πολύ φωτεινά, γέροι και νέοι, ζεστά και «κρύα», άσπρο, μπλε, κίτρινο, κόκκινο κ.λπ.
Το διάγραμμα Hertzsprung–Russell σας επιτρέπει να κατανοήσετε την ταξινόμηση των αστεριών.
Δείχνει τη σχέση μεταξύ του απόλυτου μεγέθους, της φωτεινότητας, του φασματικού τύπου και της επιφανειακής θερμοκρασίας του άστρου. Τα αστέρια σε αυτό το διάγραμμα δεν βρίσκονται τυχαία, αλλά σχηματίζουν σαφώς ορατές περιοχές.
Τα περισσότερα από τα αστέρια είναι στο λεγόμενο κύρια ακολουθία. Η ύπαρξη της κύριας ακολουθίας οφείλεται στο γεγονός ότι το στάδιο καύσης του υδρογόνου αντιπροσωπεύει το ~90% του εξελικτικού χρόνου των περισσότερων αστεριών: η καύση υδρογόνου στις κεντρικές περιοχές του άστρου οδηγεί στο σχηματισμό ενός ισόθερμου πυρήνα ηλίου. η μετάβαση στο στάδιο του κόκκινου γίγαντα και η αποχώρηση του αστεριού από την κύρια ακολουθία. Η σχετικά σύντομη εξέλιξη των ερυθρών γιγάντων οδηγεί, ανάλογα με τη μάζα τους, στο σχηματισμό λευκών νάνων, άστρων νετρονίων ή μαύρων τρυπών.
Όντας σε διάφορα στάδια της εξελικτικής ανάπτυξής τους, τα αστέρια χωρίζονται σε κανονικά αστέρια, αστέρια νάνους και γιγάντια αστέρια.
Τα κανονικά αστέρια είναι αστέρια της κύριας ακολουθίας. Αυτά περιλαμβάνουν τον Ήλιο μας. Μερικές φορές τα κανονικά αστέρια όπως ο Ήλιος ονομάζονται κίτρινοι νάνοι.
Κίτρινος νάνος
Ο κίτρινος νάνος είναι ένας τύπος άστρου μικρής κύριας ακολουθίας με μάζα μεταξύ 0,8 και 1,2 ηλιακών μαζών και θερμοκρασία επιφάνειας 5000–6000 Κ.
Η διάρκεια ζωής ενός κίτρινου νάνου είναι κατά μέσο όρο 10 δισεκατομμύρια χρόνια.
Αφού καεί ολόκληρη η παροχή υδρογόνου, το αστέρι αυξάνεται σε μέγεθος πολλές φορές και μετατρέπεται σε κόκκινο γίγαντα. Ένα παράδειγμα αυτού του τύπου αστεριών είναι το Aldebaran.
Ο κόκκινος γίγαντας εκτοξεύει τα εξωτερικά στρώματα αερίου του για να σχηματίσει πλανητικά νεφελώματα, ενώ ο πυρήνας καταρρέει σε έναν μικρό, πυκνό λευκό νάνο.
Ένας κόκκινος γίγαντας είναι ένα μεγάλο αστέρι με κοκκινωπό ή πορτοκαλί χρώμα. Ο σχηματισμός τέτοιων αστεριών είναι δυνατός τόσο στο στάδιο του σχηματισμού των άστρων όσο και σε μεταγενέστερα στάδια της ύπαρξής τους.
Σε πρώιμο στάδιο, το αστέρι ακτινοβολεί λόγω της βαρυτικής ενέργειας που απελευθερώνεται κατά τη συμπίεση, μέχρι να σταματήσει η συμπίεση από τη θερμοπυρηνική αντίδραση που έχει ξεκινήσει.
Στα τελευταία στάδια της εξέλιξης των άστρων, μετά την καύση του υδρογόνου στους πυρήνες τους, τα αστέρια εγκαταλείπουν την κύρια ακολουθία και μετακινούνται στην περιοχή των ερυθρών γιγάντων και των υπεργιγάντων του διαγράμματος Hertzsprung-Russell: αυτό το στάδιο διαρκεί περίπου το 10% του ο χρόνος της «ενεργού» ζωής των άστρων, δηλαδή τα στάδια της εξέλιξής τους, κατά τα οποία συμβαίνουν αντιδράσεις πυρηνοσύνθεσης στο εσωτερικό του αστεριού.
Το γιγάντιο αστέρι έχει σχετικά χαμηλή θερμοκρασία επιφάνειας, περίπου 5000 βαθμούς. Μια τεράστια ακτίνα, που φτάνει τα 800 ηλιακά και λόγω τόσο μεγάλων μεγεθών, τεράστια φωτεινότητα. Η μέγιστη ακτινοβολία εμφανίζεται στις κόκκινες και υπέρυθρες περιοχές του φάσματος, γι' αυτό και ονομάζονται κόκκινοι γίγαντες.
Ο μεγαλύτερος από τους γίγαντες μετατρέπεται σε κόκκινους υπεργίγαντες. Ένα αστέρι που ονομάζεται Betelgeuse στον αστερισμό του Ωρίωνα είναι το πιο εντυπωσιακό παράδειγμα κόκκινου υπεργίγαντα.
Οι νάνοι αστέρες είναι το αντίθετο των γιγάντων και μπορεί να είναι επόμενοι.
Ένας λευκός νάνος είναι αυτό που απομένει από ένα συνηθισμένο αστέρι με μάζα μικρότερη από 1,4 ηλιακές μάζες αφού περάσει από το στάδιο του κόκκινου γίγαντα.
Λόγω της έλλειψης υδρογόνου, δεν συμβαίνουν θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στον πυρήνα τέτοιων αστεριών.
Οι λευκοί νάνοι είναι πολύ πυκνοί. Δεν είναι μεγαλύτερα σε μέγεθος από τη Γη, αλλά η μάζα τους μπορεί να συγκριθεί με τη μάζα του Ήλιου.
Πρόκειται για απίστευτα καυτά αστέρια, οι θερμοκρασίες τους φτάνουν τους 100.000 βαθμούς ή περισσότερο. Λάμπουν χρησιμοποιώντας την ενέργεια που τους απομένει, αλλά με την πάροδο του χρόνου εξαντλείται και ο πυρήνας ψύχεται, μετατρέποντας σε μαύρο νάνο.
Οι κόκκινοι νάνοι είναι τα πιο κοινά αστρικού τύπου αντικείμενα στο Σύμπαν. Οι εκτιμήσεις για τον αριθμό τους ποικίλλουν από 70 έως 90% του αριθμού όλων των αστέρων στον γαλαξία. Είναι αρκετά διαφορετικοί από τους άλλους σταρ.
Η μάζα των ερυθρών νάνων δεν υπερβαίνει το ένα τρίτο της ηλιακής μάζας (το κατώτερο όριο μάζας είναι 0,08 ηλιακό, ακολουθούμενο από καφέ νάνους), η θερμοκρασία της επιφάνειας φτάνει τους 3500 Κ. Οι κόκκινοι νάνοι έχουν φασματική τάξη M ή όψιμους αστέρες Κ. αυτού του τύπου εκπέμπουν πολύ λίγο φως, μερικές φορές 10.000 φορές μικρότερο από τον Ήλιο.
Δεδομένης της χαμηλής ακτινοβολίας τους, κανένας από τους κόκκινους νάνους δεν είναι ορατός από τη Γη με γυμνό μάτι. Ακόμη και ο πιο κοντινός κόκκινος νάνος στον Ήλιο, ο Proxima Centauri (το πλησιέστερο αστέρι του τριπλού συστήματος στον Ήλιο) και ο πλησιέστερος απλός κόκκινος νάνος, το αστέρι του Barnard, έχουν φαινομενικά μεγέθη 11,09 και 9,53, αντίστοιχα. Σε αυτή την περίπτωση, ένα αστέρι με μέγεθος έως και 7,72 μπορεί να παρατηρηθεί με γυμνό μάτι.
Λόγω του χαμηλού ρυθμού καύσης του υδρογόνου, οι κόκκινοι νάνοι έχουν πολύ μεγάλη διάρκεια ζωής, που κυμαίνεται από δεκάδες δισεκατομμύρια έως δεκάδες τρισεκατομμύρια χρόνια (ένας κόκκινος νάνος με μάζα 0,1 ηλιακών μαζών θα καίει για 10 τρισεκατομμύρια χρόνια).
Στους κόκκινους νάνους, οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις που περιλαμβάνουν ήλιο είναι αδύνατες, επομένως δεν μπορούν να μετατραπούν σε κόκκινους γίγαντες. Με την πάροδο του χρόνου, σταδιακά συρρικνώνονται και θερμαίνονται όλο και περισσότερο έως ότου εξαντλήσουν ολόκληρη την παροχή καυσίμου υδρογόνου.
Σταδιακά, σύμφωνα με τις θεωρητικές έννοιες, μετατρέπονται σε μπλε νάνους - μια υποθετική κατηγορία αστεριών, ενώ κανένας από τους κόκκινους νάνους δεν έχει καταφέρει ακόμη να μετατραπεί σε μπλε νάνο και στη συνέχεια σε λευκούς νάνους με πυρήνα ηλίου.
Καφέ νάνος - υποαστρικά αντικείμενα (με μάζες που κυμαίνονται από περίπου 0,01 έως 0,08 ηλιακές μάζες, ή, αντίστοιχα, από 12,57 έως 80,35 μάζες Δία και διάμετρος περίπου ίση με τη διάμετρο του Δία), στα βάθη των οποίων, σε αντίθεση με την κύρια ακολουθία αστέρια, δεν υπάρχει αντίδραση θερμοπυρηνικής σύντηξης με τη μετατροπή του υδρογόνου σε ήλιο.
Η ελάχιστη θερμοκρασία των αστεριών της κύριας ακολουθίας είναι περίπου 4000 Κ, η θερμοκρασία των καφέ νάνων κυμαίνεται από 300 έως 3000 Κ. Οι καφέ νάνοι ψύχονται συνεχώς καθ 'όλη τη διάρκεια της ζωής τους, και όσο μεγαλύτερος είναι ο νάνος, τόσο πιο αργά ψύχεται.
Υποκαφέ νάνοι
Οι υποκαφέ νάνοι, ή οι καφέ υπονάνοι, είναι ψυχροί σχηματισμοί που πέφτουν κάτω από το όριο μάζας του καφέ νάνου. Η μάζα τους είναι μικρότερη από περίπου το ένα εκατοστό της μάζας του Ήλιου ή, κατά συνέπεια, 12,57 της μάζας του Δία, το κατώτερο όριο δεν έχει οριστεί. Γενικά θεωρούνται πλανήτες, αν και η επιστημονική κοινότητα δεν έχει ακόμη καταλήξει σε οριστικό συμπέρασμα για το τι θεωρείται πλανήτης και τι είναι υποκαφέ νάνος.
Μαύρος νάνος
Οι μαύροι νάνοι είναι λευκοί νάνοι που έχουν κρυώσει και, ως αποτέλεσμα, δεν εκπέμπουν στο ορατό εύρος. Αντιπροσωπεύει το τελικό στάδιο της εξέλιξης των λευκών νάνων. Οι μάζες των μαύρων νάνων, όπως και οι μάζες των λευκών νάνων, περιορίζονται πάνω από 1,4 ηλιακές μάζες.
Ένα δυαδικό αστέρι είναι δύο βαρυτικά δεσμευμένα αστέρια που περιφέρονται γύρω από ένα κοινό κέντρο μάζας.
Μερικές φορές υπάρχουν συστήματα τριών ή περισσότερων αστέρων, σε αυτή τη γενική περίπτωση το σύστημα ονομάζεται πολλαπλό αστέρι.
Σε περιπτώσεις όπου ένα τέτοιο αστρικό σύστημα δεν βρίσκεται πολύ μακριά από τη Γη, τα μεμονωμένα αστέρια μπορούν να διακριθούν μέσω ενός τηλεσκοπίου. Εάν η απόσταση είναι σημαντική, τότε οι αστρονόμοι μπορούν να καταλάβουν ότι ένα διπλό αστέρι είναι ορατό μόνο με έμμεσα σημάδια - διακυμάνσεις στη φωτεινότητα που προκαλούνται από περιοδικές εκλείψεις ενός αστεριού από ένα άλλο και ορισμένων άλλων.
Νέο αστέρι
Αστέρια των οποίων η φωτεινότητα αυξάνεται ξαφνικά 10.000 φορές. Το nova είναι ένα δυαδικό σύστημα που αποτελείται από έναν λευκό νάνο και ένα συνοδό αστέρι που βρίσκεται στην κύρια ακολουθία. Σε τέτοια συστήματα, το αέριο από το αστέρι ρέει σταδιακά στον λευκό νάνο και περιοδικά εκρήγνυται εκεί, προκαλώντας μια έκρηξη φωτεινότητας.
Supernova
Ένα σουπερνόβα είναι ένα αστέρι που τελειώνει την εξέλιξή του σε μια καταστροφική εκρηκτική διαδικασία. Η έκρηξη σε αυτή την περίπτωση μπορεί να είναι αρκετές τάξεις μεγέθους μεγαλύτερη από ό,τι στην περίπτωση ενός nova. Μια τέτοια ισχυρή έκρηξη είναι συνέπεια των διεργασιών που συμβαίνουν στο αστέρι στο τελευταίο στάδιο της εξέλιξης.
Αστέρας νετρονίων
Τα αστέρια νετρονίων (NS) είναι αστρικοί σχηματισμοί με μάζες της τάξης του 1,5 ηλιακού και μεγέθη αισθητά μικρότερα από τους λευκούς νάνους· η τυπική ακτίνα ενός αστέρα νετρονίων είναι πιθανώς της τάξης των 10-20 χιλιομέτρων.
Αποτελούνται κυρίως από ουδέτερα υποατομικά σωματίδια - νετρόνια, σφιχτά συμπιεσμένα από βαρυτικές δυνάμεις. Η πυκνότητα τέτοιων αστεριών είναι εξαιρετικά υψηλή, είναι συγκρίσιμη και, σύμφωνα με ορισμένες εκτιμήσεις, μπορεί να είναι αρκετές φορές υψηλότερη από τη μέση πυκνότητα του ατομικού πυρήνα. Ένα κυβικό εκατοστό ουσίας NS θα ζυγίζει εκατοντάδες εκατομμύρια τόνους. Η βαρύτητα στην επιφάνεια ενός αστέρα νετρονίων είναι περίπου 100 δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από ό,τι στη Γη.
Στον Γαλαξία μας, σύμφωνα με τους επιστήμονες, μπορεί να υπάρχουν από 100 εκατομμύρια έως 1 δισεκατομμύριο αστέρια νετρονίων, δηλαδή κάπου ένα ανά χίλια συνηθισμένα αστέρια.
Πάλσαρ
Τα πάλσαρ είναι κοσμικές πηγές ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας που έρχονται στη Γη με τη μορφή περιοδικών εκρήξεων (παλμών).
Σύμφωνα με το κυρίαρχο αστροφυσικό μοντέλο, τα πάλσαρ είναι περιστρεφόμενα αστέρια νετρονίων με μαγνητικό πεδίο που είναι κεκλιμένο προς τον άξονα περιστροφής. Όταν η Γη πέφτει στον κώνο που σχηματίζεται από αυτή την ακτινοβολία, είναι δυνατό να ανιχνευθεί ένας παλμός ακτινοβολίας που επαναλαμβάνεται σε διαστήματα ίσα με την περίοδο περιστροφής του αστεριού. Μερικά αστέρια νετρονίων περιστρέφονται έως και 600 φορές το δευτερόλεπτο.
Κηφείδες
Οι Κηφείδες είναι μια κατηγορία παλλόμενων μεταβλητών αστεριών με μια αρκετά ακριβή σχέση περιόδου-φωτεινότητας, που πήρε το όνομά του από το αστέρι Δέλτα των Κηφεϊών. Ένας από τους πιο γνωστούς Κηφείδες είναι ο Polaris.
Η δεδομένη λίστα των κύριων τύπων (τύπων) αστεριών με τα σύντομα χαρακτηριστικά τους, φυσικά, δεν εξαντλεί όλη την πιθανή ποικιλία των αστεριών στο Σύμπαν.
Όλοι γνωρίζουν πώς μοιάζουν τα αστέρια στον ουρανό. Μικρά, λαμπερά φώτα. Στην αρχαιότητα, οι άνθρωποι δεν μπορούσαν να βρουν μια εξήγηση για αυτό το φαινόμενο. Τα αστέρια θεωρούνταν τα μάτια των θεών, οι ψυχές των νεκρών προγόνων, φύλακες και προστάτες, προστατεύοντας την ειρήνη του ανθρώπου στο σκοτάδι της νύχτας. Τότε κανείς δεν μπορούσε να σκεφτεί ότι και ο Ήλιος ήταν αστέρι.
Τι είναι ένα αστέρι
Πέρασαν πολλοί αιώνες πριν οι άνθρωποι καταλάβουν τι ήταν τα αστέρια. Τύποι αστεριών, τα χαρακτηριστικά τους, ιδέες για τις χημικές και φυσικές διεργασίες που συμβαίνουν εκεί - αυτός είναι ένας νέος τομέας γνώσης. Οι αρχαίοι αστρονόμοι δεν μπορούσαν καν να φανταστούν ότι ένα τέτοιο φωτιστικό δεν ήταν στην πραγματικότητα ένα μικροσκοπικό φως, αλλά μια ασύλληπτου μεγέθους μπάλα θερμού αερίου στην οποία λαμβάνουν χώρα αντιδράσεις
θερμοπυρηνική σύντηξη. Υπάρχει ένα περίεργο παράδοξο στο γεγονός ότι το αμυδρό φως των αστεριών είναι η εκθαμβωτική λάμψη μιας πυρηνικής αντίδρασης και η ζεστή ζεστασιά του ήλιου είναι η τερατώδης θερμότητα εκατομμυρίων Kelvin.
Όλα τα αστέρια που φαίνονται στον ουρανό με γυμνό μάτι βρίσκονται στον γαλαξία του Γαλαξία. Ο ήλιος είναι επίσης μέρος αυτού και βρίσκεται στις παρυφές του. Είναι αδύνατο να φανταστεί κανείς πώς θα ήταν ο νυχτερινός ουρανός αν ο Ήλιος βρισκόταν στο κέντρο του Γαλαξία. Άλλωστε, ο αριθμός των αστεριών σε αυτόν τον γαλαξία είναι πάνω από 200 δισεκατομμύρια.
Λίγα λόγια για την ιστορία της αστρονομίας
Οι αρχαίοι αστρονόμοι μπορούσαν επίσης να πουν ασυνήθιστα και ενδιαφέροντα πράγματα για τα αστέρια στον ουρανό. Οι Σουμέριοι είχαν ήδη αναγνωρίσει μεμονωμένους αστερισμούς και τον ζωδιακό κύκλο και ήταν οι πρώτοι που υπολόγισαν τη διαίρεση μιας πλήρους γωνίας με το 360 0 . Δημιούργησαν επίσης το σεληνιακό ημερολόγιο και μπόρεσαν να το συγχρονίσουν με το ηλιακό. Οι Αιγύπτιοι πίστευαν ότι η Γη βρισκόταν στο διάστημα, αλλά γνώριζαν επίσης ότι ο Ερμής και η Αφροδίτη περιστρέφονταν γύρω από τον Ήλιο.
Στην Κίνα, η αστρονομία ως επιστήμη μελετήθηκε ήδη στα τέλη της 3ης χιλιετίας π.Χ. ε., και
Τα πρώτα παρατηρητήρια εμφανίστηκαν τον 12ο αιώνα. προ ΧΡΙΣΤΟΥ μι. Μελέτησαν τις σεληνιακές και ηλιακές εκλείψεις, έχοντας τη δυνατότητα να κατανοήσουν την αιτία τους και ακόμη και να υπολογίσουν τις ημερομηνίες πρόβλεψης, παρατηρώντας βροχές μετεωριτών και τις τροχιές των κομητών.
Οι αρχαίοι Ίνκας γνώριζαν τις διαφορές μεταξύ των αστεριών και των πλανητών. Υπάρχουν έμμεσες ενδείξεις ότι γνώριζαν τους Γαλιλαίους και το οπτικό θάμπωμα των περιγραμμάτων του δίσκου της Αφροδίτης, λόγω της παρουσίας ατμόσφαιρας στον πλανήτη.
Οι αρχαίοι Έλληνες ήταν σε θέση να αποδείξουν τη σφαιρικότητα της Γης και να υποθέσουν ότι το σύστημα ήταν ηλιοκεντρικό. Προσπάθησαν να υπολογίσουν τη διάμετρο του Ήλιου, αν και λανθασμένα. Αλλά οι Έλληνες ήταν οι πρώτοι που πρότειναν κατ' αρχήν ότι ο Ήλιος είναι μεγαλύτερος από τη Γη· πριν από αυτό, όλοι, βασιζόμενοι σε οπτικές παρατηρήσεις, πίστευαν διαφορετικά. Ο Έλληνας Ίππαρχος ήταν ο πρώτος που δημιούργησε έναν κατάλογο φωτιστικών και εντόπισε διαφορετικούς τύπους άστρων. Η ταξινόμηση των αστεριών σε αυτή την επιστημονική εργασία βασίστηκε στην ένταση της λάμψης. Ο Ίππαρχος προσδιόρισε 6 κατηγορίες φωτεινότητας· συνολικά υπήρχαν 850 φωτιστικά στον κατάλογο.
Τι έδιναν προσοχή οι αρχαίοι αστρονόμοι;
Η αρχική ταξινόμηση των αστεριών βασίστηκε στη φωτεινότητά τους. Άλλωστε, αυτό το κριτήριο είναι το μόνο που διαθέτει ένας αστρονόμος οπλισμένος μόνο με τηλεσκόπιο. Τα φωτεινότερα αστέρια ή αυτά με μοναδικές ορατές ιδιότητες έλαβαν ακόμη και τα δικά τους ονόματα, και κάθε έθνος έχει τα δικά του. Άρα, Deneb, Rigel και Algol είναι αραβικά ονόματα, Sirius είναι λατινικά και Antares είναι ελληνικά. Το πολικό αστέρι σε κάθε έθνος έχει το δικό του όνομα. Αυτό είναι ίσως ένα από τα πιο σημαντικά αστέρια με την «πρακτική έννοια». Οι συντεταγμένες του στον νυχτερινό ουρανό παραμένουν αμετάβλητες, παρά την περιστροφή της γης. Εάν τα άλλα αστέρια κινούνται στον ουρανό, πηγαίνοντας από την ανατολή έως τη δύση του ηλίου, τότε ο Βόρειος Αστέρας δεν αλλάζει τη θέση του. Ως εκ τούτου, ήταν αυτό που οι ναυτικοί και οι ταξιδιώτες χρησιμοποιούσαν ως αξιόπιστο οδηγό. Παρεμπιπτόντως, σε αντίθεση με τη δημοφιλή πεποίθηση, αυτό δεν είναι το λαμπρότερο αστέρι στον ουρανό. Το πολικό αστέρι δεν ξεχωρίζει σε καμία περίπτωση εξωτερικά - ούτε σε μέγεθος ούτε στην ένταση της λάμψης του. Μπορείτε να το βρείτε μόνο αν ξέρετε πού να ψάξετε. Βρίσκεται στο άκρο της «λαβής του κάδου» του Ursa Minor.
Σε τι βασίζεται η ταξινόμηση των αστεριών;
Οι σύγχρονοι αστρονόμοι, απαντώντας στην ερώτηση σχετικά με το τι είδη αστεριών υπάρχουν, είναι απίθανο να αναφέρουν τη φωτεινότητα της λάμψης ή την τοποθεσία στον νυχτερινό ουρανό. Ίσως ως ιστορική εκδρομή ή σε μια διάλεξη που προορίζεται για ένα κοινό εντελώς μακριά από την αστρονομία.
Η σύγχρονη ταξινόμηση των αστεριών βασίζεται στη φασματική τους ανάλυση. Σε αυτή την περίπτωση, συνήθως υποδεικνύονται επίσης η μάζα, η φωτεινότητα και η ακτίνα του ουράνιου σώματος. Όλοι αυτοί οι δείκτες δίνονται σε σχέση με τον Ήλιο, δηλαδή είναι τα χαρακτηριστικά του που λαμβάνονται ως μονάδες μέτρησης.
Η ταξινόμηση των άστρων βασίζεται σε ένα τέτοιο κριτήριο όπως το απόλυτο μέγεθος. Αυτός είναι ο φαινομενικός βαθμός φωτεινότητας χωρίς ατμόσφαιρα, που βρίσκεται συμβατικά σε απόσταση 10 parsecs από το σημείο παρατήρησης.
Επιπλέον, λαμβάνονται υπόψη οι διακυμάνσεις της φωτεινότητας και το μέγεθος του αστεριού. Οι τύποι των αστεριών προσδιορίζονται επί του παρόντος από τη φασματική τάξη τους και, πιο αναλυτικά, από την υποκατηγορία τους. Οι αστρονόμοι Russell και Hertzsprung ανέλυσαν ανεξάρτητα τη σχέση μεταξύ φωτεινότητας, επιφάνειας απόλυτης θερμοκρασίας και φασματικής κατηγορίας φωτιστικών. Σχεδίασαν ένα διάγραμμα με τους αντίστοιχους άξονες συντεταγμένων και διαπίστωσαν ότι το αποτέλεσμα δεν ήταν καθόλου χαοτικό. Τα φωτιστικά του χάρτη βρίσκονταν σε σαφώς διακριτές ομάδες. Το διάγραμμα επιτρέπει, γνωρίζοντας τη φασματική τάξη ενός άστρου, να προσδιορίσουμε το απόλυτο μέγεθός του με τουλάχιστον κατά προσέγγιση ακρίβεια.
Πώς γεννιούνται τα αστέρια
Αυτό το διάγραμμα χρησίμευσε ως σαφής απόδειξη υπέρ της σύγχρονης θεωρίας της εξέλιξης αυτών των ουράνιων σωμάτων. Το γράφημα δείχνει ξεκάθαρα ότι η πιο πολυάριθμη τάξη είναι εκείνες που ανήκουν στα λεγόμενα αστέρια της κύριας ακολουθίας. Οι τύποι αστεριών που ανήκουν σε αυτό το τμήμα βρίσκονται στο πιο κοινό σημείο ανάπτυξης στο Σύμπαν αυτή τη στιγμή. Αυτό είναι το στάδιο της ανάπτυξης ενός αστεριού στο οποίο η ενέργεια που δαπανάται για την ακτινοβολία αντισταθμίζεται από αυτή που λαμβάνεται κατά τη διάρκεια της θερμοπυρηνικής αντίδρασης. Η διάρκεια παραμονής σε αυτό το στάδιο ανάπτυξης καθορίζεται από τη μάζα του ουράνιου σώματος και το ποσοστό των στοιχείων βαρύτερων από το ήλιο.
Η επί του παρόντος γενικά αποδεκτή θεωρία της αστρικής εξέλιξης αναφέρει ότι στην αρχική
Στο στάδιο της ανάπτυξης, το αστέρι είναι ένα εκκενωμένο γιγάντιο νέφος αερίου. Υπό την επίδραση της δικής του βαρύτητας, συστέλλεται, μετατρέποντας σταδιακά σε μπάλα. Όσο ισχυρότερη είναι η συμπίεση, τόσο πιο έντονη η βαρυτική ενέργεια μετατρέπεται σε θερμική ενέργεια. Το αέριο θερμαίνεται και όταν η θερμοκρασία φτάσει τα 15-20 εκατομμύρια Κ, αρχίζει μια θερμοπυρηνική αντίδραση στο νεογέννητο αστέρι. Μετά από αυτό, η διαδικασία της βαρυτικής συμπίεσης σταματά.
Η κύρια περίοδος της ζωής ενός σταρ
Αρχικά, αντιδράσεις του κύκλου του υδρογόνου κυριαρχούν στα βάθη του νεαρού άστρου. Αυτή είναι η μεγαλύτερη περίοδος ζωής ενός σταρ. Οι τύποι των αστεριών σε αυτό το στάδιο ανάπτυξης αντιπροσωπεύονται στην πιο ογκώδη κύρια ακολουθία του διαγράμματος που περιγράφεται παραπάνω. Με την πάροδο του χρόνου, το υδρογόνο στον πυρήνα του άστρου εξαντλείται και μετατρέπεται σε ήλιο. Μετά από αυτό, η θερμοπυρηνική καύση είναι δυνατή μόνο στην περιφέρεια του πυρήνα. Το αστέρι γίνεται πιο φωτεινό, τα εξωτερικά του στρώματα διαστέλλονται σημαντικά και η θερμοκρασία του πέφτει. Το ουράνιο σώμα μετατρέπεται σε κόκκινο γίγαντα. Αυτή η περίοδος της ζωής ενός σταρ
πολύ πιο κοντό από το προηγούμενο. Η περαιτέρω μοίρα του έχει μελετηθεί ελάχιστα. Υπάρχουν διάφορες υποθέσεις, αλλά δεν έχει ληφθεί ακόμη αξιόπιστη επιβεβαίωση. Η πιο κοινή θεωρία είναι ότι όταν υπάρχει πάρα πολύ ήλιο, ο αστρικός πυρήνας, ανίκανος να αντέξει τη δική του μάζα, συστέλλεται. Η θερμοκρασία αυξάνεται μέχρι το ήλιο να εισέλθει σε θερμοπυρηνική αντίδραση. Οι τερατώδεις θερμοκρασίες οδηγούν σε μια άλλη διαστολή και το αστέρι μετατρέπεται σε κόκκινο γίγαντα. Η περαιτέρω μοίρα του αστεριού, σύμφωνα με τους επιστήμονες, εξαρτάται από τη μάζα του. Αλλά οι θεωρίες σχετικά με αυτό είναι απλώς το αποτέλεσμα προσομοιώσεων υπολογιστή, που δεν επιβεβαιώνονται από παρατηρήσεις.
Αστέρια δροσιάς
Πιθανώς, οι κόκκινοι γίγαντες χαμηλής μάζας θα συρρικνωθούν, θα μετατραπούν σε νάνους και θα κρυώσουν σταδιακά. Τα αστέρια μέσης μάζας μπορούν να μετατραπούν σε έναν πυρήνα, χωρίς εξωτερικά καλύμματα, ο οποίος θα συνεχίσει να υπάρχει στο κέντρο ενός τέτοιου σχηματισμού, σταδιακά να ψύχεται και να μετατρέπεται σε λευκό νάνο. Εάν το κεντρικό αστέρι εξέπεμπε σημαντική υπέρυθρη ακτινοβολία, δημιουργούνται συνθήκες για την ενεργοποίηση ενός κοσμικού μέιζερ στο διαστελλόμενο αέριο περίβλημα του πλανητικού νεφελώματος.
Τα τεράστια αστέρια, όταν συμπιέζονται, μπορούν να φτάσουν σε τέτοιο επίπεδο πίεσης ώστε τα ηλεκτρόνια να πιέζονται κυριολεκτικά σε ατομικούς πυρήνες, μετατρέποντας σε νετρόνια. Διότι μεταξύ
Αυτά τα σωματίδια δεν έχουν ηλεκτροστατικές δυνάμεις απώθησης· το αστέρι μπορεί να συρρικνωθεί σε μέγεθος αρκετών χιλιομέτρων. Επιπλέον, η πυκνότητά του θα ξεπεράσει την πυκνότητα του νερού κατά 100 εκατομμύρια φορές. Ένα τέτοιο αστέρι ονομάζεται αστέρι νετρονίων και είναι, στην πραγματικότητα, ένας τεράστιος ατομικός πυρήνας.
Τα υπερμεγέθη αστέρια συνεχίζουν να υπάρχουν, συνθέτοντας διαδοχικά στη διαδικασία των θερμοπυρηνικών αντιδράσεων από ήλιο - άνθρακα, στη συνέχεια οξυγόνο, από αυτό - πυρίτιο και, τέλος, σίδηρο. Σε αυτό το στάδιο της θερμοπυρηνικής αντίδρασης, εμφανίζεται μια έκρηξη σουπερνόβα. Οι σουπερνόβα, με τη σειρά τους, μπορούν να μετατραπούν σε αστέρια νετρονίων ή, εάν η μάζα τους είναι αρκετά μεγάλη, να συνεχίσουν να καταρρέουν σε ένα κρίσιμο όριο και να σχηματίσουν μαύρες τρύπες.
Διαστάσεις
Η ταξινόμηση των αστεριών κατά μέγεθος μπορεί να εφαρμοστεί με δύο τρόπους. Το φυσικό μέγεθος ενός αστεριού μπορεί να προσδιοριστεί από την ακτίνα του. Η μονάδα μέτρησης σε αυτή την περίπτωση είναι η ακτίνα του Ήλιου. Υπάρχουν νάνοι, μεσαίου μεγέθους αστέρια, γίγαντες και υπεργίγαντες. Παρεμπιπτόντως, ο ίδιος ο Ήλιος είναι απλώς ένας νάνος. Η ακτίνα των άστρων νετρονίων μπορεί να φτάσει μόνο μερικά χιλιόμετρα. Και ο υπεργίγαντας θα ταιριάζει απόλυτα στην τροχιά του πλανήτη Άρη. Το μέγεθος ενός αστεριού μπορεί επίσης να αναφέρεται στη μάζα του. Σχετίζεται στενά με τη διάμετρο του αστεριού. Όσο μεγαλύτερο είναι το αστέρι, τόσο μικρότερη είναι η πυκνότητά του και αντίστροφα, όσο μικρότερο είναι το αστέρι, τόσο μεγαλύτερη είναι η πυκνότητα. Αυτό το κριτήριο δεν διαφέρει τόσο πολύ. Υπάρχουν πολύ λίγα αστέρια που είναι 10 φορές μεγαλύτερα ή μικρότερα από τον Ήλιο. Τα περισσότερα από τα φωτιστικά εμπίπτουν στην περιοχή από 60 έως 0,03 ηλιακές μάζες. Η πυκνότητα του Ήλιου, που λαμβάνεται ως δείκτης εκκίνησης, είναι 1,43 g/cm 3 . Η πυκνότητα των λευκών νάνων φτάνει τα 10 12 g/cm 3, και η πυκνότητα των σπανίων υπεργιγάντων μπορεί να είναι εκατομμύρια φορές μικρότερη από τον Ήλιο.
Στην τυπική ταξινόμηση των αστεριών, το σχήμα κατανομής μάζας έχει ως εξής. Τα μικρά φωτιστικά περιλαμβάνουν φωτιστικά με μάζα από 0,08 έως 0,5 ηλιακά. Μέτρια - από 0,5 έως 8 ηλιακές μάζες, και μαζική - από 8 ή περισσότερες.
Ταξινόμηση των αστεριών . Από μπλε σε λευκό
Η ταξινόμηση των αστεριών ανά χρώμα δεν βασίζεται στην ορατή λάμψη του σώματος, αλλά στα φασματικά χαρακτηριστικά. Το φάσμα εκπομπής ενός αντικειμένου καθορίζεται από τη χημική σύνθεση του άστρου και η θερμοκρασία του εξαρτάται επίσης από αυτό.
Η πιο κοινή είναι η ταξινόμηση του Χάρβαρντ, που δημιουργήθηκε στις αρχές του 20ου αιώνα. Σύμφωνα με τα πρότυπα που ήταν αποδεκτά εκείνη την εποχή, η ταξινόμηση των αστεριών ανά χρώμα περιλαμβάνει τη διαίρεση σε 7 τύπους.
Έτσι, τα αστέρια με την υψηλότερη θερμοκρασία, από 30 έως 60 χιλιάδες Κ, ταξινομούνται ως φωτιστικά κατηγορίας Ο. Έχουν μπλε χρώμα, η μάζα τέτοιων ουράνιων σωμάτων φτάνει τις 60 ηλιακές μάζες (s.m.) και η ακτίνα είναι 15 ηλιακές ακτίνες ( σ.μ.).R.). Οι γραμμές υδρογόνου και ηλίου στο φάσμα τους είναι αρκετά αδύναμες. Η φωτεινότητα τέτοιων ουράνιων αντικειμένων μπορεί να φτάσει το 1 εκατομμύριο 400 χιλιάδες ηλιακές φωτεινότητες (σ.σ.).
Τα αστέρια της κατηγορίας Β περιλαμβάνουν φωτιστικά με θερμοκρασίες από 10 έως 30 χιλιάδες Κ. Πρόκειται για ουράνια σώματα λευκού-μπλε χρώματος, η μάζα τους ξεκινά από 18 δευτερόλεπτα. μ., και η ακτίνα είναι από 7 s. μ. Η χαμηλότερη φωτεινότητα αντικειμένων αυτής της κατηγορίας είναι 20 χιλιάδες s. s., και οι γραμμές υδρογόνου στο φάσμα εντείνονται, φτάνοντας τις μέσες τιμές.
Τα αστέρια της κατηγορίας Α έχουν θερμοκρασίες που κυμαίνονται από 7,5 έως 10 χιλιάδες Κ και έχουν λευκό χρώμα. Η ελάχιστη μάζα τέτοιων ουράνιων σωμάτων ξεκινά από 3,1 δευτ. μ., και η ακτίνα είναι από 2,1 δευτ. R. Η φωτεινότητα των αντικειμένων κυμαίνεται από 80 έως 20 χιλιάδες s. Με. Οι γραμμές υδρογόνου στο φάσμα αυτών των αστεριών είναι ισχυρές και εμφανίζονται μεταλλικές γραμμές.
Τα αντικείμενα της κατηγορίας F είναι στην πραγματικότητα κίτρινο-λευκό χρώμα, αλλά φαίνονται λευκά. Η θερμοκρασία τους κυμαίνεται από 6 έως 7,5 χιλιάδες K, η μάζα κυμαίνεται από 1,7 έως 3,1 cm, ακτίνα - από 1,3 έως 2,1 s. R. Η φωτεινότητα τέτοιων αστεριών κυμαίνεται από 6 έως 80 δευτερόλεπτα. Με. Οι γραμμές υδρογόνου στο φάσμα εξασθενούν, οι γραμμές των μετάλλων, αντίθετα, ενισχύονται.
Έτσι, όλοι οι τύποι λευκών αστεριών εμπίπτουν στις κατηγορίες από το Α έως το F. Στη συνέχεια, σύμφωνα με την ταξινόμηση, είναι κίτρινα και πορτοκαλί φωτιστικά.
Κίτρινα, πορτοκαλί και κόκκινα αστέρια
Οι τύποι αστεριών κυμαίνονται στο χρώμα από μπλε έως κόκκινο καθώς η θερμοκρασία πέφτει και το μέγεθος και η φωτεινότητα του αντικειμένου μειώνονται.
Τα αστέρια της κατηγορίας G, που περιλαμβάνουν τον Ήλιο, φτάνουν σε θερμοκρασίες από 5 έως 6 χιλιάδες Κ και έχουν κίτρινο χρώμα. Η μάζα τέτοιων αντικειμένων είναι από 1,1 έως 1,7 s. μ., ακτίνα - από 1,1 έως 1,3 δευτ. R. Φωτεινότητα - από 1,2 έως 6 δευτ. Με. Οι φασματικές γραμμές ηλίου και μετάλλων είναι έντονες, οι γραμμές υδρογόνου γίνονται πιο αδύναμες.
Τα φωτιστικά που ανήκουν στην κατηγορία Κ έχουν θερμοκρασία από 3,5 έως 5 χιλιάδες Κ. Φαίνονται κίτρινο-πορτοκαλί, αλλά το πραγματικό χρώμα αυτών των αστεριών είναι το πορτοκαλί. Η ακτίνα αυτών των αντικειμένων κυμαίνεται από 0,9 έως 1,1 δευτερόλεπτα. r., βάρος - από 0,8 έως 1,1 δευτ. μ. Η φωτεινότητα κυμαίνεται από 0,4 έως 1,2 δευτερόλεπτα. Με. Οι γραμμές υδρογόνου είναι σχεδόν αόρατες, οι μεταλλικές γραμμές είναι πολύ δυνατές.
Τα πιο κρύα και μικρότερα αστέρια είναι κατηγορίας Μ. Η θερμοκρασία τους είναι μόνο 2,5 - 3,5 χιλιάδες Κ και φαίνονται κόκκινα, αν και στην πραγματικότητα αυτά τα αντικείμενα είναι πορτοκαλοκόκκινα. Η μάζα των αστεριών κυμαίνεται από 0,3 έως 0,8 δευτερόλεπτα. μ., ακτίνα - από 0,4 έως 0,9 δευτ. R. Η φωτεινότητα είναι μόνο 0,04 - 0,4 s. Με. Αυτά είναι αστέρια που πεθαίνουν. Μόνο οι καφέ νάνοι που ανακαλύφθηκαν πρόσφατα είναι πιο ψυχροί από αυτούς. Για αυτούς διατέθηκε ξεχωριστή τάξη M-T.