На протяжении многих веков миллионы человеческих глаз с наступлением ночи устремляют свой взгляд ввех – в сторону загадочных огоньков в небе – звезд нашей Вселенной. Древние люди видели в скоплениях звёзд различные фигуры животных и людей, и каждой из них создавали свою историю. Позже подобные скопления стали называть созвездиями. На сегодняшний день астрономы выделяют 88 созвездий, разделяющих звёздное небо на определённые участки, по которым можно ориентироваться и определять местоположение звёзд.
Это способность выходить за рамки поиска ископаемых смутов первой Вселенной и изучать слабости или их следы между частицами, производимыми на наших ускорителях. Мало того, что мы знаем, что было сделано 80% существующего дела, но мы смогли бы воспроизвести часть наших ускорителей частиц во Вселенной 13, 5 миллиардов лет назад. Биография Антонио Масьеро – директор секции Падуи Инфн и профессор Падуанского университета. Его деятельность сосредоточена на поиске Новой физики за пределами стандартной модели с уделением особого внимания связям между физикой частиц и космологией.
Знаете ли вы самую большую звезду во всей Вселенной?
Звезда VY Canis Majoris, находящаяся в созвездии Большого Пса является самым большим представителем звездного мира. На данный момент это самая большая звезда во Вселенной. Звезда расположена в 5 тысячах световых лет от Солнечной системы. Диаметр звезды составляет 2,9 млрд. км.
В последние годы он занимался прежде всего проблемой темной материи и энергии во Вселенной и ее возможными объяснениями в области физики частиц. Однажды последняя звезда умрет, и вселенная со временем станет темной. Вероятно, эта звезда будет красным карликом, маленькой звездой, но очень интересной. Но что мы знаем об этих звездах и почему они так важны?
По меньшей мере 70% звезд во Вселенной – это красные карлики, самые маленькие звезды, которые существуют. Они имеют от 7 до 50% массы нашего Солнца, не намного больше, чем Юпитер. Они также очень мало яркие, их практически невозможно увидеть невооруженным глазом. Даже с технологиями, доступными сегодня, мы можем ясно видеть только ближайших к нам.
В нашей Вселенной самыми многочисленными объектами, доступными человеческому глазу, являются именно звёзды. Они представляют собой источник света и энергии для всей Солнечной системы. Они также создают тяжелые элементы, необходимые для зарождения жизни. А без звёзд Вселенной не было бы жизни, ведь Солнце дарит свою энергию практически всем живым существам на Земле. Оно согревает поверхность нашей планеты, создавая, тем самым, теплый, полный жизни оазис среди вечной мерзлоты космосы. Степень яркости звезды во Вселенной определяется её размером.
Поэтому эти звезды потребляют свое топливо очень медленно, прежде чем они выходят. Это означает, что их долговечность достигает 1-10 трлн. Лет, что соответствует 5 млрд. Лет, которые остаются для нашего Солнца. Поскольку наша Вселенная насчитывает всего 13, 7 млрд. Лет, нет существующих красных карликов уже достигло своего более позднего этапа жизни. Таким образом, каждый существующий красный карлик остается «ребенком», учитывая всю свою жизнь.
Поскольку красные карлики находятся на пределе критической массы, чтобы стать звездой, даже самая маленькая звезда во Вселенной – красный карлик, чуть меньше материала и вместо того, чтобы стать звездами, это станут коричневыми карликами, звездами которые не могут выдерживать реакцию плавления в течение длительного времени. Почему эти звезды ведут нас к чужой жизни? Многие из них проживают в пригодной для жилья зоне, в районе вокруг звезды, в которой температуры позволят воде существовать в жидком состоянии.
Но не все звезды во Вселенной настолько огромны. Существуют также так называемые звезды-карлики.
Сравнительные размеры звезд
Астрономы оценивают величину звёзд по шкале, согласно которой, чем ярче звезда, тем меньше её номер. Каждый последующий номер соответствует звезде, в десять раз менее яркой, чем предыдущая. Самой яркой звездой ночного неба во Вселенной является Сириус. Его видимая звёздная величина составляет -1.46, а это значит, что он в 15 раз ярче звезды с нулевой величиной.
Учитывая очень низкую температуру красных карликов по сравнению с другими более крупными звездами, жилая площадь также очень близка к этим звездам, вероятно, на расстоянии, отделяющем Меркурий от нашего Солнца, или даже меньше. Это, однако, связано с рядом проблем. Планета, столь близкая к звезде, может быть заперта, чтобы всегда показывать одно и то же лицо звезде, делая сторону, обращенную к звезде очень горячей, а другая очень холодной, что затрудняет колонизацию. Однако планета с достаточно большим океаном могла бы наилучшим образом распределить эту энергию.
Звёзды, чья величина составляет 8 и более невозможно увидеть невооружённым взглядом. Звёзды также разделяются по цветам на спектральные классы, указывающие на их температуру. Существуют следующие классы звёзд Вселенной: O, B, A, F, G, K, и M. Классу О соответствуют самые горячие звёзды во Вселенной– голубого цвета. Самые холодные звёзды относятся к классу М, их цвет красный.
Гравитационная сила звезды может сокрушить планету и сделать ее настолько жаркой, что она очень быстро испарит атмосферу, становясь, как Венера, чертовски тепло. Кроме того, многие красные карлики могут быть покрыты пятнами, которые уменьшают поток энергии на 40% даже в течение нескольких месяцев, что также может заморозить океаны. В другое время они могли испускать столь сильные энергетические извержения, что они могли бы сжигать большую часть атмосферы.
С другой стороны, красный карлик обладает невероятной долговечностью и может быть хорошим убежищем для развития цивилизации. Жизнь на Земле существует примерно с 4 миллиардов лет, и через один миллиард лет наше солнце перестанет работать. Около красного карлика мы могли бы построить цивилизацию, которая могла бы длиться триллионы лет. Около 5% красных звезд могут принять планету того же размера, что и Земля, поэтому может быть 4 миллиарда возможностей. Не обязательно, чтобы это была настоящая планета для размещения человеческой жизни, некоторые гигантские гигантские луны, такие как Юпитер, могут иметь правильные размеры, а также суперземья.
Спектральные классы звезд Вселенной
Класс O – 30 000-60 000K голубой
Класс B – 10 000-30 000K бело-голубой
Класс A – 7500-10 000K белый
Класс F – 6000-7500K жёлто-белый
Класс G – 5000-6000K жёлтый
Класс K – 3500-5000K оранжевый
Класс M – 2000-3500K красный
Вопреки всеобщему заблуждению, стоит отметить, что звёзды Вселенной на самом деле не мерцают. Это лишь оптический обман – результат атмосферной интерференции. Похожий эффект можно наблюдать жарким летним днём, глядя на раскалённый асфальт или бетон. Горячий воздух поднимается, и кажется, будто вы смотрите сквозь дрожащее стекло. Тот же процесс вызывает иллюзию звёздного мерцания. Чем ближе звезда к Земле, тем больше она будет «мерцать», потому что её свет проходит через более плотные слои атмосферы.
Всего было бы около 60 миллиардов возможных планет жизни вращаясь вокруг красных карликов только молочным путем. Таким образом, красные карлики могут быть очень важны для нашего выживания в будущем. В конце концов даже последний красный карлик умрет. В этот момент для потери водорода они станут синим карликом, полностью прекратив его водород. в этот момент звезда станет белым карликом очень сжатого материала, размера нашей земли и образованного в большинстве реакционных газов, гелия.
Перевод Лусиллы Кроче Ферри. Это не кажется драматическим, но нейтроны трудно обнаружить, так как они очень слабо взаимодействуют с веществом. Обычно детектор записывает только несколько нейтрино от Солнца, поэтому это указывает на впечатляющее событие где-то во Вселенной: гигантская гигантская звезда умерла.
Ядерный Очаг звезд Вселенной
Звезда во Вселенной представляет собой гигантский ядерный очаг. Ядерная реакция внутри её превращает водород в гелий, благодаря процессу синтеза, так звезда приобретает свою энергию. Атомные ядра водорода с одним протоном объединяются в атомы гелия с двумя протонами. Ядро обычного атома водорода имеет всего один протон. Два изотопа водорода также содержат один протон, но ещё имеют нейтроны. Дейтерий имеет один нейтрон, в то время, как Тритий имеет два. Глубоко внутри звезды атом дейтерия соединяется с атомом трития, образуя атом гелия и свободный нейтрон. В результате этого продолжительного процесса высвобождается огромное количество энергии.
Возможно, самым важным свойством определить судьбу звезды является ее масса. Большие звезды имеют более короткую жизнь и более жестокую судьбу. В то время как звезда размера нашего Солнца может прожить миллиарды лет, звезды от восьми до десяти раз больше массы Солнца длится всего миллионы лет, так как топливо быстро истощается. Когда это происходит, отсутствует баланс между двумя основными силами: гравитационная сила, которая стремится сжимать звезды, и радиационное давление, создаваемое реакциями ядерного синтеза в ядре, которое стремится расширить звезду.
Для звёзд главной последовательности основным источником энергии являются ядерные реакции с участием водорода: протон-протонный цикл, характерный для звезд с массой около солнечной и CNO-цикл, идущий только в массивных звёздах и только при наличии в их составе углерода. На более поздних стадиях жизни звезды могут идти ядерные реакции и с более тяжёлыми элементами вплоть до железа.
Частичные волны, в том числе нейтроны, покидают ядро, неся гравитационную энергию разрушающейся звезды. Внешние слои коллапсирующей звезды поглощают многие из этих нейтронов, что приводит к чрезвычайно высоким температурам, достаточным для запуска сплава элементов, включая золото и уран. Небольшая часть этих нейтрино, однако, выходит из атмосферы умирающей звезды и может быть обнаружена на Земле, на тихой глубине ниже земной поверхности.
Второй тип звездного катаклизма возникает во время столкновения белого карлика с гораздо большей красной гигантской звездой с расширенной атмосферой. Если белый карлик и гигантская красная звездная орбита в замкнутой системе называется «двоичной звездой», белый карлик может получать материал от своего спутника и расти навалом.
Когда водородный запас звезды исчерпывается, она начинает превращать гелий в кислород и углерод. Если звезда достаточно массивна, процесс превращения будет продолжаться до тех пор, пока углерод и кислород не образуют неон, натрий, магний, серу и кремний. В итоге, эти элементы преобразуются в кальций, железо, никель, хром и медь, пока ядро не будет полностью состоять из металла. Как только это произойдёт, ядерная реакция прекратится, так как температура плавления железа слишком велика. Внутреннее гравитационное давление становится выше внешнего давления ядерной реакции и, в конце концов, звезда коллапсирует. Дальнейшее развитие событий зависит от изначальной массы звезды.
Художественные впечатления от белого карлика, который получает материал от гигантской красной звезды. В течение нескольких недель после взрыва звезда и ее остатки излучают больше энергии, чем наше Солнце в миллиарды лет. Этот огромный взрыв может скрыть все другие звезды галактики, и свет можно увидеть в тысячах миллионов световых лет. Мощный телескоп, вероятно, сможет наблюдать взрыв сверхновой, который имел место в любой части Вселенной.
Итак, что осталось от этого жестокого и драматического события? В центре взрыва звезды, которая составляет менее 20 солнечных масс, формируется новая нейтронная звезда с массой звезды, сосредоточенной в сфере с радиусом всего в десять километров, невероятно плотной. При домашнем сохранении углового момента нейтронная звезда часто вращается очень быстро, это может вызвать пучки радиоволн, излучаемых магнитными полюсами, и в этом случае мы называем звезду пульсаром.
Типы звезд Вселенной
Главная последовательность – это период существования звезд Вселенной, во время которого внутри её проходит ядерная реакция, являющийся самым длинным отрезком жизни звезды. Наше Солнце сейчас находится именно в этом периоде. В это время звезда претерпевает незначительные колебания в яркости и температуре. Продолжительность такого периода зависит от массы звезды. У крупный массивных звёзд он короче, а у мелких длиннее. Очень большим звёздам внутреннего топлива хватает на несколько сотен тысяч лет, в то время, как малые звёзды, как Солнце, будут сиять миллиарды лет. Самые крупные звёзды во время главной последовательности превращаются в голубых гигантов.
Когда массивная звезда умирает, гравитационный коллапс не прекращается с образованием нейтронной звезды. Вместо этого коллассивная материя вызывает очень любопытное явление с нулевым теоретическим объемом и бесконечной плотностью. Ничто не может покинуть черную дыру или ее окружение, если оно не превышает скорость света, но ни один свет не может избежать огромного притяжения тяготения, из которого следует название.
В дополнение к нейтронной звезде или черной дыре часто можно наблюдать остатки звездных газовых облаков, которые были высланы из сверхновой. Даже без использования современных телескопов трудно потерять сверхновую галактику в соседней галактике. Когда Крабовидная туманность была замечена около 800 лет спустя, эта «гостевая» звезда была такой яркой, что ее видели день ото дня. Максимальная яркость одиночного взрыва сверхновой очень похожа, потому что взрывчатые массы подобны. Сравнивая предсказанную яркость с наблюдаемой, мы можем рассчитать расстояние галактики, в которой находится сверхновая.
Красный гигант
Красный гигант
– это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Она представляет собой позднюю стадию цикла, когда запасы водорода подходят к концу и гелий начинает преобразовываться в другие элементы. Повышение внутренней температуры ядра приводит к коллапсу звезды. Внешняя поверхность звезды расширяется и остывает, благодаря чему звезда приобретает красный цвет. Красные гиганты очень велики. Их размер в сто раз больше обычных звёзд. Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.
Белый карлик
Этот метод очень важен при расчете космических расстояний: это лучший способ рассчитать расстояние от далекой галактики. И, конечно, это способ наблюдать за изначальной историей Вселенной: когда мы видим отдаленный катаклизм, сама звезда уже давно умерла.
Очевидно, астрономы не только хотят знать расстояние от галактики, где находится сверхновая, но и хотят охарактеризовать сверхновую. Поэтому они используют два косвенных метода: фотометрию и спектроскопию. Фотометрия измеряет уменьшение яркости сверхновой во времени и ее максимальную яркость – это метод, используемый для расчета расстояния удаленной галактики. Спектроскопия позволяет идентифицировать химические элементы в сверхновой на основе их характерных длин волн. Обычно астрономы используют оба метода для определения свойств умирающей звезды, таких как ее масса, температура и яркость.
Белый карлик
– это то, что остаётся от обычной звезды, после того, как она проходит стадию красного гиганта. Когда у звезды больше не остаётся топлива, она может выделять часть своей материи в космос, образуя планетарную туманность. То, что остаётся – это мёртвое ядро. Ядерная реакция в нем не возможна. Оно сияет за счёт своей оставшейся энергии, но она рано или поздно кончается, и тогда ядро остывает, превращаясь в чёрного карлика. Белые карлики – очень плотные. По размеру они не больше Земли, но массу их можно сравнить с массой Солнца. Это невероятно горячие звёзды, их температура достигает 100,000 градусов и более.
Коричневый карлик
Пока все наблюдаемые сверхновые были далеки от Земли, но что, если соседняя звезда стала сверхновой? Астрономы также наблюдают сотни взрывов сверхновых в год в других далеких галактиках, иногда два современных человека в одной галактике. К счастью, в ближайшем соседстве нет звезды, которая может стать сверхновой в обозримом будущем, хотя астрономы уже определили некоторые возможные сверхновые. Бетельгейзе, красный гигантский гигант на левом краю созвездия Орионе, является лучшим кандидатом, но это около 450 лет – свет от нас.
Кажется, что зоне безопасности около 100 лет: будучи ближе, сверхновая может нанести серьезный ущерб нашей планете.
Итак, какими последствиями был бы близкий взрыв сверхновой на Земле? Суперволны производят большое количество гамма-излучения, протонов и нейтронов, которые имеют очень высокую энергию и могут разрушить атмосферу Земли, разрушая озон и атомный кислород. Например, гамма-лучи диссоциируют атмосферный азот в оксиде азота и других оксидах азота, которые катализируют разложение озона.
Коричневого карлика
ещё называют субзвездой. Во время своего жизненного цикла некоторые протозвёзды никогда не достигают критической массы, чтобы начать ядерные процессы. Если масса протозвезды составляет лишь 1/10 массы Солнца, её сияние будет недолгим, после чего она быстро гаснет. То, что остаётся и есть коричневый карлик. Это массивный газовый шар, слишком большой, чтобы быть планетой, и слишком, маленький, чтобы стать звездой. Он меньше Солнца, но в несколько раз больше Юпитера. Коричневые карлики не излучают ни света, ни тепла. Это лишь тёмный сгусток материи, существующий на просторах Вселенной.
Цефеида
Цефеида
– это звезда с переменной светимостью, цикл пульсации которой колеблется от нескольких секунд до нескольких лет, в зависимости от разновидности переменной звезды. Цефеиды обычно изменяют свою светимость в начале жизни и в её завершении. Они бывают внутренними (изменяющими светимость в связи с процессами внутри звезды) и внешними, меняющими яркость вследствие внешних факторов, как, например, влияние орбиты ближайшей звезды. Это ещё называется двойной системой.
Двойные звезды
Многие звёзды во Вселенной являются частью больших звёздных систем. Двойные звёзды – это система из двух звёзд, гравитационно-связанных между собой. Они вращаются по замкнутым орбитам вокруг одного центра масс. Доказано, что половина всех звёзд нашей галактики имеют пару. Визуально парные звёзды выглядят, как две отдельные звезды. Их можно определить по смещению линий спектра (эффект Доплера). В затменно-двойных системах звёзды периодически затмевают друг друга, так как их орбиты расположены под маленьким углом к лучу зрения.
Жизненный цикл звезд Вселенной
Звезда во Вселенной начинает свою жизнь в виде облака пыли и газа, называемого туманностью. Гравитация соседней или взрывная волна сверхновой звезды могут заставить туманность сжиматься. Элементы газового облака объединяются в плотную область, называемую протозвездой. В результате последующего сжатия протозвезда нагревается. В итоге, она достигает критической массы, и начинается ядерный процесс; постепенно звезда проходит все фазы своего существование. Первый (ядерный) этап жизни звезды – самый долгий и стабильный.
Продолжительность жизни звезды зависит от её размера. Крупные звёзды расходуют своё жизненное топливо быстрее. Их жизненный цикл может длиться не более нескольких сотен тысяч лет. А вот маленькие звёзды живут многие миллиарды лет, так как тратят свою энергию медленнее.
Эволюция звезды
Но, как бы то ни было, рано или поздно, звёздное топливо кончается, и тогда маленькая звезда превращается в красного гиганта, а крупная звезда – в красного супергиганта. Эта фаза продлиться до тех пор, пока топливо не израсходуется окончательно. В этот критический момент внутреннее давление ядерной реакции ослабнет и больше не сможет уравновешивать силу гравитации, и, в результате, произойдет коллапс звезды. Затем небольшие звёзды Вселенной, как правило, перевоплощаются в планетарную туманность с ярким сияющим ядром, называемым белым карликом. Со временем и он остывает, превращаясь в тёмный сгусток материи – чёрного карлика.
У больших звезд всё происходит немного иначе. Во время коллапса они высвобождают невероятное количество энергии, и мощный взрыв рождает сверхновую звезду. Если её величина составляет 1.4 величины Солнца, тогда, к сожалению, ядро не сможет поддерживать своё существование и, после очередного коллапса, сверхновая звезда станет нейтронной. Внутренняя материя звезды сожмётся до такой степени, что атомы образуют плотную оболочку, состоящую из нейтронов. Если же звёздная величина в три раза больше солнечной, то коллапс её просто уничтожит, сотрёт с лица Вселенной. Всё, что от неё останется – участок сильнейшей гравитации, прозванный чёрной дырой.
Туманность, оставшаяся после звезды Вселенной, может расширяться в течение миллионов лет. В конце концов, на неё подействует гравитация соседней или взрывная волна сверхновой звезды и всё повторится снова. Этот процесс будет происходить по всей Вселенной – бесконечный цикл жизни, смерти и возрождения. Результатом этой звёздной эволюции является образование тяжёлых элементов, необходимых для жизни. Наша солнечная система произошла из второго или третьего поколения туманности, и благодаря этому на Земле и других планетах есть тяжёлые элементы. А это значит, что в каждом из нас есть частички звёзд. Все атомы нашего тела были зарождены в атомном очаге либо в результате разрушительного взрыва сверхновой звезды.
Список самых ярких звезд видимых с Земли
Сириус
Звезда Сириус или альфа Большого Пса является самой яркой звездой созвездия Большого Пса. С видимой звездной величиной -1.46, Сириус является самой яркой звездой на небосводе (кроме Солнца). Его абсолютная величина составляет 1.45, а расположен он на расстоянии 8.6 световых года.
Сириус имеет спектральный класс A1Vm, температуру поверхности 9940° Кельвина и светимость в 25 раз больше, чем у Солнца. Масса Сириуса составляет 2.02 масс Солнца, диаметр в 1.7 раз больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Сириус (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Сириус на самом деле представляет собой двойную звездную систему, состоящую из звезды главной последовательности, которая обозначается Сириус А (спектральный класс A1Vm) и слабого белого карлика (спектральный класс DA2), который обозначается как Сириус В. Расстояние между Сириусом А и его компаньоном колеблется между 8.1 и 31.5 астрономическими единицами. Звезда Сириус является настолько яркой, из-за высокой собственной светимости и близости к Земле. Расположенная на расстоянии 8.6 световых года (2.6 парсек), система Сириус является одной из ближайших соседей Земли. Для Северного полушария наблюдается между 30 и 73 градусами широты. Сириус – это ближайшая к нам звезда, которую можно увидеть невооруженным взглядом. Хотя Сириус в 25 раз ярче, чем Солнце, он имеет значительно более низкую светимость, чем другие яркие звезды, такие как Канопус, Денеб и Ригель.
Системе Сириус насчитывается около 200-300 миллионов лет. Первоначально система состояла из двух ярких голубоватых звезд. Более массивная Сириус B, потребляя свои ресурсы, стала красным гигантом, после чего выбросила внешние слои и стала белым карликом около 120 миллионов лет назад. В разговоре Сириус известен как «Собачья звезда», что отражает его принадлежность к созвездию Большого Пса. Солнечный восход Сириуса ознаменовывал разлив Нила в Древнем Египте. Название Сириус происходит от древнегреческого «светящийся» или «раскаленный».
Канопус
Звезда Канопус или альфа Киля является самой яркой звездой в созвездии Киля. С видимой звездной величиной -0.72, Канопус является второй по яркости звездой на звездном небе. Его абсолютная звездная величина составляет -5.53, а удален он от нас на расстоянии 310 световых года.
Канопус имеет спектральный класс A9II, температуру поверхности 7350° Кельвина и светимость в 13600 раз больше, чем Солнце. Звезда Канопус имеет массу 8.5 масс Солнца и диаметр в 65 раза больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Канопус (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Канопус является сверхгигантом спектрального класса F и при взгляде на него невооруженным взглядом имеет белый цвет. Со светимостью в 13600 раза больше, чем Солнце, Канопус, по сути, является самой яркой звездой, на расстоянии до 700 световых лет от Солнечной системы. Если бы Канопус был расположен на расстоянии 1 астрономической единицы (расстояние от Земли до Солнца), то имел бы видимую звездную величину -37 (у Солнца – 26.72
Диаметр звезды Канопус составляет 0,6 астрономические единицы или в 65 раз больше, чем у Солнца. Если бы Канопус был расположен в центре Солнечной системы, то его внешние края распространились бы на три четверти пути к Меркурию. Земля должна была быть удалена на расстояние в три раза превышающее орбиту Плутона, чтобы Канопус выглядел в небе также, как наше Солнце.
Канопус является сильным источником рентгеновских лучей, которые, вероятно, образуются его короной, раскаленной до 15 миллионов градусов Кельвина. Это член группы звезд Скорпиона-Центавра, которые имеют общее происхождение.
Арктур
Звезда Арктур или альфа Волопаса является самой яркой звездой в созвездии Волопаса. С видимой звездной величиной -0.04, Арктур является четвертой по яркости звездой на звездном небе. Его абсолютная величина -0.3 и удален он от нас на расстоянии 34 световых года.
Звезда Арктур имеет спектральный класс K1.5IIIp, температуру поверхности 4300° Кельвина и светимость в 210 раз больше, чем у Солнца. Его масса составляет 1.1 масс Солнца, а диаметр равен 26 диаметрам Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Арктур (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Арктур виден в обоих полушариях на небе, так как расположен менее чем в 20 градусах к северу от небесного экватора. Звезда достигает зенита в полночь 30 апреля. Существует простой способ найти звезду Арктур. Необходимо лишь следовать по ручке ковша Большой Медведицы. Продолжая в этом направлении, можно найти Спику. Арктур же является звездой местного межзвездного облака.
Арктур представляет собой оранжевый гигант K1.5IIIp спектрального класса. «Р» означает «исключительную эмиссию», указывая на то, что спектр света, исходящий от звезды необычен и полон эмиссионных линий. Такое явление не слишком распространено у красных гигантов, но характерно для звезды Арктур. Звезда, по крайней мере, в 110 раз визуально более яркая, чем Солнце, и это не учитывая того факта, что большое количество света звезда испускает в инфракрасном диапазоне. Общая (болометрическая) мощность в 180 раз больше, чем у Солнца.
Арктур примечателен своей высокой скоростью собственного движения. Она больше, чем скорость у любой звезды первой звездной величины в окрестности, кроме Альфа Центавра. Звезда Арктур быстро движется (122 км / с) по сравнению с Солнечной системой и в настоящее время находится в почти ближайшей точке к Солнцу. Ей потребуется еще 4000 лет, чтобы звезда приблизилась на несколько сотых светового года ближе к Земле, чем сегодня. Арктур считается старой звездой и движется с группой из 52 других таких же звезд. Это движение известно как поток Арктура. Его массу достаточно сложно определить, но предположительно она составляет 1.1 масс Солнца.
Вега
Звезда Вега или альфа Лиры является самой яркой звездой в созвездии Лиры. С видимой звездной величиной 0.03, Вега является пятой по яркости звездой на звездном небе. Ее абсолютная величина составляет 0.6, расстояние от Земли 25 световых года.
Вега имеет спектральный класс A0Va, температуру поверхности 9600° кельвина, а ее светимость в 37 раз больше, чем у Солнца. Масса звезды составляет 2.1 масс Солнца, диаметр в 2.3 раза больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Вега (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Вега является относительно близкой звездой, расположенной на расстоянии 25 световых года от Земли. Вместе с Арктуром и Сириусом, это одна из самых ярких звезд в окрестности Солнца. Вега является одной из вершин Летнего треугольника вместе с Денеб и Альтаир. Так как она расположена высоко в небе, ее хорошо видно в течение всех летних месяцев.
Вега имеет спектральный класс A0Va, что делает ее белой звездой главной последовательности с голубоватым оттенком. В настоящее время ее возраст оценивается в 455 млн. лет. Возраст Веги составляет лишь одну десятую от возраста Солнца, но учитывая, что она в 2.1 раза массивнее его, ее предполагаемая продолжительность жизни также будет составлять лишь десятую долю Солнца. Обе звезды в настоящее время достигли средней точки жизни. Вега имеет необычайно низкую численность элементов с атомарным числом большим, чем у гелия.
Также предполагается, что Вега является переменной звездой, которая незначительно отличается по величине на периодической основе. Она довольно быстро вращается, при этом скорость на экваторе достигает 274 км/с. Это заставляет экватор выпирать наружу под действием центробежной силы и, как результат, возникает изменение температуры по всей фотосферы звезды, достигая максимума на полюсах. С Земли Вега наблюдается со стороны одного из этих полюсов.
На основе наблюдаемого избытка инфракрасного излучения, Вега, по всей вероятности, имеет околозвездный пыльный диск. Эта пыль, которая является результатом столкновения объектов, образует орбитальный диск мусора, по аналогии с поясом Койпера в Солнечной системе. Звезды, у которых наблюдается избыток инфракрасного излучения, называются звездами типа Вега. Нестабильность диска у Веги также свидетельствуют о наличии как минимум одной планеты размером с Юпитер.
Вега являлась звездой северного полюса до 12000 г. до н.э. и будет таковой после 13700 года после нашей эры. Вега была первой звездой (после Солнца), которая была сфотографирована и первой, чей спектр был записан. Она также была одной из первых звезд, чье расстояние было оценено путем измерения параллакса.
Капелла
Звезда Капелла или альфа Возничего является самой яркой звездой в созвездии Возничего. С видимой звездной величиной 0.08, Капелла является шестой по яркости звездой на звездном небе. Ее абсолютная величина равна -0.5, а расстояние от Земли равно 41 световому году.
Капелла имеет спектральный класс G6III + G2III, температуру поверхности 4940° Кельвина, а ее светимость в 79 раза больше, чем у Солнца. Масса звезды составляет 2.69 массу Солнца, а диаметр в 12 раз больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Капелла (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Хотя, если посмотреть невооруженным взглядом, Капелла кажется одной звездой, на самом деле она образована двумя бинарными парами. Первая пара состоит из двух ярких гигантских звезд G-типа, радиус которых в 10 раз больше, чем у Солнца, и находящиеся в тесной взаимосвязи. Эти звезды, как считается, находятся на пути становления красными гигантами.
Первая звезда имеет температуру поверхности около 4900 К, радиус в 12 раз больше, чем у Солнца, массу 2.7 солнечных масс, а светимость в 79 раз больше, чем Солнце. Вторая звезда имеет температуру поверхности около 5700К, радиус равный 9 солнечным радиусам, массу 2.6 солнечных масс и светимость в 78 раз больше, чем Солнце. Хотя главная звезда является более яркой при рассмотрении излучения на всех длинах волн, она кажется слабее при наблюдении в видимом свете, с видимой звездной величиной равной приблизительно 0.91, по сравнению с очевидной видимой звездной величиной в 0.76.
Вторая бинарная пара состоит из двух слабых, малых и относительно холодных красных карликов. Пара расположена на расстоянии 10 000 астрономических единиц (100 млн км) и имеет период обращения около 104 дней. По всей видимости, звезды на протяжении всей своей жизни были звездами главной последовательности спектрального А- класса, но в данный момент они расширяются, охлаждаются и становятся красными гигантами. Этот процесс займет у них еще несколько миллионов лет.
Ригель
Звезда Ригель или бета Ориона является самой яркой звездой в созвездии Ориона. С видимой звездной величиной 0.12, Ригель является седьмой по яркости звездой на звездном небе. Его абсолютная величина равна -7 и расположен он на расстоянии ~870 световых лет от нас.
Ригель имеет спектральный класс B8Iae, температуру поверхности 11000° по Кельвину, а его светимость в 66000 раз больше, чем у Солнца. Звезда имеет массу 17 масс Солнц и диаметр в 78 раз больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Ригель (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Ригель является самой яркой звездой в нашей локальной области Млечного Пути. Звезда настолько яркая, что если на нее смотреть с расстояния в одну астрономическую единицу (расстояние от Земли до Солнца), она будет сиять как чрезвычайно яркий шар с угловым диаметром 35° и видимой звездной величиной -38. Поток мощности на таком расстоянии будет такой же, как от сварочной дуги с расстояния в несколько миллиметров. Любой объект, расположенный так близко будет испаряться под действием сильного звездного ветра.
В настоящее время Ригель проходит через область туманности. Следовательно, звезда освещает несколько пылевых облаков, расположенные поблизости. Наиболее заметной из них является IC 2118 (туманность Голова Ведьмы). Ригель также связан с туманностью Ориона (М42), которая более или менее находится на одной визуальной линии со звездой, хотя она расположена почти в два раза дальше от Земли.
Ригель является известной бинарной звездой, которая впервые наблюдалась Васи́лием Я́ковлевичем Стру́ве в 1831 году. Хотя Ригель B имеет относительно слабую звездную величину, его близость к Ригель А, которая в 500 раз ярче, делает ее одной из мишенью астрономов любителей. Согласно расчетам, Ригель В удален от Ригеля А на расстояние в 2200 астрономических единиц. Из-за такого колоссального расстояния между ними, нет никаких признаков орбитального движения, хотя они и имеют одинаковое собственное движение.
Ригель B сам по себе является спектрально-двойной системой, состоящей из двух звезд главной последовательности, вращающихся вокруг общего центра тяжести каждые 9,8 дней. Обе звезды принадлежат к спектральному классу B9V.
Ригель является переменно звездой, что не часто встречается у сверхгигантов, с диапазоном звездной величины 0.03-0.3, меняющийся каждые 22-25 дней.
Процион
Звезда Процион или альфа Малого Пса является самой яркой звездой в созвездии Малого Пса. С видимой звездной величиной 0.38, Процион является восьмой по яркости звездой на ночном небе. Его абсолютная звездная величина равна 2.6, а расстояние до Земли составляет 11.4 световых лет.
Процион имеет спектральный класс F5IV-V, температуру поверхности 6650° Кельвина и светимость в 6.9 раза больше, чем у Солнца. Масса звезды в 1.4 раза больше массы Солнца, а диаметр в 2 раза.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Процион (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Для невооруженного глаза Процион выглядит как одинарная звезда. На самом деле, Процион представляет собой двойную звездную систему, состоящую из белого карлика главной последовательности (спектральный класс F5 IV-V) под названием Процион А и слабого белого карлика (спектральный класс DA) под названием Процион B. Процион выглядит столь ярко не благодаря своей светимости, а из-за близости к Солнцу. Система расположена на расстоянии 11.46 световых лет (3,51 парсек) и является одним из наших ближайших соседей.
Температура поверхности Проциона А по оценкам составляет 6530° Кельвина, придавая ему белый оттенок. Масса Проциона А составляет 1.4 масс Солнца, радиус равен двум радиусам Солнца, а его светимость в 6.9 раз больше, чем у Солнца. Процион А является довольно ярким для своего класса, что подразумевает полное превращение водорода в гелий в его ядре. В конечном счете, звезда начнет расширяться и увеличиться в объеме от 80 до 150 раз. Это должно произойти в течение от 10 до 100 миллионов лет.
Как и Сириус В, Процион В представляет собой белый карлик, который был выделен как отдельная самостоятельная единица задолго до того, как наблюдался. Его существование было впервые предсказано Фридрихом Бесселем в 1844 году. Хотя его орбитальные характеристики были рассчитаны Артуром Оверсом в 1862 году, Процион B не был визуально подтвержден до 1896 года, когда Джон Мартин Шеберле наблюдал его в предсказанных координатах с помощью 36-дюймового рефрактора в обсерватории Лик.
С массой 0.6 солнечных масс, Процион В значительно менее массивен, чем Сириус В. Однако особенность строения Проциона В такова, что он больше, чем более известный сосед, с расчетным радиусом 8600 км, по сравнению с 5800 км для Сириуса В. Температура на поверхности звезды Процион В составляет 7740° Кельвина, что также намного холоднее, чем на Сириусе В. Это свидетельствует о его меньшей массе и большему возрасту. Масса звезды прародительницы Проциона В составляла около 2.5 масс Солнца, и она пришла к концу своей жизни примерно 1.7 миллиардов лет назад. По этой причине, возраст Проциона А предположительно 2 миллиарда лет.
Звезда Процион формирует одну из трех вершин Зимнего треугольника, вместе с Сириусом и Бетельгейзе.
Бетельгейзе
Звезда Бетельгейзе или альфа Ориона является второй по яркости звездой в созвездии Ориона. С видимой звездной величиной 0.5, Бетельгейзе – девятая по яркости звезда на ночном небе. Ее абсолютная звездная величина составляет -5.14, а расстояние до Земли 530 световых лет.
Бетельгейзе имеет спектральный класс M2Iab, температуру поверхности 3500° Кельвина и светимость в 140000 раз больше, чем у Солнца. Звезда имеет массу равную 18 масс Солнца и диаметр равный 1180 диаметрам Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Бетельгейзе (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Красный сверхгигант Бетельгейзе является из крупнейших и наиболее ярких из известных звезд. Если бы она располагалась в центре нашей Солнечной системы, ее поверхность поглотила бы всю внутреннюю часть Солнечной системы (Меркурий, Венера, Земля и Марс), вышла бы за пределы пояса астероидов и возможно достигла бы Юпитера. Однако, за счет того, что расстояние между звездой и Землей и за последнее столетие изменилось в пределах от 180 до 1300 световых лет, рассчитать ее диаметр и светимость довольно сложно. Считается, что Бетельгейзе в настоящее время расположена на расстоянии 640 световых лет от Земли, что дает ей среднюю абсолютную звездную величину около -6.05.
В 1920 году альфа Ориона стала первой звездой (после Солнца) у которой был измерен ее угловой диаметр. С тех пор исследователи использовали ряд телескопов для измерения этого звездного гиганта, каждый с различными техническими параметрами, что часто давало противоречивые результаты. Текущие видимый диапазон диаметра звезды варьируются от 0.043 до 0.056 секунд. Это настоящая движущаяся мишень, так как звезда Бетельгейзе периодически меняет форму. Кроме того, Бетельгейзе имеет сложную, асимметричную оболочку, вызванная колоссальной потерей массы из-за огромных струй газа, вырывающихся из поверхности. Существует даже доказательство того, что у Бетельгейзе имеется звездный компаньон, вращающийся в ее газовой оболочке, способствуя эксцентричному поведению звезды.
Возраст Бетельгейзе, как полагают, всего 10 миллионов лет, но она быстро развивались из-за своей высокой массы. Похоже звезда является беглецом из звездного скопления Орион ОВ1, которое включает звезды О и В типа в поясе Ориона (Альнитак, Альнилам и Минтака). В настоящее время Бетельгейзе находится в поздней стадии эволюции и, как ожидается, в ближайшие миллионы лет взорвётся как сверхновая типа II.
Имея отчетливый красноватый оттенок, это полурегулярная переменная звезда, видимая звездная величина которой варьируется между 0.2 и 1.2. Звезда является правым верхним углом Зимнего треугольника, вместе с Сириусом и Проционом.
Бетельгейзе легко обнаружить на ночном небе, так как она появляется в непосредственной близости от знаменитого пояса Ориона. В северном полушарии ее можно увидеть, растущую на востоке сразу после заката в январе. К середине марта, звезда появляется на юге на вечернем небе и видна практически каждому населенному региону земного шара. В крупных городах в южном полушарии (например, Сидней, Буэнос-Айрес и Кейптаун) звезда поднимается почти на 49° над горизонтом.
Альтаир
Звезда Альтаир или альфа Орла является самой яркой звездой в созвездии Орла. С видимой звездной величиной 0.77, Альтаир является 12-ой по яркости звездой на ночном небе. Его абсолютная звездная величина составляет 2.3, а расстояние до Земли равно 18 световым годам.
Альтаир имеет спектральный класс A7Vn, температуру поверхности 7500° Кельвина и светимость в 10.6 раз больше, чем у Солнца. Его масса равна 1.79 массам Солнца, а диаметр в 1.9 раз больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Альтаир (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Расположенный на расстоянии 18 световых лет (5,13 парсек), Альтаир является одной из самых близких звезд, видимых невооруженным взглядом. Наряду с бета Орла и Таразед, звезда образует известную линию звезд, которую иногда называют семьей Аквила. Альтаир составляет одну из вершин Летнего треугольника вместе с Денеб и Вега.
Звезда Альтаир является звездой А-типа главной последовательности. Он обладает чрезвычайно высокой скоростью вращения, которая достигает 210 километров в секунду на экваторе. Таким образом, один период составляет около 9 часов. Для сравнения, Солнцу требуется чуть более 25 дней, чтобы совершить один полный оборот на экваторе. Это быстрое вращение заставляет Альтаир быть слегка сплюснутым. Его экваториальный диаметр на 20 процентов больше, чем полярный.
Альдебаран
Звезда Альдебаран или альфа Тельца является самой яркой звездой в созвездии Тельца. С видимой звездной величиной 0.85, Альдебаран является 14-ой по яркости звездой на ночном небе. Его абсолютная звездная величина равна -0.3, а расстояние до Земли составляет 65 световых лет.
Альдебаран имеет спектральный класс K5III, температуру поверхности 4010° Кельвина и светимость в 425 раз больше, чем у Солнца. Звезда Альдебаран имеет массу 1.7 масс Солнца и диаметр, который в 44.2 раза превосходит диаметр Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Альдебаран (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Альдебаран является оранжевым гигантом, который переехал с главной линией последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Он исчерпал водородное топливо в своем ядре и процесс слияния водорода прекратился. Хотя она еще не достаточная высокая для слияния гелия, температура ядра звезды значительно выросла благодаря гравитационному давлению, и звезда расширилась до 44.2 диаметров Солнца, достигнув значения 61 млн километров. Спутник Hipparcos измерил расстояние до звезды, которое равно 65 световым годам (20,0 парсек). Альдебаран является слегка переменной звездой типа LB. Его колебания в видимой звездной величине составляют примерно 0.2.
Альдебаран является одной из самых простых звезд, которую можно найти на ночном небе, частично из-за его яркости, а частично из-за пространственного расположения по отношению к одному из наиболее заметных астеризмов на небе. Если следовать за тремя звездами пояса Ориона слева направо (в северном полушарии) или справа налево (в южном), то первая яркая звезда, которую вы найдете, продолжая двигаться по этой лини, является Альдебаран.
Альдебаран имеет максимальную яркость среди членов группы рассеянного звездного скопления Гиады, которая составляет «голову быка» в созвездии Телец. Тем не менее, Альдебаран просто находится случайно в прямой видимости между Землей и Гиадами. Звездное скопление на самом деле расположено в два раза дальше, на расстоянии 150 световых лет.
Название Альдебаран происходит от арабского и буквально переводится как «последователь», по-видимому, из-за того, что эта яркая звезда, кажется, следует за Плеядами или звездным скоплением «Семь сестер» на ночном небе.
Антарес
Звезда Антарес или альфа Скорпиона является самой яркой звездой в созвездии Скорпиона. С видимой звездной 0.96, Антарес является 16-ой по яркости звездой на небе. Его абсолютная звездная величина составляет -5.28, а расстояние до Земли 604 световых года.
Антарес имеет спектральный класс M1.5Iab, температуру поверхности 3500° Кельвина и светимость в 65 000 раз больше, чем у Солнца. Масса звезда равна 15.5 массам Солнца, а ее диаметр в 800 раз больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Антарес (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Антарес является сверхгигантом. Если его разместить в центре Солнечной системы, то его внешняя поверхность будет находиться между орбитами Марса и Юпитера. На основании измерений параллакса, Антарес удален от Земли на 550 световых лет (170 парсек). Антарес имеет визуальную светимость в 10 000 раз превышающее светимость Солнца, но так как значительное количество энергии звезда излучает в инфракрасном диапазоне, ее болометрическая светимость в 65 000 раз больше, чем у Солнца. Антарес также является нерегулярной переменной звездой (тип LC), чья видимая звездная величина колеблется от 0.88 до 1.16.
Антарес находится в противостоянии к Солнцу примерно 31 мая каждого года. В это время звезду видно в течение всей ночи. В течение примерно двух-трех недель до и после 30 ноября Антарес не видно на ночном небе, так как он теряется в блеске Солнца. Наряду с Альдебараном, Спикой и Регулом оня является одной и из четырех ярких звезд, расположенных вблизи эклиптики.
Антарес имеет вторичную звезду-компаньона Антарес В, угловое разнесение которой изменилось с 3.3 угловых секунд в 1854 году до 2.86 угловых секунды в 1990 году. Звезду, как правило, тяжело увидеть из-за бликов, исходящих от Антарес А.
Спика
Звезда Спика или альфа Девы является самой яркой звездой в созвездии Девы. С видимой звездной величиной 0.98, Спика является 15-ой по яркости звездой на ночном небе. Ее абсолютная звездная величина составляет -3.2, а расстояние до Земли 262 световых года.
Спика имеет спектральный класс B1V, температуру поверхности 22 400° по Кельвину и светимость в 12100 раз больше, чем у Солнца. Ее масса достигает 10.3 масс Солнца, а диаметр равен 7.4 диаметрам Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Спика (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Спика является тесной двойной звездой, компоненты которой совершают полный оборот вокруг общего центра масс каждые четыре дня. Они расположены достаточно близко друг к другу, так что не могут быть обнаружены в телескопе как две отдельные звезды. Изменения в орбитальном движении этой пары приводит к Доплеровскому сдвигу в линиях поглощения их соответствующих спектров, что делает их спектрально-двойной парой. Параметры орбиты для этой системы были впервые выведены с помощью спектроскопических измерений.
Главная звезда имеет спектральный класс В1 III-IV. Класс светимости не соответствует спектру звезды, который находится между субгигантом и гигантской звезды, и она больше не является звездой В-типа главной последовательности. Это массивная звезда, масса которой в 10 раз больше массы Солнца, а радиус больше в семь раз. Полная светимость этой звезды в 12 100 раз больше, чем у Солнца и в восемь раз больше, чем у компаньона. Главная звезда этой пары является одной из ближайших звезд к Солнцу, которая имеет достаточную массу, чтобы закончить свою жизнь в результате взрыва сверхновой II типа.
Главная звезда классифицируется как переменная звезда типа Бета Цефея, которая изменяется в яркости на значение 0.1738 каждый день. Спектр показывает вариацию радиальной скорости с тем же периодом, указывая на то, что поверхность звезды регулярно пульсирует. Эта звезда быстро вращается. Скорость вращения вдоль экватора составляет 199 км/с.
Вторичная звезда этой системы является одной из немногих звезд, у которой наблюдается эффект Струве-Сахаде. Это аномальное изменение в силе спектральных линий во время прохождения по орбите, где линии становятся слабее, когда звезда удаляется от наблюдателя. Эта звезда меньше главной. Ее масса в семь раз больше солнечной, а радиус звезды равен 3.6 радиусам Солнца. Звезда имеет спектральный класс B2 V, что делает ее звездой главной последовательности.
Спика является эллипсоидальной переменной, где звезды искажаются под действием гравитационного взаимодействия. Этот эффект вызывает изменение видимой звездной величины звездной системы на значение равное 0.03 за интервал времени, который соответствует орбитальному периоду. Это небольшое снижение по величине едва заметно визуально. Темпы вращения обоих звезд быстрее, чем их орбитальный период. Это отсутствие синхронизации и высокая эллиптичность их орбиты может указывать на то, что это
молодая звездная система. В течение долгого времени, взаимное приливное взаимодействие пары может привести к ротационной синхронизации и циклизация орбиты.
Поллукс
Звезда Поллукс или бета Близнецов является самой яркой звездой в созвездии Близнецы. С видимой звездной величиной 1.14, Поллукс является 17-ой по яркости звездой на небе. Его абсолютная звездная величина составляет 0.7, а расстояние до Земли равно 40 световым годам.
Поллукс имеет спектральный класс K0IIIb, температуру поверхности 4865° Кельвина и светимость в 32 раза больше, чем у Солнца. Его масса равна 1.86 массам Солнца, а диаметр в 8 раз больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Поллукс (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Звезды-близнецы Кастор и Поллукс лучше всего видны во время северных весенних вечеров. В отличие от реальных близнецов, Кастор и Поллукс имеют мало общего. Кастор – это белая четверная звезда, состоящая из довольно близких белых компонентов (спектральный класс А), в то время как Поллукс – это оранжевого цвета прохладный гигант (спектральный класс K0IIIb).
Тесное сопряжение с Кастором придает Поллуксу более яркий цвет. Звезда, расположенная на расстоянии 34 световых лет, имеет полную светимость в 46 раз превосходящую Солнца. С его холодной температурой (4770° Кельвина) и диаметром, который в 10 раз больше диаметра Солнца, Поллукс меньше, чем большинство его прохладных гигантских «двоюродных братьев» и имеет только четверть диаметра Альдебарана. В его глубоком ядре происходит процесс слияния водорода в гелий, что характерно для большинства красных гигантов. Звезда испускает рентгеновские лучи и, кажется, имеет намагниченную корону.
В 2006 году на орбите Поллукса была обнаружена экзопланета, что делает ее самой яркой звездой в небе с известной экзопланетой. С массой, которая, по крайней мере, в 2.9 раза больше массы Юпитера, планета плывет по круговой орбите на расстоянии 1.69 астрономических единиц, с периодом вращения 590 дней (1.6 года).
Фомальгаут
Звезда Фомальгаут или альфа Южная Рыба является самой яркой звездой в созвездии Южная Рыба. С видимой звездной величиной 1.16, Фомальгаут является 18-ой по яркости звездой на небе. Его абсолютная величина равна 2.0, а расположен он на расстоянии 22 световых лет.
Фомальгаут имеет спектральный класс A3Va, температуру поверхности 8750° Кельвина и светимость в 17.9 раз больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Фомальгаут (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Фомальгаут относительно молодая звезда возрастом около 300 миллионов лет, с потенциальной продолжительности жизни до миллиарда лет. Звезда имеет дефицит металла по сравнению с Солнцем, а это значит, что она состоит из меньшего процента элементов, отличных от водорода и гелия. Металличность звезды определяется путем измерения обилия железа в фотосфере относительно водорода. В 1997 году спектроскопические исследования показали значение, равное 93% от объема железа на Солнце, но более поздние исследования показали, что значение может быть на самом деле в два раза меньше.
Фомальгаут является одной из 16 звезд, принадлежащих движущейся группе звезд Кастора. Это объединение звезд, которое разделяет общее движение звезд в пространстве и, следовательно, могут быть физически связаны. Другими членами этой группы являются Кастор и Вега. Этой перемещающейся группе по оценкам ученых порядка 200 миллионов лет. Соседняя звезда TW Южной Рыбы, которая является также членом этой группы, может образовывать физическую пару с Фомальгаут.
Фомальгаут окружен пылевым диском из мусора тороидальной формы с очень острым внутренним краем на радиальном расстоянии 133 а.е. Пыль распределяется в поясе шириной приблизительно 25 а.е и иногда упоминается как «пояс Койпера Фомальгаут». Пыльный диск Фомальгаут, как полагают, является протопланетным и излучает инфракрасное излучение. Измерения вращения Фомальгаут указывают, что диск находится в экваториальной плоскости звезды, как и предполагает теория формирования звезд и планет.
Фомальгаут имеет особое значение в экзосолнечных исследованиях, так как он является центром первой звездной системы с экзопланетой (Фомальгаут b), увиденной на видимых длинах волн. Масса планеты ориентировочно не более чем в три раза превосходит массу Юпитера и не менее массы Нептуна.
Денеб
Звезда Денеб или альфа Лебедя является самой яркой звездой в созвездии Лебедя. С видимой звездной величиной 1.25, Денеб является 19-ой по яркости звездой на небе. Его абсолютная звездная величина составляет -7.2, а расстояние до Земли 1550 световых лет.
Денеб имеет спектральный класс A2Ia, температуру поверхности 8525° Кельвина и светимость в 54000 раз больше, чем у Солнца. Его масса равна 20 массам Солнца, а диаметр равен 110 диаметрам Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Денеб (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Денеб вместе с Альтаиром и Вегой образуют вершины Летнего Треугольника. С абсолютной звездной величиной – 7.2, Денеб является одной из самых ярких звезд, которых мы знаем. Его светимость, по оценкам, в 60000 раз больше чем, у Солнца. Его точное расстояние до Земли неизвестно, что делает определения многих других свойств Денеб также неточным. Тем не менее, завесу неопределенности над этой звездой приоткрыли исследования 2007 года. Согласно результатам, наиболее вероятное расстояние, на котором расположена звезда, составляет около 1550 световых лет. Погрешность вычисления допускает расстояние от 1340 до 1840 световых лет. Денеба – самая дальняя из известных звезд первой величины.
Основываясь на его температуре и светимости, а также на прямых измерениях крошечного углового диаметра (всего 0.002 угловые секунды), Денеб, кажется, имеет диаметр, который в 110 раз больше, чем у Солнца. Если его разместить в центре нашей Солнечной системы, то Денеб займет половину пути орбиты Земли. Альфа Лебедя является одной из крупнейших белых звезд, которых мы знаем.
Бело-голубой цвет сверхгиганта, высокая масса и температура означает, что звезда будет иметь очень короткую продолжительность жизни и, вероятно, станет сверхновой в течение нескольких миллионов лет. В его ядре уже прекращается процесс слияния водорода. В настоящее время, вероятно, Денеб расширяется в красного сверхгиганта, как Мю Цефея. В то время как он будет, звезда пройдет через спектральные классы F, G, K и M.
Солнечный ветер Денеб заставляет его терять массу со скоростью 0.8 миллионной солнечной массы в год, что в 100 000 раз больше потока от Солнца. Это прототип класса переменных звезд, известных как переменные альфа Лебедя. Его поверхность подвергается нерадиальным колебаниям, которые вызывают изменения его яркости и спектрального класса.
Регул
Звезда Регул или альфа Льва является самой яркой звездой в созвездии Льва. С видимой звездной величиной 1.35, Регул является 21-ой по яркости звездой в небе. Его абсолютная величина составляет -0.3, а расстояние до Земли 69 световых лет.
Регул имеет спектральный класс B7Vn, температуру поверхности 10300° Кельвина и светимость в 150 раз больше, чем у Солнца. Массы звезды составляет 3.5 масс Солнца, а диаметр 3.2 диаметра Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Регул (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Регул представляет собой кратную звездную систему, состоящую из четырех звезд. Регул А – двойная звездная система, состоящая из бело-голубоватой звезды главной последовательности (спектральный класс B7V), на орбите которой предположительно вращается белый карлик, имеющий массу 0.3 масс Солнца. Этим двум звездам требуется около 40 дней, чтобы совершить один полный оборот по орбите вокруг их общего центра масс.
Главная звезда Регул А представляет собой молодую звезду массой около 3.5 масс Солнцу, возраст которой насчитывает несколько сотен миллионов лет. Звезда вращается довольно быстро. Ее период насчитывает всего лишь 15.9 часов, что приводит к искажению формы звезды и к так называемому гравитационному затмению: фотосфера на полюсах этой звезды значительно жарче и в пять раз ярче на единицу площади поверхности, чем на экваториальной области. Если бы она вращалась на 16% быстрее, то гравитация звезды была бы слабее центробежной силы и звезда разорвала бы саму себя.
Учитывая крайне искаженную форму главной звезды, относительное орбитальное движение бинарной пары может разительно отличаться от чистых двух тел Кеплера из-за постоянных возмущений, влияющих на их орбитальный период. Другими словами, третий закон Кеплера, который определен для двух точечных масс, не действует на эту бинарную пару из-за слишком искаженной формы главной звезды.
На расстоянии около 4200 астрономических единиц от Регул А расположена двойная звездная система, которую разделяет общее собственное вращение. Обозначенные как Регул B (спектральный класс K2V) и Регул C (спектральный класс M4V), эта пара имеет орбитальный период 2000 лет и удалены друг от друга примерно на 100 астрономических единиц.
Свет, исходящий от этой пары звезд, преобладает над бинарной парой Регул А. Регул В, если рассматривать его отдельно, представляет собой бинокулярный объект с видимой звездой величиной 8.1, а его звездный компаньон Регул – 13.5. Регул А – спектрально двойная звезда: вторичная звезда этой пары до сих не была под непосредственным наблюдением, так как она гораздо слабее, чем главная. Пара В и С расположена на угловом расстоянии 177 угловых секунд от Регул А, что делает ее невидимой для любительских телескопов.
Из самых ярких звезд на небе, Регул ближе всего к плоскости эклиптики и регулярно затемнена Луной. Покрытие планетами Меркурий и Венера также возможны, но редки, как и покрытие астероидами. Последнее планетарное затмение (планета Венера) звезды Регул произошло 7 июля 1959 года. Следующее же произойдет 1 октября 2044 и также Венерой. Другие планеты не заслонят Регул в течение ближайших нескольких тысячелетий из-за их положений.
Адара
Звезда Адара или эпсилон Большого Пса является второй по яркости звездой в созвездии Большой Пес. С видимой звездной величиной 1.5, Адара является 22-ой по яркости звездой на небе. Ее абсолютная величина равна -4.8, а расстояние до Земли составляет примерно 400 световых лет.
Адара имеет спектральный класс B2II, температуру поверхности 24750° Кельвина и светимость в 20000 раз больше, чем у Солнца. Звезда имеет массу 10 масс Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Адара (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Адара представляет собой двойную звезду, удаленную от Земли на расстоянии 430 световых лет. Основная звезда имеет голубовато-белый цвет (спектральный класс В2) с высокой температурой поверхности (25000° K). Она излучает суммарное излучение, которое в 20000 раз больше, чем у Солнца. Если бы эта звезда была на таком же расстояние, что и Сириус, она затмила бы все остальные звезды на небе и была бы в 15 раз ярче, чем планета Венера. Эта звезда является также одним из самых мощных источников ультрафиолета в небе. Это сильный источник фотонов, способных ионизировать атомы водорода в межзвездном газе вблизи Солнца и это очень важно при определении состояния ионизации межзвездного облака.
Звезда-компаньон имеет видимую звездную величину 7.5 и расположена в 7.5 угловых секундах от главной звезды. Тем не менее, эту звезду можно различить только в крупных телескопах, поскольку главная звезда примерно в 250 раз ярче, чем его спутник.
Несколько миллионов лет назад Адара была гораздо ближе к Солнцу, чем в настоящее время, в результате чего она была намного ярче на ночном небе. Около 4700000 лет назад Адара располагалась на расстоянии 34 световых лет от Солнца и была очень яркой звездой с видимой звездной величиной -3.99. Ни одна другая звезда с тех пор не достигала такой яркости и ни одна другая звезда не достигнет этой яркости в ближайшие пять миллионов лет.
Кастор
Звезда Кастор или альфа Близнецов является второй по яркости звездой в созвездии Близнецы. С видимой звёздной величиной 1.57, Кастор является 23-ей по яркости звездой на небе. Его абсолютная звездная величина составляет 0.5, а расстояние до Земли 49 световых лет.
Кастор имеет спектральный класс A1V + A2V, температуру поверхности 10300° Кельвина и светимость в 30 раз больше, чем у Солнца. Масса звезды равна 2.2 массам Солнца, а диаметр в 2.3 раза больше, чем у Солнца.
Изображение выше показывает несжатую фотографию звезды Кастор (Север вверху), сделанную с помощью астрографа Takahashi E-180.
Визуально двойная звезда Кастор была обнаружена в 1678 году. Его видимая звездная величина составляет 2.0 и 2.9 (комбинированная величина равна 1.58). Разделенные горячие белые звезды (спектральный класс А) находятся на расстоянии 6 угловых секунд, а период обращения вокруг общего центра их масс составляет 467 года. Каждый из компонентов этой пары сам является спектрально-двойной звездой, делая кастор четверной звездной системой. Кастор имеет слабый спутник, отдаленный от него на 72 угловые секунды, но с таким же параллаксом и собственным движением. Этот спутник представляет собой двойную затемненную звездную систему с периодом около 1 дня. Эта двойная звездная система является лишь одной из нескольких, в которых оба компонента пары представляют собой карликовые звезды М класса. Кастор, таким образом, можно считать шестеричной звездной системой, с шестью отдельным звездами, гравитационно-связанные друг с другом.
Близнецы «близнецов» – звезды Кастор и Поллукс лучше всего видны во время весенних вечеров. В отличие от реальных близнецов, Кастор и Поллукс имеют мало общего. Кастор – это белая четверная звезда, состоящая из довольно близких белых компонентов (спектральный класс А), в то время как Поллукс – это оранжевого цвета прохладный гигант (спектральный класс K0IIIb). Тесное сопряжение с Кастором придает Поллуксу более яркий цвет.
Во Вселенной триллионы звезд. Большинство из них мы даже не видим, а те, что доступны нашему глазу, могут быть яркими или очень тусклыми, в зависимости от размера и прочих свойств. Что мы знаем о них? Какая звезда самая маленькая? Какая самая горячая?
Звезды и их разновидности
Наша Вселенная переполнена интересными объектами: планетами, звездами, туманностями, астероидами, кометами. Звезды представляют собой массивные шары из газов. Равновесие им помогает удерживать сила собственной гравитации. Как и все космические тела, они перемещаются в пространстве, но из-за большого расстояния это трудно заметить.
Внутри звезд происходят термоядерные реакции, благодаря чему они излучают энергию и свет. Их яркость значительно колеблется и измеряется в звездых величинах. В астрономии каждой величине соответствует определенный номер, а чем он меньше, тем меньше яркость звезды. Самая маленькая звезда по величине называется карликом, также существуют нормальные звезды, гиганты и сверхгиганты.
Кроме яркости, они имеют и температуру, благодаря которой, звезды излучают различный спектр. Наиболее горячие имеют синий цвет, затем (в порядке убывания) следуют голубые, белые, желтые, оранжевые и красные. Звезды, которые не укладываются ни в один из этих параметров, называются пекулярными.
Самые горячие звезды
Когда речь идет о температуре звезд, в виду имеются поверхностные характеристики их атмосфер. Внутреннюю температуру можно узнать только при помощи вычислений. Насколько звезда горячая можно судить по её цвету или спектральному классу, который обычно обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M. Каждый из них подразделяется на десять подклассов, которые обозначаются цифрами от 0 до 9.
Класс О относится к наиболее горячим. Их температура колеблется от 50 до 100 тысяч градусов Цельсия. Однако недавно ученые окрестили самой горячей звездой туманность Бабочки, температура которой достигает 200 тысяч градусов.
Другими горячими звездами являются голубые свергиганты, например, Ригель Ориона, Альфа Жирафа, Гамма Холодные звезды являются карликами класса М. Самой холодной во Вселенной считается WISE J085510.83-071442. Температура звезды доходит до -48 градусов.
Карликовые звезды
Карлик – прямая противоположность сверхигантов, самая маленькая звезда по величине. Они имеют небольшие размеры и светимость, могут быть даже меньше Земли. Карлики составляют 90 % звезд нашей галактики. Они значительно меньше Солнца, однако, превосходят по Невооруженным глазом их практически невозможно разглядеть на ночном небе.
Наименьшими считаются красные карлики. Они имеют скромную массу и по сравнению с другими звездами являются холодными. Их спектральный класс обозначается буквами М и К. Температура может достигать от 1 500 до 1 800 градусов Цельсия.
Звезда 61 в созвездии Лебедя – самая маленькая звезда из тех, что можно заметить без профессиональной оптики. Она излучает тусклый свет и находится на расстоянии 11,5 световых лет. Чуть больше по размеру является оранжевый карлик Эпсилон Эридана. Расположена на расстоянии десяти световых лет.
Ближе всего к нам находится Проксима в человек смог бы добраться до неё только через 18 тысяч лет. Это красный карлик, который в 1,5 раз больше Юпитера. От Солнца она расположена всего в 4,2 световых года. Светило окружено и другими мелкими звездами, однако они не изучены из-за небольшой яркости.
Какая из звезд самая маленькая?
Нам знакомы далеко не все звезды. Только в галактике Млечный Путь их насчитывается сотни миллиардов. Конечно, ученые изучили только малую их часть. Известная на сегодняшний день самая маленькая звезда во Вселенной носит название OGLE-TR-122b.
Она относится к двойной звездной системе, то есть связана гравитационным полем с другой звездой. Их взаимное вращение вокруг масс друг друга составляет семь с половиной суток. Система открыта в 2005 году в ходе Оптического гравитационно-линзового эксперимента, от английской аббревиатуры которого она и была названа.
Самая маленькая звезда является красным карликом в созвездии Киль в южном полушарии неба. Её радиус составляет 0,12 от солнечного, а масса 0,09. По массе она превосходит Юпитер в сто раз, а по плотности больше Солнца в 50 раз.
Обнаружение этой подтвердило теорию ученых о том, что звезда может ненамного превышать размеры средней планеты, если её масса будет хотя бы в десять раз меньше солнечной. Скорее всего во Вселенной существуют и более мелкие звезды, но современная техника не позволяет их увидеть.
