Начало
Термини
Звезди
Планети
Мъглявини
Галактики
Звездни купове
Комети и астероиди
Слънчевата система
Каталог NGC
Каталог на Месие
Телескопите
Учени и космонавти
Съзвездия
Космическите мисии
Време и календари
 
Новите теми в сайта
Астро-наблюдения
Астроснимка на деня
Тестове
 
 
Форуми
abv.bg, all.bg, dir.bg, Зв.общество
 
Новини
Демокрит
 
Обсерватории
Белоградчик, Варна, Планетариум Варна, Рожен, Смолян, Ст.Загора, Ямбол
 
Любителски
Алфа Поинт, Астро галерия, Астро-гид, Астро-история, За любители, За начинаещи, Марс, още...
 
Клубове
ААС, Бургас, Смолян
 
Други
Астро магазин, ИА БАН, Инст.косм.изсл., Календар
 
Чужди
Atlas, Comets, ESA, ESO, Greenwich, NASA, SEDS, още...
 
Звезда - Нажежено газово кълбо с голяма маса, излъчващо светлина.
Звездата е огромно газово кълбо с голяма маса, което под влияние на гравитационните сили се стреми да се свие максимално много, и в резултат на това се повишава температурата в центъра дотолкова, че възниква ядрен синтез - два водородни атома се сливат и образуват хелиев атом, което е придружено с отделяне на известно количество енергия. За създаване на условия за термоядрен синтез, звездата трябва да е достатъчно масивна. Слънцето има маса, 333000 пъти по-голяма от масата на Земята. Съществуват звезди, чиято маса е до 100 пъти по-голяма от слънчевата, а също така и звезди, чиято маса е около 8% от тази на Слънцето, и това се явява минималната маса, при която са възможни термоядрените реакции в ядрото на звездата. Звездите под тази граница се наричат кафяви джуджета и са видими в инфрачервения диапазон на електромагнитния спектър поради ниската си температура.

Етапи от живота на звездите:
Звездите се образуват в мъглявините - огромните облаци от газ и прах, съдържащи най-вече водород. Ако газовият облак е достатъчно масивен, той започва да се свива под влияние на гравитационните сили. Това свиване предизвиква повишаване на налягането и температурата в него. Обектът, който се формира в тази област, се нарича протозвезда и е началният стадий от живота на звездата. Протозвезда може да се наблюдава в инфрачервената област от електромагнитния спектър, тъй като не излъчва светлина от видимия спектър. Когато налягането и температурата се повишат достатъчно, започват ядрени реакции, които превръщат водорода в хелий.

Налягането, което се създава при тези ядрени реакции, се балансира с гравитационните сили и свиването на обекта спира. Така се формира звезда и по този начин е възникнало и нашето Слънце. Сега то е в същия етап, в който превръща водорода в хелий, и този период се нарича главна последователност. Главната последователност заема по-голямата част от живота на Слънцето.

След милиарди години водородът се изчерпва и налягането от ядрените реакции намалява. Балансът между налягането и гравитационните сили се нарушава и звездата започва да се свива отново. Генерираната топлина от това свиване притоводейства на силата на гравитацията и изхвърля външните слоеве на звездата. Звездата се разширява много с сравнение с досегашните си размери – от няколко пъти до близо 100 пъти и се нарича червен гигант. Слънцето ще изгори своя водород след около 5 млрд.години и ще се превърне в червен гигант, достигайки до орбитата на Марс.



След превръщането в червен гигант външните слоеве на звездата продължават да се разширяват. Ядрото се свива и хелиевите атоми образуват въглерод. Тези реакции на сливане освобождават енергия и звездата получава временно отменяне на смъртната присъда. За звезда от типа на Слънцето този период може да трае само няколко минути. Атомната структура на въглерода не позволява да бъде повече свивано ядрото и звездата започва да изхвърля външните си слоеве, формирайки планетарна мъглявина.

Ядрото пропада навътре в себе си до ниво, в което силата на отблъскване между електроните се уравновесява с гравитационната сила и се формира бяло джудже. Това е изключително плътна и гореща звезда с големината на планета. Накрая, когато бялото джудже излъчи цялата си енергия навън, то спира да свети и умира като кафяво джудже - мъртва звезда. Това ще бъде и последният етап от живота на нашето Слънце.

За звезди с маса, до 40 пъти по-голяма от слънчевата, гравитационното свиване е много бързо и има продължителност от порядъка на няколко секунди. От рязкото свиване се получава огромна ударна вълна, която изхвърля външните слоеве на звездата и ги загрява. Яркостта на звездата става изключително висока и е сравнима с яркостта на цяла галактика. Това е свърхнова. При последното гравитационно свиване на ядрото на свръхновата гравитацията доближава електроните и протоните толкова близо едни до други, че те се превръщат в неутрони. Звездата се свива до тяло с диаметър няколко десетки километри, наречено неутронна звезда.

За звезди с маса, над 40 пъти по-голяма от слънчевата, колапсът след избухването на свръхновата е още по-бърз, и свиването не може да спре дори от налягането на неутроните, формирани в ядрото. Плътността се увеличава дотолкова, че скоростта да се избяга от гравитационното поле се изравнява със скоростта на светлината. Светлината също се поглъща и обектът става невидим, поради което се нарича черна дупка.

Както е известно, при нагряване металът първоначално започва да свети с червен цвят, след това с жълт, и накрая с бял цвят. Така е и със звездите - червените звезди са най-хладни, а белите и сините - най-горещи. Тук става дума за температурата на видимата повърхност на звездите, а не за ядрото им. Всяка звезда има цвят, съответстващ на отделяната в нейното ядро енергия, а интензивността на отделянето зависи от масата на звездата. Следователно големите звезди са горещи, ярки и бели, а малките - червени и относително хладни.

Енергията, отделяна от звездите, е огромна, и затова ги виждаме от разстояния от порядъка на стотици и хиляди светлинни години. Отделянето на енергия намалява масата на звездата. А енергията е свързана с масата с простото съотношение Е=m.c2, където c е скоростта на светлината. Слънцето отделя милиони тонове енергия всяка секунда и за почти 5 милиарда години от своето съществуване то е изразходило половината от своето ядрено гориво. Скоростта на протичане на ядрените реакции в звездата е пропорционална на масата на звездата. Следователно, колкото е по-масивна една звезда, толкова по-бързо изгаря тя. Гигантските бели и сини звезди живеят няколко стотин хиляди или милиони години, а малките червени звезди могат да светят без особено усърдие няколко десетки милиарда години.

Класификация на звездите:
Клас О -Имат повърхностна температура в диапазона от 28000 до 50000 К и синьо-бял цвят. Техният спектър съдържа линии на неутрален и йонизиран хелий. Пример за такава звезда е Минтака.
Клас B - Тези звезди имат повърхностна температура в границите 11000-25000 К и синьо-бял цвят. Характерно за техния спектър са линиите на поглъщане на неутралния хелий. Пример за такива звезди са Спика и Ригел.
Клас A - Имат повърхностна температура в границите от 7500-11000 К и бял цвят. В техните спектри преобладават линиите на водорода, а също така има линии на тежки елементи - желязо, особено в по-хладните звезди. Примери за такива звезди са Сириус и Вега.
Клас F - Имат повърхностна температура от порядъка 6000-7400 К. Техният спектър се характеризира с линии на поглъщането на йонизиран калций, които са по-изразени от линиите на водорода. Има и линии на поглъщането на желязо и други тежки елементи. Такива звезди са Процион и Полярната звезда.
Клас G - Звезди от типа на Слънцето, с подобна маса и радиус и температура на повърхността 4900-6000К. Техният цвят е жълт. В техния спектър има линии на поглъщане на неутрални и йонизирани метали. Друг пример за такава звезда, освен Слънцето, е Капела.
Клас К - Звезди с оранжев цвят и температура 3500-4900 К. Примери за такива звезди са Алдебаран и Арктур.
Клас М - Звездите от този клас имат повърхностна температура 2400-3480 К и червен цвят. Примери за такива звезди са Проксима от Кентавър и свръхгиганта Антарес.

Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел
Изразява зависимост между светимостта на звездите и техния спектрален клас. Поради това се нарича още диаграма "спектър-светимост". По абсцисата се нанасят спектрите (или съответстващите им цветове), а по ординатата - светимостите. Отнесена за голям брой звезди се оказва, че те не се разполагат безпорядъчно, а образуват определени последователности. Голяма част от звездите попадат в тясна ивица, наречена главна последователност. В долния ляв ъгъл се разполагат звезди с ниска светимост и "ранен" спектрален клас т.н. "бели джуджета". В горния десен ъгъл се наблюдава група от звезди с висока светимост и ниска повърхностна температура. Те имат размери, многократно превишаващи размера на Слънцето и носят името "червени гиганти". Отнесена към различни съвкупности от звезди, диаграмата на ХР е мощно средство за изучаване на звездната еволюция.

Наименования на звездите
Ярките звезди в нощното небе образуват различни геометрични фигури, които наричаме съзвездия. Съзвездията ни помагат да открием и установим названия на отделни звезди в нощното небе. В миналото хората, изучаващи звездите, им дават собствени имена - Вега, Алтаир, Алдебаран, които се използват и сега, и имат историческо или митологично значение. Но с нарастването на броя на звездите със собствени имена се появява проблем със запомнянето на толкова много имена. А и тези имена не дават информация за съзвездието, в което се намира звездата. През 1603 г. немският астроном Йохан Байер издава своя звезден атлас "Уранометрия", в който описва начин за именуване на звездите. Според системата на Байер всяка звезда се означава с буква от гръцката азбука според нейната яркост спрямо останалите звезди от съзвездието и латинското име на съзвездието. Така най-ярката звезда ще бъде алфа, а останалите звезди се групират по яркост и се именуват със следващите букви от азбуката в посока от главата към краката според старите рисунки на съзвездията. Системата на Байер е по-систематична от даването на собствени имена на звездите, но заради малкия брой на буквите в гръцката азбука, тя не е подходяща за повече от 24 звезди, защото при по-голям брой звезди към техните имена трябва да се добавят допълнителни цифрови индекси. През 1700 г. английският астроном Джон Фламстийд предлага друга система за означаване на звездите в съзвездията. При тази система също се използват латинските имена на съзвездията, но звездите се описват с арабски цифри не според яркостта си, а според тяхното разположение в съзвездието в посока от запад на изток. Така най-близката звезда до западния край на съзвездието Лебед (Cignus) се нарича 1-Cygni, a 61-Cygni е 61-та по отдалеченост звезда от западния край на съзвездието. Тази система не е била прилагана към съзвездията, видими от южното полукълбо на Земята, а само за тези звезди, видими от Англия. През 1930 г., когато са утвърдени съвременните граници на съзвездията, някои звезди преминават в съседни съзвездия. Пример за такава звезда е 30 Monocerotis (Еднорог), която според сегашните граници на съзвездията се намира в Хидра.
Още информация:
АлголЗатъмнително-двойна променлива звезда в Персей (26 Persei).
АлкорЗвезда от Голяма мечка, образуващи с Мицар видима двойна звезда.
АлнитакЕдна от звездите в пояса на Орион.
АлтаирНай-ярката звезда от Орел.
Алфа от КентавърНай-близката до Слънцето звезда.
АнтаресЯрка звезда в Скорпион.
Ета от КилEta Carinae - една от най-масивните и най-ярките звезди във Вселената.
АрктурНай-ярката звезда от Воловар.
БетелгейзеНай-ярката звезда от Орион.
Бяло джудже(White dwarf) Последната фаза от живота на средно масивните звезди.
ВегаНай-ярката звезда от съзвездието Лира.
ГигантЗвезди с 10-100 пъти по-големи светимост и радиус от тези на Слънцето.
Двойна звездаДве звезди, обикалящи около общия си център на тежестта.
ДенебЯрка звезда от Лебед.
ДубхеАлфа звездата от Голяма мечка.
Звездата на БарнардНай-бързо движещата се единична звезда по небесната сфера.
Звездата на ТихоСвръхнова от нашата Галактика, открита от Тихо Брахе.
КапелаДвойна звезда.
Кафяво джуджеМалка звезда, в която не се извършва ядрен синтез.
КвазарКосмически обект, излъчващ огромно количество енергия.
Кваркови звездиЗвезди с особено състояние на веществото.
МеракЗвезда от съзвездието Голяма мечка.
МираДълго-периодична пулсираща променлива звезда в Кит.
МицарЗвезда от съзвездието Голяма мечка.
Най-близките звездиСписък на най-близките до нас звезди.
Най-ярките звездиСписък на най-ярките звезди на небето.
Неутронна звездаМъртвите останки на съществувала някога масивна звезда.
НоваКатаклизмична експлозия, предизвикана от акрецията на вещество в двойна звездна система.
ПолуксНай-ярката звезда в Близнаци.
Полярна звездаНай-ярката звезда от съзвездието Малка мечка, маркираща мястото на Северния небесен полюс.
ПротозвездаНачалната фаза от създаването на звездата.
ПроционНай-ярката звезда в съзвездието Малко куче.
ПулсарБързо въртяща се неутронна звезда, генерираща тясно насочено радиоизлъчване.
РегулНай-ярката звезда от съзвездието Лъв.
СвръхноваЕксплозията на масивна звезда в края на живота й.
СириусНай-ярката звезда на небето.
СпикаНай-ярката звезда на съзвездието Дева.
ЦефеидиПулсиращи звезди, променящи своите радиус и температура.
Червен гигант(Red giant) Етап от живота на звезда, изчерпала своето гориво.
Черна дупкаОстатък от избухнала звезда, в който е натрупана огромна маса в малки размери и има чудовищна гравитация.
PistolНай-ярката известна звезда във Вселената.
SN 1987AСвръхнова на разстояние 168000 светлинни години от нас.
АлдебаранНай-ярката звезда на съзвездието Бик (Aldebaran, Alpha Tauri).
N157BВисокоенергиен пулсар в Големия Магеланов облак.
ДжетНасочен газов поток от силно ускорена материя.
Еруптивни променливи звездиЗвезди, в които възникват взривове от вътрешните термоядрени процеси.
Затъмнително-променливи звездиРезултат от взаимното съжителстване на двойка звезди.
КоронаНай-външният слой от слънчевата атмосфера.
Полуправилна променлива звездаПредставител на група пулсиращи променливи звезди.
Променлива звездаЗвезда, чийто блясък се променя с течение на времето.
Пулсиращи променливиРезултат от агонията на звездите, достигнали края на своето съществуване.
Слънчев вятърБърз поток от електрично заредени частици от Слънцето.
Звезден купГрупа физически свързани звезди с предполагаем общ произход.
СлънцетоSun - Централната звезда на слънчевата система.