Типи зірок.

3везди бувають новонародженими, молодими, середнього віку і старими.
Нові зірки постійно утворюються, а старі постійно вмирають.
Наймолодші, які називаються зірками типу Т Тельця (за однією ззірок у сузір'ї Тельця), схожі на Сонце, але набагато молодший від нього.
Фактично вони все ще знаходяться в процесі формування і єприкладами протозірок (первинних зірок).
Це змінні зорі, їх світність змінюється, оскільки вони ще не вийшлина стаціонарний режим існування. Навколо багатьох зірок типу Тельцяє обертові диски речовини; від таких зірок виходять потужні вітри.
Енергія речовини, яка падає на протозірок під дією силитяжіння, перетворюється в тепло. В результаті температура всерединіпротозірок весь час підвищується. Коли центральна її частина стаєнастільки гарячою, що починається ядерний синтез, протозірок перетворюєтьсяв нормальну зірку. Як тільки починаються ядерні реакції, у зіркиз'являється джерело енергії, здатний підтримувати її існування впротягом дуже довгого часу. Наскільки довгого - це залежить від розмірузірки на початку цього процесу, але у зірки розміром з наше Сонце паливавистачить па стабільне існування протягом приблизно 10 мільярдів років.
Однак трапляється, що зірки, набагато більш масивні, ніж Сонце,існують лише кілька мільйонів років; причина в тому, що вони стискаютьсвоє ядерне паливо з набагато більшою швидкістю.

Нормальні зірки.

Усі зірки в основі своїй схожі на наше Сонце: це величезні кулідуже гарячого що світиться газу, в самій глибині яких виробляєтьсяядерна енергія. Але не всі зірки в точності такі, як Сонце. Самое явневідмінність - це колір. Є зірки червонуваті або блакитні, а не жовті.
Крім того, зірки розрізняються і по яскравості, і за блиском. Наскільки яскравоювиглядає зірка в небі, залежить не тільки від її справжньої світності, алетакож і від відстані, що відділяє її від нас. З урахуванням відстаней, яскравістьзірок змінюється в широкому діапазоні: від однієї десятитисячне яскравості Сонцядо яскравості понад мільйона Сонць. Переважна більшість зірок, яквиявилося, розташовується ближче до тьмяного краю цієї шкали. Сонце, якеу багатьох відношеннях є типовою зіркою, має значно більшусвітність, ніж більшість інших зірок. Неозброєним оком можнапобачити дуже невелику кількість слабких за своєю природою зірок. Усузір'ях нашого неба головну увагу привертають до себе "сигнальні вогні"незвичайних зірок, тих, що мають дуже великої світності.
Чому ж зірки так сильно розрізняються по своїй яскравості? Виявляється, тутне залежить від маси зірки.
Кількість речовини, що міститься в конкретній зірку, визначає її колірі блиск, а також те, як блиск змінюється в часі. Мінімальна величинамаси, необхідна, щоб зірка була зіркою, становить близько однієї два
Вставити з листочка

Гіганти і карлики.

Найбільш масивні зірки одночасно і найгарячіші, і самі яскраві.
Виглядають вони білими або блакитними. Незважаючи на свої величезні розміри,ці зірки виробляють таке колосальна кількість енергії, що всі їхзапаси ядерного палива перегорають за якихось кілька мільйонів років.
На противагу їм зірки, що володіють невеликою масою, завжди неяскраві,а колір їх - червонуватий. Вони можуть існувати протягом довгих мільярдівроків.
Однак серед дуже яскравих зірок у нашому небі є червоні і помаранчеві. Доних належать і Альдебаран - око бика в сузір'ї Телець, і в Антарес
Скорпіона. Як же можуть ці холодні зірки зі слабко світятьсяповерхнями суперничати з розжареним до білого зірками типу Сіріуса і
Веги?
Відповідь полягає в тому, що ці зірки дуже сильно розширилися і тепер порозміром набагато перевершують нормальні червоні зірки. З цієї причини їхназивають гігантами, або навіть надгігантами.
Завдяки величезній площі поверхні, гіганти випромінюють незмірно більшеенергії, ніж нормальні зірки на зразок Сонця, незважаючи на те, щотемпература їх поверхні значно нижче. Діаметр червоного надгіганта
- Наприклад, Бетельгейзе в Оріоні - у кілька сотень разів перевершує діаметр
Сонця. Навпаки, розмір нормальної червоної зірки, як правило, неперевершує однієї десятої розміру
Сонця. За контрастом з гігантами їх називають "карликами". Гігантами ікарликами зірки бувають на різних стадіях свого життя, і гігант може вЗрештою перетворитися на карлика, досягнувши "похилого віку".

Життєвий цикл зірки.

Сонце містить величезну кількість водню, проте запаси його ненескінченні. За останні 5 млрд років Сонце вже витратилополовину під огрядного палива і зможе підтримувати своє існування впротягом ще 5 мільярдів років, перш ніж за паси водню в його ядрівичерпаються. А що потім?
Після того як зірка витратить водень, що міститься в центральній їїчастини, всередині зірки відбуваються великі зміни. Водень починаєпереростати не в центрі, а в оболонці, яка збільшується в розмірі,розбухає. У результаті розмір самої зірки різко зростає, а температураїї поверхні падає. Саме цей процес і народжує червоних гігантів інадгігантів.називається зоряної еволюцією і яку проходять всі зірки. У кінцевомупідсумку всі зірки старіють і помирають, за тривалість кожної окремоїзірки визначається її масою. Масивні зірки проносяться через свійжиттєвий цикл, закінчуючи його ефектним вибухом.
Зірки більш скромних розмірів, включаючи і Сонце, навпаки, в кінці життястискаються, перетворюючись в білі карлики. Після чого вони просто згасають.
У процесі перетворення з червоного гіганта в білий карлик зірка можескинути свої зовнішні шари, як легку оболонку, оголивши при цьому ядро.
Газова оболонка яскраво світиться під дією потужного випромінювання зірки,температура якої на поверхні може досягати 100 000 С. Коли такісвітяться газові бульбашки були вперше виявлені, вони були названіпланетарними туманностями, оскільки вони часто виглядають як кола типупланетного диска, якщо користуватися маленьким телескопом. Насправді жвони, звичайно, нічого спільного з планетами не мають!

Зоряні скупчення.

Мабуть, майже всі зірки народжуються групами, а не окремо.
Тому немає нічого дивного в тому, що зоряні скупчення - річдосить поширена. Астрономи люблять вивчати зоряні скупчення, бощо їм відомо, що всі зірки, що входять в скупчення, утворилисяприблизно в один і той же час і приблизно на однаковій відстані віднас. Будь-які помітні відмінності в блиску між такими зірками єістинними відмінностями. Які б колосальні зміни не зазнали цізірки з плином часу, починали вони всі одночасно. Особливо корисновивчення зоряних скупчень з точки зору залежності їх властивостей від маси
- Адже вік цих зірок і їх відстань від Землі приблизно однакові, такщо вони відрізняються один від одного тільки своєю масою.
Зоряні скупчення цікаві не тільки для наукового вивчення - вонивиключно красиві як об'єкти для фотографування і для спостереженняастрономами-аматорами. Є два типи зоряних скупчень: відкриті ікульові. Ці назви пов'язані з їх зовнішнім виглядом. У відкритому скупченнікожна зірка видно окремо, вони розподілені на певній ділянці небабільш-менш рівномірно. А кульові скупчення, навпаки, представляютьсобою як би сферу, настільки щільно заповнену зірками, що в її центріокремі зірки невиразні.

Відкриті зоряні скупчення.

Напевно, самим знаменитим відкритим зоряним скупченням є Плеяди,чи сім сестер, у сузір'ї Тельця. Незважаючи на таку назву,більшість людей може розглядати без допомогою телескопа лише шість зірок.
Загальна кількість зірок у цьому скупченні - десь між 300 і 500, і всі вонизнаходяться на ділянці розміром в 30 світлових років у поперечнику і навідстані 400 світлових років від нас.
Вік цього скупчення - всього 50 мільйонів років, що за астрономічнимстандартам зовсім небагато, і містить воно дуже масивні світятьсязірки, які ще не встигли перетворитися на гіганти. Плеяди - це типовевідкрите зоряне скупчення; звичайно в таке скупчення входить від декількохсотень до декількох тисяч зірок.
Серед відкритих зоряних скупчень набагато більше молодих, ніж старих, анайстаріші чи нараховують понад 100 мільйонів років. Вважається, щошвидкість, з якою вони утворюються, з часом не змінюється.
Справа в тому, що в більш старих скупченнях зірки поступово віддаляютьсяодин від одного, поки не змішаються з основним безліччю зірок - тих самих,тисячі яких постають перед нами в нічному небі. Хоча тяжіння допевною мірою утримує відкриті скупчення разом, вони все ж таки доситьнеміцні, і тяжіння іншого об'єкта, наприклад великого міжзоряногохмари, може їх розірвати.
Деякі зоряні групи на стільки слабо утримуються разом, що їхназивають не скупченнями, а зоряними асоціаціями. Вони існують не дужедовго і зазвичай складаються з дуже молодих зірок поблизу меж зоряних хмар,з яких вони виникли. У зоряну асоціацію входить від 10 до 100 зірок,розкиданих в області розміром в декілька сотень світлових років.
Хмари, в яких утворюються зірки, сконцентровані в диску нашої
Галактики, і саме там виявляють відкриті зоряні скупчення. Якщоврахувати, як багато хмар міститься в Чумацькому Шляху і яке величезнекількість пилу знаходиться в міжзоряному просторі, то стане очевидним,що ті 1200 відкритих зоряних скупчень, про які ми знаємо, маютьстановити лише малу частину всього їх числа в Галактиці.
Можливо, їх загальна кількість сягає 100 000.

Кульові зоряні скупчення.

На противагу відкритим, кульові скупчення представляють собою сфери,щільно заповнені зірками, яких там налічується сотні тисяч і навітьмільйони. Зірки в цих скупченнях розташовані так густо, що, якби наша
Сонце належало до якогось шарового скупченню, ми могли б бачитив нічному небі неозброєним оком понад мільйон окремих зірок. Розміртипового кульового скупчення - від 20 до 400 світлових років.
У щільно набитих центрах цих скупчень зірки знаходяться в такій близькостіодна до одної, що взаємне тяжіння пов'язує їх один з одним, утворюючикомпактні подвійні зірки.
Іноді відбувається навіть повне злиття зірок; при тісному зближенні зовнішнішари зірки можуть зруйнуватися, виставляючи на пряме огляд центральнеядро. У кульових скупченнях подвійні зірки зустрічаються в 100 разів частіше, ніжде-небудь ще. Деякі з цих двійнят є джереламирентгенівського випромінювання.
Навколо нашої Галактики ми знаємо близько 200 кульових зоряних скупчень,які розподілені по всьому велетенському кулястої гало, який укладає всобі Галактику. Всі ці скупчення дуже старі, і виникли вони більш -менше в той же час, що і сама Галактика: від 10 до 15 мільярдів роківтому. Схоже на те, що скупчення утворилися, коли частини хмари, зякого була створена Галактика, розділилися на більш дрібні фрагменти.
Галактики не розходяться, тому що зірки в них сидять дуже тісно,і їх потужні взаємні сили тяжіння пов'язують скупчення в щільне єдинеціле.
Кульові зоряні скупчення спостерігаються не тільки навколо нашої Галактики,але й навколо інших галактик будь-якого сорту, Найяскравіший кульове скупчення,легко видиме неозброєним оком, це Омега Кентавра в південному сузір'ї
Кентавр. Воно знаходиться на відстані 16 500 світлових років від Сонця іє самим великим з усіх відомих скупчень: його діаметр - 620світлових років.
У 1596 р. голландський спостерігач зірок, любитель, на ім'я Давид Фабриціус
(1564-1617), виявив досить яскраву зірку в сузір'ї Кита; зірка цяпоступово стала тьмяніти і через кілька тижнів взагалі зникла з очей.
Фабриціус був першим, хто описав спостереження змінної зірки.
Існують різні причини, з яких зірки змінюють свій блиск. Причомублиск іноді змінюється на багато світлових величин, а іноді такнезначно, що ця зміна можна виявити лише за допомогою дужечутливих приладів. Деякі зірки змінюються регулярним.
Інші - несподівано гаснуть або раптово спалахують. Зміни можутьвідбуватися циклічно, з періодом в декілька років, а можуть траплятися влічені секунди. Щоб зрозуміти, чому та чи інша зірка єзмінної, необхідно спочатку точно простежити, яким чином воназмінюється. Графік зміни зоряної величини змінної зірки називаєтьсякривої блиску.
Графіки блиску змінних зір показують, що деякі: зірки міняютьсярегулярним (правильним) чином - ділянка їх графіка на відрізку часупевної довжини (періоді) повторюється знову і знову. Інші ж зіркизмінюються зовсім непередбачувано. До правильним змінним зіркам відносятьпульсуючі зірки і подвійні зірки. Кількість світла змінюється від того, щозірки пульсують або викидають хмари речовини. Але є інша групазмінних зір, які є подвійними (бінарних). Коли ми бачимозміна блиску бінарних зірок, це означає, що сталася одна здекількох можливих явищ. Обидві зірки можуть опинитися на лінії нашогозору, тому що, рухаючись по своїх орбітах, вони можуть проходити прямо одинперед іншою. Подібні системи називаються затемнення-подвійними зірками.

Пульсуючі змінні зорі.

Деякі з найбільш правильних змінних зір пульсують, стискуючись ізнову збільшуючись - ніби вібрують з певною частотою, приклад, алетак, як це відбувається зі струною музичного інструменту. Найбільшвідомий тип подібних зірок - цефеїди, названі так, але зірку Дельта
Цефея, що представляє собою типовий приклад. Це зірки надгіганти, їхмаса перевищує масу Сонця в 3 - 10 разів, а світність їх в сотні і навітьтисячі разів вище, ніж у Сонця. Період пульсації цефеїд вимірюється днями. Упроцесі пульсації цефеїди як площа, так і температура її поверхнізмінюються, що викликає загальні зміни її блиску.
Миру, перше з описаних змінних зір, та інші подібні до неї зіркизобов'язані своєю змінність пульсації.

спалахують зірки.

Магнітні явища на Сонце є причиною сонячних плям і сонячнихспалахів, але вони не можуть суттєво вплинути на яскравість Сонця. Длядеяких зірок - червоних карликів - це не так: на них подібні спалахидосягають величезних масштабів, і в результаті світлове випромінювання можезростати на цілу зоряну величину, а то й більше. Найближча до Сонцязірка є однією з таких спалахують зірок. Ці світлові викидине можна передбачити заздалегідь, а тривають вони всього кілька хвилин.

Галактики.

Приблизно половина всіх зірок нашої Галактики належить до подвійнихсистемам, так що подвійні зірки, що обертаються по орбітах один навколоіншої, явище дуже поширене.
Приналежність до подвійної системи дуже сильно впливає на все життя зірки,особливо коли напарники перебувають близько один до одного. Потоки речовини,ринули від однієї зірки на іншу, призводять до драматичнихспалахів, таким, як вибухи нових і наднових зірок.
Галактики утримуються разом взаємним тяжінням. Обидві зірки подвійнийсистеми обертаються по еліптичних орбітах навколо деякої точки, що лежитьміж ними і званої центром гравітації цих зірок. Це можнауявити собі як точка опори, якщо уявити зірки сидять надитячих гойдалках: кожна на своєму кінці дошки, покладеної на колоду. Чимдалі зірки один від одного, тим довше тривають їхні шляхи по орбітах.
Більшість подвійних зірок дуже близькі один до одного, щоб їх можна булорозрізнити окремо навіть у найбільш потужні телескопи. Якщо відстаньміж партнерами досить велика, орбітальний період може вимірюватисяроками, а іноді цілим століттям.

Тісні подвійні зірки.

У системі близько розташованих подвійних зірок взаємні сили тяжінняпрагнуть розтягнути кожну з них, надати їй форму груші. Якщо тяжіннядосить сильно, наступає критичний момент, коли речовина починаєвитікати з однієї зірки і падати на іншу. Навколо цих двох зірок єдеяка область у формі тривимірної вісімки, поверхня якоїявляє собою критичну межу. Ці два грушоподібні фігури,кожна навколо своєї зірки, називаються порожнинами?? Оша. Якщо одна з зіроквиростає настільки, що заповнює свою порожнину Роша, то речовина з неїспрямовується на іншу зірку в тій точці, де порожнини стикаються. Частозоряний матеріал не опускається прямо на зірку, а спочатку закручуєтьсявихором, утворюючи так званий аккреційному диску. Якщо обидві зірки настількирозширилися, що заповнили свої порожнини Роша, то виникає контактнаподвійна зірка. Матеріал обох зірок перемішується і зливається в кулюнавколо двох зоряних ядер. Оскільки в кінцевому рахунку всі зірки розбухають,перетворюючись на гіганти, а багато зірок є подвійними, товзаємодіючі подвійні системи - явище нерідке.

Нейтронні зірки.

Якщо маса стискуваної зірки перевершує масу Сонця більш ніж у 1,4рази, то така зірка, досягши стадії білого карлика, на атом незупиниться. Гравітаційні сили в цьому випадку такі великі, що електронивдавлюються всередину атомних ядер. У результаті протони перетворюються нанейтрони, здатні прилягати одне до одного без будь-яких проміжків.
Щільність нейтронних зірок перевершує навіть щільність білих карликів, алеякщо маса матеріалу не перевищує 3 сонячних мас, нейтрони, як іелектрони, здатні самі запобігти подальшому стиснення. Типованейтронна зірка має в поперечнику всього лише від 10 до 15 км, а одинкубічний сантиметр її речовини важить близько мільярда тонн. Крімнечувано величезної щільності, нейтронні зірки мають ще двомаособливими властивостями, які дозволяють їх виявити, незважаючи на такімалі розміри: це швидке обертання і сильне магнітне поле. Загалом,обертаються всі зірки, але коли зірка стискається, швидкість її обертаннязростає - точно так само, як фігурист на льоду обертається набагато швидше,коли притискає до себе руки. Нейтронна зірка робить декілька оборотівза секунду. Поряд з цим винятково швидким обертанням, нейтронні зіркимають магнітне поле, в мільйони разів сильніше, ніж у Землі.

Пульсари.

Перші пульсари були відкриті в 1968 р., коли радіоастрономи виявилирегулярні сигнали, що йдуть до нас з чотирьох точок Галактики. Вчені буливражені тим фактом, що якісь природні об'єкти можуть випромінюватирадіоімпульсу в такому правильному і швидкому ритмі. Спочатку (правда,ненадовго) астрономи запідозрили участь якихось мислячих істот, що мешкаютьв глибинах Галактики. Але незабаром було знайдено природне пояснення. Употужному магнітному полі нейтронної зірки рухаються по спіралі електронигенерують радіохвилі, які випромінюються вузьким пучком, як промінь прожектора.
Зірка швидко обертається, і радіопроменем перетинає лінію нашого спостереження,немов маяк. Деякі пульсари випромінюють не лише радіохвилі, а йсвітлові, рентгенівські й гамма промені. Період самих повільних пульсарівблизько чотирьох секунд, а найшвидших - тисячні частки секунди. Обертанняцих нейтронних зірок було з якихось причин ще більш прискорено;можливо, вони входять у подвійні системи.

Рентгенівські подвійні зірки.

У Галактиці знайдено, принаймні, 100 потужних джерелрентгенівського випромінювання. Рентгенівські промені мають настільки великийенергією, що для виникнення їх джерела має статися щось з рядунадзвичайне. На думку астрономів, причиною рентгенівського випромінюваннямогла б служити матерія, що падає на поверхню маленької нейтронноїзірки.
Можливо, рентгенівські джерела являють собою подвійні зірки, одназ яких дуже маленька, але інша масивна; це може бути нейтронназірка, білий карлик або чорна діра. Зірка-компаньйон може бути абомасивною зіркою, маса якої перевищує сонячну в 10 - 20 разів, абомати масу, яка перевищує масу Сонця не більш ніж удвічі. Проміжніваріанти представляються вкрай малоймовірними. До таких ситуацій приводитьскладна історія еволюції і обмін масами в подвійних системах, Фінальнийрезультат залежить від початкових мас та початкової відстані між зірками.

У подвійних системах з невеликими масами навколо нейтронної зіркиутворюється газовий диск, В разі ж систем з великими масами матеріалспрямовується прямо на нейтронну зірку - її магнітне поле засмоктує його,як у воронку. Саме такі системи часто виявляються рентгенівськимипульсарами.

наднових зірок.

Зірки, маси яких не досягають 1,4 сонячної, вмирають тихо ібезтурботно. А що відбувається з більш масивними зірками? Як виникаютьнейтронні зірки і чорні дірки? Катастрофічний вибух, якимзакінчується життя масивної зірки, - це воістину вражаюче подія.
Це наймогутніший з природних явищ, що відбуваються в зірках. У митьока вивільняється більше енергії, ніж випромінює її наше
Сонце за 10 мільярдів років. Світловий потік, що посилається однією гинучоїзіркою, еквівалентний цілої галактиці, але ж видиме світло становить лишемалу частку повної енергії. Залишки вибухнула зірки розлітаються геть зішвидкостями до 20 000 км за секунду.
Такі грандіозні зіркові вибухи називаються надновими. Наднові --досить рідкісне явище. Кожен рік та інших галактиках виявляють від 20до 30 найновіших, головним чином в результаті систематичного пошуку. Засторіччя в кожній галактиці їх може бути від однієї до чотирьох. Однак унашій власній Галактиці наднових не спостерігали з 1604г. Може бути,вони й були, але залишилися невидимими з-за великої кількості пилу в Чумацькому
Шляху. Радіоастрономи виявили кільце газу, що залишається від наднової всузір'ї Кассіопеї, і назвали дату вибуху - 1658 р. У той час ніхто незареєстрував незвично яскравої зірки, хоча досить скромна зірочка,яку згодом вже не бачили, була відзначена в цьому ж місці назоряній карті 1680