На протяжении веков каждую ночь мы видим в небе загадочные огоньки – звезды нашей Вселенной. В древности люди видели фигуры животных в скоплениях звезд, и позже они начали называться созвездиями. На текущий момент ученые выделяют 88 созвездий, которые разделяют ночное небо на участки. Звезды – это источники энергии и света для Солнечной системы. Они способны создавать тяжелые элементы, которые необходимы для начала жизни. Таким образом, Солнце дарит свое тепло всему живому на планете. Степень яркости звезд определяется их размерами.
Звезда Canis Majoris из созвездия Большого Пса является самой крупной во Вселенной. Она находится в 5 тыс. световых лет от Солнечной системы. Ее диаметр – 2,9 миллиарда километров.
Конечно же, не все звезды в Космосе такие огромные. Есть и звезды-карлики. Величину звезд ученые оценивают по шкале – чем звезда ярче, тем ее номер меньше. Самая яркая звезда в ночном небе Сириус. По цветам звезды делятся на классы, которые указывают на их температуру. К классу О относятся самые горячие, они голубого цвета. Звезды красного цвета являются самыми холодными.
Следует заметить, что звезды не мерцают. Этот эффект похож на то, что мы наблюдаем в жаркие дни лета, посмотрев на раскаленный бетон или асфальт. Кажется, что мы смотрим через дрожащее стекло. Этот же процесс вызывает иллюзию мерцания звезды. Чем ближе она к нашей планете, тем больше она «мерцает».
Главная последовательность – время существования звезды, которое зависит от ее размера. Маленькие звезды сияют дольше, крупные, наоборот, меньше. Массивным звездам топлива хватит на пару сотен тысяч лет, а малые будут гореть на протяжении миллиардов лет.
Красный гигант – большая звезда оранжевого или красноватого оттенка. Звезды этого типа очень крупных размеров, которые превышают обычные в сотни раз. Самые массивные из них становятся сверхгигантами. Бетельгейзе, из созвездия Орион, является самой яркой среди красных супергигантов.
Белый карлик – это остатки обычной звезды, после красного гиганта. Эти звезды довольно плотные. Их размер не больше нашей планеты, но их массу можно сравнить с Солнцем. Температура белых карликов достигает 100 тыс. градусов и больше.
Коричневые карлики еще называют субзвездами. Это газовые массивные шары, которые больше Юпитера и меньше Солнца. Эти звезды не излучают тепла и света. Они являют собой темный сгусток материи.
Цефеида. Цикл ее пульсации колеблется между несколькими секундами и несколькими годами. Все зависит от разновидности переменной звезды. Цефеиды изменяют свою светимость в конце жизни и в начале. Они могут быть внешними и внутренними.
Большинство звезд – это часть звездных систем. Двойные звезды – две гравитационно связанные звезды. Ученые доказали, что у половины звезд галактики есть пара. Они могут затмевать друг друга, потому что их орбиты находятся под малым углом к лучу зрения.
Новые звезды. Это тип катаклизмических переменных звезд. Их блеск меняется не так резко, по сравнению со сверхновыми. В нашей галактике выделяют две группы новых звезд: новые балджа (медленные и слабее) и новые диска (быстрее и ярче).
Сверхновые. Звезды, которые заканчивают эволюцию во взрывном процессе. Этим термином были названы звезды, которые вспыхнули сильнее новых. Но ни одни, ни другие не являются новыми. Всегда вспыхивают звезды, которые уже существуют.
Гиперновые. Это очень крупная сверхновая звезда. Теоретически они могли бы создать Земле серьезную угрозу сильной вспышкой, но на данный момент подобных звезд поблизости нашей планеты нет.
Цикл жизни звезд
Звезда берет свое начало в виде облака газа и пыли, которое называют туманностью. Взрывная волна сверхновой или гравитация соседней звезды способна заставить ее сжиматься. Элементы облака собираются в плотную область, которая называется протозвездой. При следующем сжатии она нагревается и достигает критической массы. После происходит ядерный процесс, и звезда проходит все фазы существования. Первый является самым стабильным и долгим. Но со временем топливо заканчивается, и мелкая звезда становится красным гигантом, а большая – красным супергигантом. Эта фаза будет длиться, пока топливо полностью не закончится. Туманность, которая останется после звезды, может расширяться на протяжении миллионов лет. После чего на нее подействует взрывная волна или гравитация, и все повторится сначала.
Основные процессы и характеристики
Звезда имеет два параметра, которые определяют все внутренние процессы, – химический состав и масса. Задав их одиночной звезде, можно предсказать спектр, блеск и внутреннюю структуру звезды.
Расстояние
Есть много способов для определения расстояний до звезды. Самый точный – измерение параллаксов. До звезды Веги расстояние измерил астроном Василий Струве в 1873. Если звезда находится в звездном скоплении, расстояние до звезды можно принять равным расстоянию до скопления. Если звезда из класса цефеид, расстояние можно вычислить из зависимости абсолютная звездная величина – период пульсации. Чтобы определить расстояние к далеким звездам, астрономы используют фотометрию.
Масса
Точная масса звезды определяется, если это компонент двойной звезды. Для этого используется третий закон Кеплера. Также можно косвенно определить массу, к примеру, из зависимости светимость – масса. В 2010 году ученые предложили еще один способ вычисления массы. Он основывается на наблюдениях за прохождением планеты со спутником по диску звезды. Применив законы Кеплера и изучив все данные, определяют плотность и массу звезды, период вращения спутника и планеты и другие характеристики. На данный момент этот способ использовался на практике.
Химический состав
Химический состав зависит от вида звезды и ее массы. Крупные звезды не обладают элементами тяжелее гелия, а красные и желтые карлики относительно на них богаты. Это помогает звезде зажечься.
Структура
Выделяют три внутренние зоны: конвективную, ядро и зону лучистого переноса.
Конвективная зона. Здесь за счет конвенции происходит перенос энергии.
Ядро – центральная часть звезды, где проходят ядерные реакции.
Лучистая зона. Здесь перенос энергии происходит благодаря излучению фотонов. У малых звезд эта зона отсутствует, у крупных находится между конвективной зоной и ядром.
Атмосфера находится над поверхностью звезды. Она состоит из трех частей – хромосферы, фотосферы и короны. Фотосфера является самой глубокой ее частью.
Звездный ветер
Это процесс, при котором вещество из звезды стекает в межзвездное пространство. Он играет немаловажную роль в эволюции. В результате звездного ветра масса звезды уменьшается, значит, ее жизнь полностью зависит от интенсивности этого процесса.
Принципы обозначения звезд и каталоги
В галактике находится больше 200 миллиардов звезд. На фотоснимках крупных телескопов их настолько много, что не имеет смысла давать им всем имена и даже считать. Примерно 0,01 процента звезд нашей галактики занесено в каталоги. У каждого народа самые яркие звезды получили имена. К примеру, Алголь, Ригель, Альдебаран, Денеб и другие происходят с арабского.
В Уранометрии Байера звезды обозначаются буквами греч. алфавита в порядке убывания блеска (α – самая яркая, β – вторая по блеску). Если греческого алфавита не хватало, использовался латинский. Некоторые звезды называют именами ученых, которые описывали их уникальные свойства.
Большая Медведица
Созвездие Большая Медведица являет собой 7 эффектных звезд, которые отыскать на небе довольно просто. Помимо этих, в созвездии насчитывается еще 125 звезд. Это созвездие одно из самых крупных и захватывает на небе 1280 кв. градусов. Ученые выяснили, что звезды ковша находятся от нас на неравном расстоянии.
Ближе всех расположена звезда Алиот, самая дальняя – Бенетнаш. Для любителей астрономии это созвездие способно служить «тренировочным полигоном»:
· Благодаря Большой Медведице можно с легкостью найти и другие созвездия.
· В течение года оно четко показывает обращение неба за сутки и перестроение его вида.
· Если запомнить угловые расстояния между звездами, можно проводить угловые приближенные измерения.
· Имея едва ощутимый телескоп, можно рассмотреть переменные и двойные звезды в Большой Медведице.
Легенды и мифы созвездия
«Ковш» известен нам с давних времен. Древние греки утверждали, что это нимфа Калисто, которая была спутницей Артемиды и возлюбленной Зевса. Она проигнорировала правила и навлекла немилость богини. Та обратила ее в медведицу и натравила собак. Чтобы возлюбленная Зевса была в безопасности, он поднял ее на небо. Событие это темное, и каждый раз в эту историю пытаются добавить что-то новое, как, например, подругу нимфы Каллисто, которую превратили в Малую Медведицу.
Большую Медведицу можно увидеть и днем, использовав интерактивную карту созвездий. Здесь Вы сможете найти другие малые и большие созвездия, посмотреть их в большом приближении..
Сегодня вы узнаете о самых необычных звездах. По оценкам, во Вселенной насчитывается около 100 миллиардов галактик и около 100 миллиардов звезд в каждой галактике. Учитывая такое количество звезд, среди них обязательно должны быть странные. Многие из сверкающих горящих шаров из газа довольно похожи друг на друга, но некоторые выделяются странными размерами, весом и поведением. Используя современные телескопы, ученые продолжают изучать эти звезды, чтобы лучше понять их и Вселенную, но загадки все еще остаются. Любопытно узнать о самых странных звездах? Вот 25 самых необычных звезд во Вселенной.
25. UY Scuti
Считающаяся звездой супергигантом, UY Scuti настолько велика, что может поглотить нашу звезду, половину соседних с нами планет и практически всю нашу Солнечную систему. Ее радиус примерно в 1700 раз больше радиуса Солнца.
24. Звезда Мафусаила
Фото: commons.wikimedia.org
Звезда Мафусаила, названная также HD 140283, действительно оправдывает свое название. Некоторые считают, что ее возраст составляет 16 миллиардов лет, что является проблемой, так как Большой взрыв случился только 13,8 миллиарда лет назад. Астрономы пытались использовать более совершенные методы определения возраста, чтобы лучше датировать звезду, но до сих пор считают, что она не моложе 14 миллиардов лет.
23. Объект Торна-Житкова
Фото: Wikipedia Commons.com
Первоначально существование этого объекта было предложено теоретически Кипом Торном (Kip Thorne) и Анной Житковой (Anna Zytkow), он представляет собой две звезды, нейтронную и красного сверхгиганта, объединенных в одну звезду. Потенциальный кандидат на роль этого объекта получил название HV 2112.
22. R136a1
Фото: flickr
Хотя UY Scuti - самая большая звезда, известная человеку, R136a1 определенно является одной из самых тяжелых во Вселенной. Ее масса в 265 раз больше, чем масса нашего Солнца. Что делает ее странной, так это то, что мы точно не знаем, как она была сформирована. Основная теория заключается в том, что она сформировалась путем слияния нескольких звезд.
21. PSR B1257+12
Фото: en.wikipedia.org
Большинство экзопланет в солнечной системе PSR B1257 + 12 мертвы и купаются в смертельном излучении от своей старой звезды. Удивительный факт об их звезде - это зомби-звезда или пульсар, который умер, но ядро все еще остается. Исходящее из него излучение делает эту солнечную систему ничейной землей.
20. SAO 206462
Фото: flickr
Состоящая из двух спиральных рукавов, охватывающих 14 миллионов миль в поперечнике, SAO 206462, безусловно, странная и уникальная звезда во Вселенной. В то время как некоторые галактики, как известно, имеют рукава, у звезд обычно их нет. Ученые полагают, что эта звезда находится в процессе создания планет.
19. 2MASS J0523-1403
Фото: Wikipedia Commons.com
2MASS J0523-1403, возможно, самая маленькая известная звезда во Вселенной, и она находится всего в 40 световых годах от нас. Поскольку она отличается небольшими размерами и массой, ученые полагают, что ее возраст может составлять 12 триллионов лет.
18. Тяжелые металлические субкарлики
Фото: ommons.wikimedia.org
Недавно астрономы обнаружили пару звезд с большим количеством свинца в атмосфере, что создает толстые и тяжелые облака вокруг звезды. Их называют HE 2359-2844 и HE 1256-2738, и расположены они в 800 и 1000 световых лет от нас соответственно, но вы можете просто назвать их тяжелыми металлическими субкарликами. Ученые до сих пор не уверены, как они формируются.
17. RX J1856.5-3754
Фото: Wikipedia Commons.com
С момента своего рождения нейтронные звезды начинают безостановочно терять энергию и остывать. Таким образом, необычно, что нейтронная звезда возрастом 100 000 лет, такая как RX J1856.5-3754, может быть настолько горячей и не демонстрировать никаких признаков активности. Ученые полагают, что межзвездный материал удерживается сильным гравитационным полем звезды, в результате образуется достаточно энергии для нагрева звезды.
16. KIC 8462852
Фото: Wikipedia Commons.com
Звездная система KIC 8462852 привлекла пристальное внимание и интерес со стороны SETI и астрономов за ее необычное поведение в последнее время. Иногда она тускнеет на 20 процентов, это может означать, что что-то вращается вокруг нее. Конечно, некоторых это подтолкнуло к выводу, что это инопланетяне, но другое объяснение - обломки кометы, которая вышла на одну орбиту со звездой.
15. Vega
Фото: Wikipedia Commons.com
Vega - пятая самая яркая звезда в ночном небе, но совсем не это делает ее странной. Высокая скорость вращения в 960 600 км в час придает ей форму яйца, а не сферическую, как у нашего Солнца. На также наблюдаются температурные вариации, с более холодной температурой на экваторе.
14. SGR 0418+5729
Фото: commons.wikimedia.org
Магнит, находящийся на расстоянии 6500 световых лет от Земли, SGR 0418 + 5729 имеет самое сильное магнитное поле во Вселенной. Странно в нем то, что он не соответствует образу традиционных магнетаров с поверхностным магнитным полем, как у обычных нейтронных звезд.
13. Kepler-47
Фото: Wikipedia Commons.com
В созвездии Лебедя, на расстоянии 4900 световых лет от Земли, астрономы впервые обнаружили пару планет, вращающихся вокруг двух звезд. Известные как система Kelper-47, движущиеся по орбите звезды затмевают друг друга каждые 7,5 дней. Одна звезда примерно соответствует по размеру нашему Солнцу, но только на 84 процента такая же яркая. Открытие доказывает, что на стрессовой орбите двойной звездной системы может существовать более одной планеты.
12. La Superba
Фото: commons.wikimedia.org
La Superba - еще одна массивная звезда, расположенная в 800 световых годах от нас. Она примерно в 3 раза тяжелее нашего Солнца и по размеру в четыре астрономических единицы. Она настолько яркая, что ее можно наблюдать с Земли невооруженным глазом.
11. MY Camelopardalis
Фото: commons.wikimedia.org
MY Camelopardalis считалась яркой звездой одиночкой, но позже было обнаружено, что две звезды расположены настолько близко, что они практически касаются друг друга. Две звезды медленно соединяются вместе, чтобы образовать одну звезду. Никто не знает, когда они полностью сольются.
10. PSR J1719-1438b
Фото: Wikipedia Commons.com
Технически, PSR J1719-1438b не звезда, но была когда-то. Когда она еще была звездой, ее внешние слои высосала другая звезда, превратив ее в маленькую планету. Что еще более удивительно в отношении этой бывшей звезды, то, что теперь гигантская алмазная планета, в пять раз превышающая Землю по размеру.
9. OGLE TR-122b
Фото: Фото: commons.wikimedia.org
Обычно на фоне среднестатистической звезды остальные планеты напоминают гальку, но OGLE TR-122b примерно такого же размера, как Юпитер. Правильно, это самая маленькая звезда во Вселенной. Ученые полагают, что она возникла как звездный карлик несколько миллиардов лет назад, это первый раз, когда обнаружили звезду по размеру сравнимую с планетой.
8. L1448 IRS3B
Фото: commons.wikimedia.org
Астрономы обнаружили систему с тремя звездами L1448 IRS3B, когда она начала формироваться. Используя телескоп ALMA в Чили, они наблюдали, как две молодые звезды вращались вокруг гораздо более старой звезды. Они считают, что эти две молодые звезды появились в результате ядерной реакции с вращающимся вокруг звезды газом.
Фото: Wikipedia Commons.com
Mira, известная также как Omicron Ceti, находится в 420 световых годах от нас и довольно странная из-за ее постоянно колеблющейся яркости. Ученые считают ее умирающей звездой, находящейся на последних годах своей жизни. Еще более удивительно, что она перемещается в космосе со скоростью 130 км в секунду и имеет хвост, растянувшийся на несколько световых лет.
6. Fomalhaut-C
Фото: Wikipedia Commons.com
Если вы считаете, что система с двумя звездной была классной, тогда вы, возможно, захотите увидеть Fomalhaut-C. Это система с тремя звездами всего в 25 световых годах от Земли. Хотя системы с тройными звездами не совсем уникальны, данная таковой является потому, что расположение звезд далеко, а не близко друг к другу – аномалия. Звезда Fomalhaut-C особенно далеко расположена от A и B.
5. Swift J1644+57
Фото: Wikipedia Commons.com
Аппетит черной дыры не разборчив. В случае с Swift J1644 + 57 спящая черная дыра проснулась и поглотила звезду. Ученые сделали это открытие в 2011 году с использованием рентгеновских и радиоволн. Для того, чтобы свет достиг Земли понадобилось 3,9 миллиарда световых лет.
4. PSR J1841-0500
Фото: Wikipedia Commons.com
Известные своим регулярным и постоянно пульсирующим свечением, являются быстро вращающимися звездами, которые редко «выключаются». Но PSR J1841-0500 удивил ученых тем, что делал это всего лишь 580 дней. Ученые считают, что изучение этой звезды поможет им понять, как работают пульсары.
3. PSR J1748-2446
Фото: Wikipedia Commons.com
Самое странное в PSR J1748-2446 заключается в том, что это самый быстрый вращающийся объект Вселенной. Он имеет плотность в 50 триллионов раз больше свинца. В довершение всего, его магнитное поле в триллион раз более сильное, чем у нашего Солнца. Короче говоря, это безумно сверхактивная звезда.
2. SDSS J090745.0+024507
Фото: Wikipedia Commons.com
SDSS J090745.0 + 024507 - это смехотворно длинное название сбежавшей звезды. С помощью сверхмассивной черной дыры звезда слетела со своей орбиты и движется достаточно быстро, чтобы выйти из Млечного Пути. Будем надеяться, что ни одна из таких звезд не понесется в нашу сторону.
1. Магнетар SGR 1806-20
Фото: Wikipedia Commons.com
Магнетар SGR 1806-20 - ужасающая сила, существующая в нашей Вселенной. Астрономы обнаружили яркую вспышку на расстоянии 50 000 световых лет, и она была настолько мощной, что отразилась от Луны и на десять секунд осветила атмосферу Земли. Солнечная вспышка вызвала у ученых вопросы о том, не могла ли подобная привести к вымиранию всего живого на Земле.
Те, кто имеет немного представления о Вселенной, хорошо знает, что космос постоянно находится в движении. Вселенная с каждой секундой расширяется, становиться все больше и больше. Другое дело, что в масштабах человеческого восприятия мира, осознать размеры происходящего и представить структуру Вселенной достаточно трудно. Помимо нашей галактики, в которой расположено Солнце и находимся мы, существуют десятки, сотни других галактик. Точного количества далеких миров не знает никто. Сколько галактик во Вселенной, можно знать только приблизительно, создав математическую модель космоса.
Следовательно, учитывая размеры Вселенной, можно с легкостью допустить мысль, что в десятке, в сотне миллиардов световых лет от Земли, существуют миры, похожие на наш.
Наша галактика, получившая красивое название «Млечный путь», еще несколько веков назад, по мнению многих ученых, была центром мироздания. На деле оказалось, что это только часть Вселенной,и существуют другие галактики различных видов и размеров, большие и маленькие, одни дальше, другие ближе.
В космосе все объекты тесно взаимосвязаны, движутся в определенном порядке и занимают отведенное место. Известные нам планеты, хорошо знакомые звезды, черные дыры и сама наша Солнечная система располагаются в галактике Млечный путь. Название это не случайно. Еще древние астрономы, наблюдавшие ночное небо, сравнили окружающий нас космос с молочной дорожкой, где тысячи звезд похожи на капли молока. Галактика Млечный путь, небесные галактические объекты, находящиеся в нашем поле зрения, составляют ближайший космос. Что может находиться за пределами видимости телескопов, стало известно только в XX веке.
Последующие открытия, которые увеличили наш космос до размеров Метагалактики, натолкнули ученых на теорию о Большом взрыве. Грандиозный катаклизм произошел почти 15 млрд. лет назад и послужил толчком к началу процессов образования Вселенной. Одну стадию вещества сменяла другая. Из плотных облаков водорода и гелия стали формироваться первые зачатки Вселенной — протогалактики, состоящие из звезд. Все это происходило в далеком прошлом. Свет многих небесных светил, который мы можем наблюдать в сильнейшие телескопы, является лишь прощальным приветом. Миллионы звезд, если не миллиарды, усыпавшие наш небосклон, находятся в миллиарде световых лет от Земли, и давно прекратили свое существование.
Наша Солнечная система, прочие космические тела, наблюдаемые с Земли — это сравнительно молодые структурные образования и наши ближайшие соседи в огромной Вселенной. Долгое время ученые считали, что ближайшей к Млечному Пути являлась карликовая галактика Большое Магелланово облако, расположенная всего в 50 килопарсеках. Только совсем недавно стали известны реальные соседи нашей галактики. В созвездии Стрельца и в созвездии Большого Пса расположились маленькие карликовые галактики, масса которых в 200- 300 раз меньше массы Млечного пути, а расстояние до них составляет чуть более 30-40 тыс. световых лет.
Это одни из самых маленьких вселенских объектов. В таких галактиках количество звезд относительно небольшое (порядка нескольких миллиардов). Как правило, карликовые галактики постепенно сливаются или поглощаются более крупными образованиями. Скорость расширяющейся Вселенной, которая составляет 20-25 км/с, невольно приведет соседствующие галактики к столкновению. Когда это произойдет и чем обернется, мы можем только предполагать. Столкновение галактик происходит все это время, и в силу скоротечности нашего существования, наблюдать за происходящим не представляется возможным.
Андромеда, в два-три раза превышающая своими размерами нашу галактику, является одной из самых близких к нам галактик. Среди астрономов и астрофизиков она продолжает оставаться одной из самых популярных и располагается всего в 2,52 миллионах световых лет от Земли. Как и наша галактика, Андромеда входит в Местную группу галактик. Размер этого гигантского космического стадиона — три миллиона световых лет в поперечнике, а количество присутствующих в ней галактик насчитывается порядка 500. Однако даже такой гигант, как Андромеда, выглядит коротышкой в сравнении с галактикой IC 1101.
Эта самая большая во Вселенной спиралевидная галактика располагается в сотне с лишним миллионов световых лет от нас и имеет диаметр более 6 миллионов световых лет. Несмотря на то, что в ее состав входит 100 триллионов звезд, галактика в основном состоит из темной материи.
Первые исследования космоса, проведенные в начале XX века, дали обильную почву для размышлений. Обнаруженные в объектив телескопа космические туманности, которых со временем насчитали более тысячи, представляли собой интереснейшие объекты во Вселенной. Длительное время эти светлые пятна на ночном небе считались скоплениями газа, входящими в структуру нашей галактики. Эдвин Хаббл в 1924 году сумел измерить расстояние до скопления звезд, туманностей и сделал сенсационное открытие: эти туманности — ни что иное, как далекие спиралевидные галактики, самостоятельно странствующие в масштабах Вселенной.
Американский астроном впервые предположил, что наша Вселенная – это множество галактик. Исследования космоса в последней четверти XX века, наблюдения, сделанные с помощью космических аппаратов и техники, включая знаменитый телескоп Хаббл, подтвердили эти предположения. Космос безграничен и наш Млечный путь — далеко не самая крупная галактика во Вселенной и к тому же не является ее центром.
Только с появлением мощных технических средств наблюдения, Вселенная стала обретать четкие очертания. Ученые столкнулись с тем фактом, что даже такие огромные образования, какими являются галактики, могут отличаться по своей структуре и строению, форме и размерам.
Усилиями Эдвина Хаббла мир получил систематизированную классификацию галактик, делящую их на три типа:
Эллиптические галактики и спиральные являются самыми распространенными типами. К ним относятся наша галактика Млечный Путь, а также соседняя с нами галактика Андромеда и многие другие галактики во Вселенной.
Эллиптические галактики имеют форму эллипса и вытянуты в одном из направлений. Эти объекты лишены рукавов и часто меняют свою форму. По своим размерам эти объекты также отличаются друг от друга. В отличие от спиральных галактик, эти космические монстры не имеют четко выраженного центра. Ядро в таких структурах отсутствует.
По классификации такие галактики обозначаются латинской буквой E. Все на сегодняшний день известные эллиптические галактики разделены на подгруппы E0-E7. Распределение по подгруппам осуществляется в зависимости от конфигурации: от галактик почти круглой формы (E0, E1 и E2)до сильно растянутых объектов с индексами E6 и E7. Среди эллиптических галактик встречаются карлики и настоящие гиганты, имеющие диаметры в миллионы световых лет.
К спиральным галактикам относятся два подтипа:
Первый подтип выделяется следующими особенностями. По форме такие галактики напоминают правильную спираль, однако в центре такой спиральной галактики находится перемычка (бар), дающая начало рукавам. Такие перемычки в галактике обычно являются следствием физических центробежных процессов, делящих ядро галактики на две части. Существуют галактики с двумя ядрами, тандем которых и составляет центральный диск. Когда ядра встречаются, перемычка исчезает и галактика становится нормальной, с одним центром. Существует перемычка и в нашей галактике Млечный путь, в одном из рукавов которой находится наша Солнечная система. От Солнца к центру галактики путь по современным оценкам составляет 27 тыс. световых лет. Толщина рукава Ориона Лебедя, в котором пребывает наше Солнце и вместе с ним наша планета, составляет 700 тыс. световых лет.
В соответствии с классификацией спиральные галактики обозначаются латинскими буквами Sb. В зависимости от подгруппы, существуют и другие обозначения спиральных галактик: Dba, Sba и Sbc. Разница между подгруппами определяется длиной бара, его формой и конфигурацией рукавов.
Спиральные галактики могут иметь различные размеры, начиная от 20 000 световых лет и до 100 тыс. световых лет в диаметре. Наша галактика «Млечный Путь» пребывает в «золотой серединке», своими размерами тяготея к галактикам средней величины.
Самый редкий тип — неправильные галактики. Эти вселенские объекты представляют собой крупные скопления звезд и туманностей, не имеющие четкой формы и структуры. В соответствии с классификацией они получили индексы Im и IO. Как правило, у структур первого типа диска нет или он слабо выражен. Нередко у таких галактик можно рассмотреть подобие рукавов. Галактики с индексами IO представляют собой хаотическое скопление звезд, облаков газа и темной материи. Яркими представителям такой группы галактик являются Большое и Малое Магелланово Облако.
Все галактики: правильные и неправильные, эллиптические и спиральные, состоят из триллионов звезд. Пространство между звездами с их планетарными системами заполнено темной материей или облаками космического газа и частицами пыли. В промежутках этих пустот находятся черные дыры, большие и малые, которые нарушают идиллию космического спокойствия.
Исходя из имеющейся классификации и по результатам исследований, можно с некоторой долей уверенности ответить на вопрос, сколько галактик во Вселенной и какого они типа. Больше всего во Вселенной спиральных галактик. Их более 55 % от общего количества всех вселенских объектов. Эллиптических галактик в два раза меньше — всего 22% от общего числа. Неправильных галактик, аналогичных Большому и Малому Магеллановым Облакам, во Вселенной только 5%. Одни галактики соседствуют с нами и находятся в поле зрения мощнейших телескопов. Другие находятся в самом дальнем пространстве, где преобладает темная материя и в объективе видна больше чернота бескрайнего космоса.
Все галактики относятся к определенным группам, которые в современной науке принято называть кластерами. Млечный Путь входит в один из таких кластеров, в котором присутствуют еще до 40 более-менее известных галактик. Сам кластер же является частью сверхскопления, более крупной группы галактик. Земля, вместе с Солнцем и Млечным Путем входит в сверхскопление Девы. Таков наш фактический космический адрес. Вместе с нашей галактикой в скоплении Девы существуют более двух тысяч других галактик, эллиптических, спиральных и неправильных.
Карта Вселенной, на которую сегодня ориентируются астрономы, дает представление о том, как выглядит Вселенная, каковая ее форма и структура. Все скопления собираются вокруг пустот или пузырей темной материи. Допускается мысль, что темная материя и пузыри также заполнены какими-то объектами. Возможно это антивещество, которое в противоположность законами физики, образует аналогичные структуры в другой системе координат.
Ученые считают, что составить общий потрет Вселенной невозможно. Мы располагаем визуальными и математическими данными о космосе, который находится в пределах нашего понимания. Реальные масштабы Вселенной представить невозможно. То, что мы видим в телескоп, является светом звезд, который идет к нам уже миллиарды лет. Возможно, реальная картина на сегодняшний день уже совершенно иная. Самые красивые галактики во Вселенной в результате космических катаклизмов уже могли превратиться в пустые и безобразные облака космической пыли и темной материи.
Нельзя исключать, что в далеком будущем, наша галактика столкнется с более крупной соседкой по Вселенной или проглотит карликовую галактику, существующую по соседству. Каковы будут последствия таких вселенских изменений, остается только гадать. Несмотря на то, что сближение галактик происходит со световой скоростью, земляне вряд ли станут свидетелями вселенской катастрофы. Математики подсчитали, что до рокового столкновения осталось чуть более трех миллиардов земных лет. Будет ли в то время существовать жизнь на нашей планете — вопрос.
В существование звезд, скоплений и галактик также могут вмешаться и другие силы. Черные дыры, которые пока известны человеку, в состоянии поглотить звезду. Где гарантия, что подобные чудовища огромных размеров, прячущиеся в темной материи и в пустотах космоса, не смогут поглотить галактику целиком.
а также многие другие источники, мы получаем весьма последовательную картину Вселенной. Она состоит на 68% из темной энергии, на 27% из темной материи, на 4,9% из обычной материи, на 0,1% нейтрино, на 0,01% из излучения и ей около 13,8 миллиарда лет. Неопределенность возраста Вселенной колеблется в пределах 100 миллионов лет, так что хотя Вселенная, безусловно, может быть на сотню миллионов лет моложе или старше, 14,5 миллиарда лет она наберет вряд ли.
Миссия ЕКА Gaia измерила положения и свойства сотен миллионов звезд вблизи галактического центра и нашла самые древние звезды, известные человечеству
Остается только одна разумная возможность: видимо, мы неправильно оцениваем возраст звезд. Мы подробно изучили сотни миллионов звезд на разных этапах их жизней. Мы знаем, как звезды образуются и при каких условиях; знаем, когда и как они зажигают ядерный синтез; знаем, как долго продолжаются различные стадии синтеза и насколько они эффективны; знаем, сколько они живут и как умирают, разные типы с разными массами. Если коротко, астрономия - серьезная наука, особенно если говорить про звезды. В целом самые старые звезды отличаются относительно низкой массой (менее массивны, чем наше Солнце), содержат мало металлов (элементов, помимо водорода и гелия) и могут быть старше самой галактики.
В шаровых скоплениях можно найти чрезвычайно старые звезды
Многие из них находятся в шаровых скоплениях, которые, и это точно, содержат звезды по 12 миллиардов или, в редких случаях, даже по 13 миллиардов лет. Поколение назад люди утверждали, что этим кластерам - 14-16 миллиардов лет, чем создавали напряжение в устоявшихся космологических моделях, но постепенно улучшение понимания звездной эволюции привело эти числа в соответствии с нормой. Мы разработали более продвинутые методы, улучшающие наши наблюдательные способности: путем измерения не только содержания углерода, кислорода или железа в этих звездах, но и с использованием радиоактивного распада урана и тория. Мы можем напрямую определять возраст отдельных звезд.
SDSS J 102915+172927- это древняя звезда в 4140 световых годах от нас, которая содержит лишь 1/20 000 часть тяжелых элементов, в сравнении с нашим Солнцем, и должна быть возрастом 13 миллиардов лет. Это одна из самых старых звезд во Вселенной
В 2007 году мы сумели измерить звезду HE 1523-0901, которая составляет 80% массы Солнца, содержит всего 0,1% солнечного железа и, как полагают, возрастом 13,2 миллиарда лет, если судить по ее обилию радиоактивных элементов. В 2015 году вблизи центра Млечного Пути было выявлено девять звезд, которые сформировались 13,5 миллиарда лет назад: всего через 300 000 000 лет после Большого Взрыва. «Эти звезды сформировались до Млечного Пути и галактика сформировалась вокруг них», говорит Луис Хоувс, сооткрыватель этих древних реликтов. По сути, одна из этих девяти звезд имеет меньше 0,001% солнечного железа; именно этот тип звезд будет искать космический телескоп Джеймса Вебба, когда начнет работать в октябре 2018 года.
Это оцифрованное изображение самой старой звезды в нашей галактике. Эта стареющая звезда HD 140283 находится в 190 световых годах от нас. Космический телескоп Хаббла уточнил ее возраст в 14,5 миллиарда плюс-минус 800 миллионов лет
Самой поразительной звездой из всех является HD 140283, неофициально прозванная звездой Мафусаила. Она всего в 190 световых годах от нас, и мы можем измерить ее яркость, температуру поверхности и состав; мы также можем увидеть, что она только начинает развиваться в фазе субгиганта, чтобы стать впоследствии красным гигантом. Эти фрагменты информации позволяют нам вывести хорошо обозначенный возраст звезды, и результат как минимум вызывает беспокойство: 14,46 миллиарда лет. Некоторые свойства звезды, вроде содержания железа в 0,4% от солнечного, говорят, что звезда старая, но не старейшая из всех. И несмотря на возможную погрешность в 800 миллионов лет, Мафусаил все-таки создает определенный конфликт между максимальным возрастом звезд и возрастом Вселенной.
не менялся миллиарды лет. Но по мере взросления звезд самые массивные прекращают существование, а наименее массивные начинают превращаться в субгигантов
Сегодня очевидно, что в прошлом с этой звездой могло произойти нечто, чего мы пока не знаем сегодня. Может быть, она родилась более массивной и каким-то образом лишилась внешних слоев. Может быть, звезда поглотила немного вещества позже, которое изменило ее содержание тяжелых элементов, смутив наши наблюдения. Может быть, мы просто плохо понимаем фазу субгиганта в звездной эволюции древних звезд с низкой металличностью. Постепенно мы выведем верную форму или рассчитаем возраст древнейших звезд.
Но если мы окажемся правы, перед нами возникнет серьезная проблема. В нашей Вселенной не может существовать звезды, которая будет старше самой Вселенной. Либо что-то не так с оценкой возраста этих звезд, либо что-то не так с оценкой возраста Вселенной. Либо что-то еще, чего мы пока вообще не понимаем. Это отличный шанс подвинуть науку в новом направлении.
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.
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 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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
Красный гигант
Белый карлик
Коричневый карлик
Цефеида
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.
