Какая солнце звезда: Солнце — Википедия – К какому классу звезд относится Солнце

Содержание

Список крупнейших звёзд — Википедия

Звезда Радиус по современным оценкам,
R
Заметки
UY Щита 2100 В настоящее время самая большая известная звезда в Млечном Пути и во Вселенной.
VY Большого Пса 1540
WOH G64 1540[1] Вторая из крупнейших известных звезд. Расположена в соседней галактике Большое Магелланово Облако, в созвездии Золотой Рыбы.
RW Цефея 1535 RW Цефея варьируется как по яркости (по крайней мере в 3 раза), так и по спектральному типу (наблюдается от G8 до M2Ia-0), вероятно, также в диаметре. Поскольку спектральный тип и температура при максимальной яркости неизвестны, цитируемый размер является просто оценкой.
Вэстерланд 1-26 1530[2] — 2544[3] Радиоизлучение звезды приводит к тому, что у него есть спорные параметры.
VX Стрельца 1520[4] VX Стрелец пульсирует по радиусу, что делает реальный диапазон между 1350 и 1940.[5]
KY Лебедя 1420[6] По некоторым оценкам, радиус этой звезды до 2850 раз больше, чем у нашего солнца.
AH Скорпиона 1411[7]
HR 5171 A 1315[8] Это, по оценкам, самый большой желтый гипергигант.
μ Цефея «гранатовая -звезда» Гершеля Более 1260—1600[9]
BI Лебедя 1240[10]
S Персея 1230[11]
V354 Цефея 690[12]

1520[13]

Также известен как Case 75.
IRC-10414 1200 Данное значение неточно и подлежит определению.
PZ Кассиопеи 1190, 1260—1340[14] Наибольшая оценка связана с необычным измерением K-диапазона и считается артефактом ошибки коррекции покраснения. Самая низкая оценка согласуется с другими звездами в одном и том же обзоре и с теоретическими моделями, а промежуточные — с уточнением расстояния до этой звезды и, следовательно, с ее параметрами.
NML Лебедя 1183[15] — 2770[16]
DU Южного Креста 1180[источник не указан 846 дней]
BC Лебедя 1140
MY Цефея 1134[17] — 2440[18]
RT Киля 1090
V396 Кентавра 1070[19]
CK Киля 1060[20]
VV Цефея А 1050
KW Стрельца 1009[21]
U Ящерица 1025
RS Персея (770[22]-)

1000[23]

NR Лисички 980[24]
RW Лебедя 980[25]
ДСАРС 7 960[26]
IX Киля 920[27]
HV 2112 918
Бетельгейзе

(Альфа Ориона)

887 + 203[28] — 1200[29] Девятая яркая звезда в ночном небе.
V602 Киля 860[30]
Альфа Скорпиона 800 — 900[31] 15 самая яркая звезда в ночном небе.
η Киля (60-) 800[32] На пике «Великой вспышки» радиус, насколько такое понятие применимо к моменту выброса огромной массы материи, колебался в районе ~1400 солнечных, что сопоставимо с размерами крупнейших известных звезд[33].
SU Персея 780[34]
V382 Киля 747 Самый яркий желтый гипергигант в ночном небе, один из редчайших типов звезд.
TV Близнецов 620[35] — 770[36]
V1749 Лебедя 620
119 Tелецa 608[37]
S Пегаса 574[38]
T Цефея 540[39]
R Зайца (400-) 535[40]
S Ориона 530[41]
W Гидры 520[42]
IRC +10216 500 IRC +10216 был одним из ошибочных тождеств, как заявленная планета «Нибиру» или

«Планета X», из-за ее яркости, когда она приближается к 1-й величине.

R Кассиопеи 500
ρ Кассиопеи 400 — 500[43]
θ Мухи 422
σ Большого Пса 420[44]
V509 Кассиопеи 400 — 900[45]
Мира A (ο Кита) 332 — 402[46]
V838 Единорога 380[47]

1570[48]

V838 Единорогa — это новый тип объектов, известный как светящаяся красная нова. Через короткое время после всплеска V838 Единорогa измеряли при 1570 ± 400 R☉; очень большой прохладный сверхгигант L-типа, сообщающийся с этим радиусом, является переходным объектом, который быстро сократится в течение нескольких десятилетий. Однажды возглавив список в качестве одной из самых больших звезд, после переживания новой волны он постепенно уменьшался по размеру.
S Золотой Рыбы (100-) 380[49]
R Золотой Рыбы 370[50]
HR Киля 350[51]
R Льва 350[52]
Звезда Пистолет 340
Хи Лебедя 316[53]
La Superba (Y Canum Venaticorum) 300 La Superba является одной из самых красных звёзд на небе. В настоящий момент очень яркая.
Пи Кормы 290
Рас Альгети (α Геркулеса) 264-303,

284 + 60[54]

Лебедь OB2-12 246[55]
Везен (δ Большого Пса) 215[56]
Денеб (α Лебедя) 210
LBV 1806-20 196
Эниф (ε Пегаса) 185
ε Возничего A 175
Хедус I (ζ Возничего) 160[57]
Авиор 153
Мирах (β Андромеды) 130
Гакрукс (γ Южного Креста) 113[58]
Сигма Весов 110
Бета Пегаса 95
WR 102ka 92[59]
Аламак (γ Андромеды) 83
Ригель (β Ориона) 78[60]
Арнеб (α Зайца) 77
P Лебедя 76[61]
Канопус (α Киля) 71[62]
Альбирео (β Лебедя) Aa 69[63]
R Северной Короны 65
Минтака (δ Ориона) 60
Мирфак (α Персея) 60
Мекбуда (ζ Близнецов) 60
η Орла 60
Этамин (γ Дракона) 50
Дельта Цефея 44,5[64]
Альдебаран (α Тельца) 43 — 44,2[65]
Следующие звезды перечислены для целей сравнения.
Полярная звезда 37,5[66]
R136a1 32,1[67]
Арктур 25,7
HDE 226868 20 — 22[68]
Альнитак 20[69]
Дзета Кормы 14 — 26[70]
Капелла (звезда) 10,8[71]

11,98[72]

VV Цефея B 10[73]
Солнце 1 Самое большое тело в солнечной системе.

Звезда — Википедия



Недавно взошедшее Солнце, ближайшая к Земле звезда

Звезда́ — массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза[1]. Ближайшей к Земле звездой является Солнце — типичный представитель спектрального класса G.

Звёзды образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности — тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Примечательно, что звёзды имеют отрицательную теплоёмкость[2].

Ближайшей к Солнцу звездой является Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 светового года (4,2 св. года = 39 Пм = 39 трлн км = 3,9⋅1013 км) от центра Солнечной системы (см. также Список ближайших звёзд).

Невооружённым глазом (при хорошей остроте зрения и отсутствии искусственной засветки) на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии. За исключением сверхновых, все видимые с Земли звёзды (включая видимые в самые мощные телескопы) находятся[3] в местной группе галактик.

Большинство звёздных характеристик, как правило, выражается в СИ, но также используется и СГС (например, светимость выражается в эргах в секунду). Масса, светимость и радиус обычно даются в соотношении с нашим Солнцем:

Для обозначения расстояния до звёзд приняты такие единицы, как световой год и парсек.

Меньшие расстояния, такие как радиус гигантских звёзд или большая полуось двойных звёзд, часто выражаются с использованием астрономической единицы (а.e.), равной среднему расстоянию между Землёй и Солнцем (около 150 млн км).

Классификации звёзд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр чёрного тела, но с наложенными на него линиями поглощения или излучения. По составу и силе этих линий звезде присваивался тот или иной определённый класс. Так поступают и сейчас, однако, нынешнее деление звёзд гораздо более сложное: дополнительно оно включает абсолютную звёздную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и размеров, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы.

В начале XX века Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная звёздная величина» — «спектральный класс» различные звёзды, и оказалось, что бо́льшая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название диаграмма Герцшпрунга — Рассела) оказалась ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды.

Теперь, когда есть теория внутреннего строения звёзд и теория их эволюции, стало возможным и объяснение существования классов звёзд. Оказалось, что всё многообразие видов звёзд — это не более чем отражение количественных характеристик звёзд (такие как масса и химический состав) и эволюционного этапа, на котором в данный момент находится звезда.

В каталогах и на письме класс звёзд пишется в одно слово, при этом сначала идёт буквенное обозначение основного спектрального класса (если класс точно не определён, пишется буквенный диапазон, к примеру, O-B), далее арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс, потом римскими цифрами идёт класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга — Рассела), а затем идёт дополнительная информация. К примеру, Солнце имеет класс G2V.

Звёзды главной последовательности[править | править код]

Наиболее многочисленный класс звёзд составляют звёзды главной последовательности, к такому типу звёзд принадлежит и наше Солнце. С эволюционной точки зрения главная последовательность — это та область диаграммы Герцшпрунга-Рассела, в которой звезда находится большую часть своей жизни. В это время потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакций. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелее гелия (металличностью).

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработана в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
Класс Температура,
K
Истинный цвет Видимый цвет[4][5] Основные признаки[6]
O 30 000—60 000 голубой голубой Слабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизованных Si, C, N.
B 10 000—30 000 бело-голубой бело-голубой и белый Линии поглощения гелия и водорода. Слабые линии H и К Ca II.
A 7500—10 000 белый белый Сильная бальмеровская серия, линии H и К Ca II усиливаются к классу F. Также ближе к классу F начинают появляться линии металлов
F 6000—7500 жёлто-белый белый Сильны Линии H и К Ca II, линии металлов. Линии водорода начинают ослабевать. Появляется линия Ca I. Появляется и усиливается полоса G, образованная линиями Fe, Ca и Ti.
G 5000—6000 жёлтый жёлтый Линии H и К Ca II интенсивны. Линия Ca I и многочисленные линии металлов. Линии водорода продолжают слабеть, Появляются полосы молекул CH и CN.
K 3500—5000 оранжевый желтовато-оранжевый Линии металлов и полоса G интенсивны. Линии водорода почти не заметны. Появляются полосы поглощения TiO.
M 2000—3500 красный оранжево-красный Интенсивны полосы TiO и других молекул. Полоса G слабеет. Всё ещё заметны линии металлов.

Коричневые карлики[править | править код]

Коричневые карлики — это тип звёзд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время коричневые карлики были гипотетическими объектами. Их существование предсказали в середине XX в., основываясь на представлениях о процессах, происходящих во время формирования звёзд. Однако в 1995 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звёзд подобного типа. Их спектральный класс М — T. В теории выделяется ещё один класс — обозначаемый Y (в 2011 году его существование подтвердилось открытием нескольких звёзд с температурой 300—500 К: WISE J014807.25−720258.8, WISE J041022.71+150248.5, WISE J140518.40+553421.5, WISE J154151.65−225025.2, WISE J173835.52+273258.9, WISE J1828+2650 и WISE J205628.90+145953.3).

Белые карлики[править | править код]

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых.

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

Красные гиганты[править | править код]

Красные гиганты и сверхгиганты — это звёзды с довольно низкой эффективной температурой (3000—5000 К), однако с огромной светимостью. Типичная абсолютная звёздная величина таких объектов −3m—0m(I и III класс светимости). Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.

Переменные звёзды[править | править код]

Переменная звезда — это звезда, у которой за всю историю наблюдения хоть один раз менялся блеск. Причин переменности много и связаны они могут быть не только с внутренними процессами: если звезда двойная и луч зрения лежит или находится под небольшим углом к полю зрения, то одна звезда, проходя по диску звезды, будет его затмевать; также блеск может измениться, если свет от звезды пройдёт сквозь сильное гравитационное поле. Однако в большинстве случаев переменность связана с нестабильными внутренними процессами. В последней версии общего каталога переменных звёзд принято следующее деление[7]:

  1. Эруптивные переменные звёзды — это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой.
  2. Пульсирующие переменные звёзды — это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и не радиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как не радиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах.
  3. Вращающиеся переменные звёзды — это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, чьи оси не совпадают с осью вращения звезды.
  4. Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды. Переменности этих звёзд вызваны взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
  5. Затменно-двойные системы
  6. Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
  7. Новые типы переменных — типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.

Типа Вольфа — Райе[править | править код]

Звёзды Вольфа — Райе — класс звёзд, для которых характерны очень высокая температура и светимость; звёзды Вольфа — Райе отличаются от других горячих звёзд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации (NIII — NV, CIII — CIV, OIII — OV). Ширина этих полос может достигать 100 Å, а излучение в них может в 10-20 раз превышать излучение в континууме. Звёзды такого типа имеют свой класс — W[8]. Однако подклассы строятся совсем не как у звёзд главной последовательности:

  1. WN — подкласс Вольфа-Райе звёзд в спектрах которых есть линии NIII — V и HeI-II.
  2. WO — в их спектрах сильны линии кислорода. Особенно ярки линии OVI λ3811 — 3834
  3. WC — звёзды, богатые углеродом.

Окончательной ясности происхождения звёзд типа Вольфа — Райе не достигнуто. Однако можно утверждать, что в нашей Галактике это гелиевые остатки массивных звёзд, сбросившие значительную часть массы на каком-то этапе своей эволюции[9].

Типа T Тельца[править | править код]

Звезда типа T Тельца с околозвёздным диском

Звёзды типа T Тельца (T Tauri, T Tauri stars, TTS) — класс переменных звёзд, названный по имени своего прототипа Т Тельца. Обычно их можно обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их переменности (весьма нерегулярной) в оптическом диапазоне и хромосферной активности.

Они принадлежат к звёздам спектральных классов F, G, K, M и имеют массу меньше двух солнечных. Период вращения от 1 до 12 дней. Температура их поверхности такая же, как и у звёзд главной последовательности той же массы, но они имеют несколько большую светимость, потому что их радиус больше. Основным источником их энергии является гравитационное сжатие[10].

В спектре звёзд типа T Тельца присутствует литий, который отсутствует в спектрах Солнца и других звёзд главной последовательности, так как он разрушается при температуре выше 2 500 000 K[11].

Новые[править | править код]

Новая звезда — тип катаклизмических переменных. Блеск у них меняется не так резко, как у сверхновых (хотя амплитуда может составлять 9m): за несколько дней до максимума звезда лишь на 2m слабее. Количество таких дней определяет, к какому классу новых относится звезда[12]:

  1. Очень быстрые, если это время (обозначаемое как t2) меньше 10 дней.
  2. Быстрые — 11<t2<25 дней
  3. Очень медленные: 151<t2<250 дней
  4. Предельно медленные, находящиеся вблизи максимума годами.

Существует зависимость максимума блеска новой от t2. Иногда эту зависимость используют для определения расстояния до звезды. Максимум вспышки в разных диапазонах ведёт себя по-разному: когда в видимом диапазоне уже наблюдается спад излучения, в ультрафиолете всё ещё продолжается рост. Если наблюдается вспышка и в инфракрасном диапазоне, то максимум будет достигнут только после того, как блеск в ультрафиолете пойдёт на спад. Таким образом болометрическая светимость во время вспышки довольно долго остаётся неизменной.

В нашей Галактике можно выделить две группы новых: новые диска (в среднем они ярче и быстрее), и новые балджа, которые немного медленнее и, соответственно, немного слабее.

Сверхновые[править | править код]

Сверхно́вые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет — то I типа.

Гиперновые[править | править код]

Гиперновая — коллапс исключительно тяжёлой звезды после того, как в ней больше не осталось источников для поддержания термоядерных реакций; другими словами, это очень большая сверхновая.

С начала 1990-х годов были замечены столь мощные взрывы звёзд, что сила взрыва превышала мощность взрыва обычной сверхновой примерно в 100 раз, а энергия взрыва превышала 1046 джоулей. К тому же, многие из этих взрывов сопровождались очень сильными гамма-всплесками. Интенсивное исследование неба нашло несколько аргументов[источник не указан 1784 дня] в пользу существования гиперновых звёзд, но пока что они являются гипотетическими объектами.

Сегодня термин используется для описания взрывов звёзд с массой более 100 масс Солнца. Гиперновые, теоретически, могли бы создать серьёзную угрозу Земле вследствие сильной радиоактивной вспышки, но в настоящее время вблизи Земли нет звёзд, которые могли бы представлять такую опасность. По некоторым данным[источник не указан 1784 дня], 440 миллионов лет назад имел место взрыв гиперновой звезды вблизи Земли. Вероятно, короткоживущий изотоп никеля 56Ni попал на Землю в результате этого взрыва.

LBV[править | править код]

Яркие голубые переменные (ЯГП), также известные как переменные типа S Золотой Рыбы (SDOR), — это очень яркие голубые пульсирующие гипергиганты, названные по звезде S Золотой Рыбы (S Dor) в БМО. Они показывают неправильные (иногда циклические) изменения блеска с амплитудой от 1m до 7m. Обычно, самые яркие голубые звёзды галактик, в которых они наблюдаются. Как правило, связаны с диффузными туманностями и окружены расширяющимися оболочками. Встречаются исключительно редко.

Яркие голубые переменные могут сиять в миллион раз сильнее, чем Солнце и их масса может быть 150 солнечных, подходя к теоретическому пределу на массу звезды, что делает их самыми яркими, горячими и мощными звёздами во Вселенной[источник не указан 1784 дня]. Звёзды этого типа всегда находятся в состоянии неустойчивого гидростатического равновесия, поскольку с их поверхности постоянно истекает мощнейший звёздный ветер, который всё время снижает их массу. По этой причине они всегда окружены туманностями (см. Эта Киля, которая является наиболее близкой и наиболее изученной ЯГП). Из-за их огромной массы время жизни таких звёзд очень мало: всего несколько миллионов лет.

Современные теории считают, что ЯГП — это только стадия эволюции очень массивных звёзд, которая позволяет им сбросить часть массы. Они могут эволюционировать в звезду Вольфа — Райе, перед тем как взорваться как сверхновая, или даже как гиперновая, если они не потеряют достаточно массы.

ULX[править | править код]

Ультраяркие рентгеновские источники (ULXs) — небесное тело с сильным излучением в рентгеновском диапазоне (1039 — 1042 эрг с−1 в диапазоне 0,5 −100 кэВ), квазипериодическим на масштабе порядка 20 с, шкала переменности от нескольких секунд до нескольких лет. Если предположить, что излучение изотропно, то для согласования с эдингтоновской светимостью, необходимо, чтобы масса гравитирующего тела была 10 000 M[13][14]. О природе явления ведутся споры. Большинство моделей полагает, что в качестве источника излучения служит чёрная дыра, а вот о механизме высвечивания энергии единого мнения нет.

Нейтронные звёзды[править | править код]

На поздних стадиях эволюции у звёзд с массой 8—10 M давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны. Масса таких звёзд начинается от предела Чандрасекара (1,44 M) и до предела Оппенгеймера — Волкова при диаметре порядка 10 км.

Ещё одной особенностью нейтронных звёзд является сильное магнитное поле. Благодаря ему и быстрому вращению, приобретённому звездой из-за несферического коллапса или как результат сохранения вращательного момента при сильном сжатии, на небе наблюдаются радио- и рентгеновские пульсары.

Уникальные звезды[править | править код]

Основная статья: SS 433

SS 433 (известный также как V 1343 Орла и 1908+05), или объект Стефенсона — Сандьюлика — двойная затменная звёздная система 14-й звёздной величины, включающая в себя два компонента. Один из них представляет собой массивную звезду высокой температуры (около 30 тыс. кельвинов) и светимости, а другой — компактную звезду (нейтронную звезду или чёрную дыру). С главной звезды на спутник непрерывно перетекает струя газа, так как гигант не может сохранить свою целостность в поле тяготения своего очень компактного соседа. Вокруг компактной звезды формируется аккреционный диск из перетекающего на неё вещества, который затмевает главную звезду раз в 13 суток. Спутник окружён облаком плазмы, имеющим очень высокую температуру и светимость. Эти процессы порождают мощное рентгеновское излучение.

Других звёздных систем, подобных SS 433, астрономами в нашей Галактике пока не найдено.

Звёздные системы могут быть одиночными и кратными: двойными, тройными и большей кратности. В случае если в систему входит более десяти звёзд, то принято её называть звёздным скоплением.
Двойные (кратные) звёзды очень распространены. По некоторым оценкам, более 70 % звёзд в галактике кратные[15]. Так, среди 32 ближайших к Земле звёзд 12 кратных, из которых 10 двойных (в том числе и самая яркая из визуально наблюдаемых звёзд — Сириус). В окрестностях 20 парсек от Солнечной системы из более 3000 звёзд, около половины — двойные звёзды всех типов[16].

Двойные звёзды[править | править код]

Двойная звезда, или двойная система — две гравитационно-связанные звезды, обращающиеся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. C помощью двойных звёзд существует возможность узнать массы звёзд и построить различные зависимости. А не зная зависимости масса — радиус, масса — светимость и масса — спектральный класс, практически ничего невозможно сказать ни о внутреннем строении звёзд, ни об их эволюции.

Но двойные звёзды не изучались бы столь серьёзно, если бы все их значение сводилось к информации о массе. Несмотря на многократные попытки поиска одиночных чёрных дыр, все кандидаты в чёрные дыры находятся в двойных системах. Звёзды Вольфа — Райе были изучены именно благодаря двойным звёздам.

Тесные двойные звёзды (ТДС)[править | править код]

Среди двойных звёзд выделяют так называемые тесные двойные системы (ТДС): двойные системы, в которых происходит обмен веществом между звёздами. Расстояние между звёздами в тесной двойной системе сравнимо с размерами самих звёзд, поэтому в таких системах возникают более сложные эффекты, чем просто притяжение: приливное искажение формы, прогрев излучением более яркого компаньона и другие эффекты.

Звёздные скопления[править | править код]

Звёздное скопление — группа звёзд, имеющих общее происхождение, положение в пространстве и направление движения. Члены таких групп связаны между собой взаимным тяготением. Большинство из известных скоплений находится в нашей Галактике.

Открытие звёздных скоплений принадлежит английскому астроному Уильяму Гершелю. Всего им было описано около 2 тыс. скоплений. До наблюдений Гершеля считалось, что звёзды однородно распределены по всей Вселенной. Так было и во времена Исаака Ньютона. Но Гершель смог опровергнуть это мнение, доказав, что распределение звёзд в пространстве очень неравномерно. Многие из них собраны в тесные группы; Гершель дал таким группам название «звёздные кучи», а затем они были переименованы в «звёздные скопления». Несколько позже, в XIX веке, скопления были разделены учёными на два класса (а позднее к ним добавился ещё один).

Известны три класса звёздных скоплений: шаровые, рассеянные и ассоциации. Классы различаются между собой по внешнему виду, количеству звёзд и по расстояниям между компонентами скопления. Кроме того, существуют различия по химическому составу, возрасту, типам звёзд, входящих в группу, а также по расположению скоплений в Галактике.

Шаровые[править | править код]

Шаровое скопление — скопление звёзд, имеющее сферическую или слегка сплюснутую форму. Их диаметр колеблется от 20 до 100 парсек. Это одни из старейших объектов во Вселенной. Типичный возраст шаровых скоплений — более 10 млрд лет. Поэтому в их состав входят маломассивные старые звёзды, большинство из которых находится на завершающих стадиях своей эволюции. Как следствие, здесь много нейтронных звёзд, цефеид и белых карликов; предполагается также наличие чёрных дыр. Нередко в скоплениях происходят вспышки новых звёзд.

Шаровые скопления отличаются высокой концентрацией звёзд. К примеру, в кубическом парсеке в центре такого скопления находится от нескольких сот до десятков тысяч звёзд. Для сравнения: в окрестностях Солнца на объём более одного кубического парсека приходится только одна звезда.

Шаровые скопления возникли из гигантского догалактического облака, из которого впоследствии сформировалась Галактика. В Млечном Пути насчитывают более 150 шаровых скоплений, большинство из которых концентрируются к центру галактики.

Рассеянные[править | править код]

Рассеянное скопление — второй класс звёздных скоплений. Это звёздная система, компоненты которой располагаются на достаточно большом расстоянии друг от друга. Этим она отличается от шаровых скоплений, где концентрация звёзд сравнительно велика. По этой причине рассеянные скопления очень трудно обнаруживать и изучать. Если звёзды, находящиеся от наблюдателя на одинаковом расстоянии, движутся в одном и том же направлении, есть основания предполагать, что они входят в рассеянное скопление.

Наиболее известные представители этого класса скоплений — Плеяды и Гиады, находящиеся в созвездии Тельца.

Рассеянные скопления довольно многочисленны. Их известно больше, чем шаровых. Некоторые из них находятся на близком расстоянии от Солнца — например, до скопления Гиады около 40 парсек.

Рассеянные скопления обычно состоят из нескольких сот или тысяч звёзд, хотя встречаются и более многочисленные группы. По большей части сюда входят массивные и яркие звёзды, а также переменные. Рассеянные скопления имеют небольшую массу. Их гравитационное поле не способно удерживать компоненты длительное время и те постепенно отдаляются друг от друга.

Ассоциации[править | править код]

Звёздные ассоциации — разреженное скопление молодых звёзд высокой светимости, отличающееся от других типов скоплений своим размером (около 200—300 световых лет). Ассоциации, как правило, связаны с облаками молекулярного газа, имеющего сравнительно низкую температуру. Этот газ является «строительным материалом» для звёзд. Образовавшиеся массивные звёзды нагревают окружающий их молекулярный газ, который со временем рассеивается в межзвёздной среде. Ассоциации, также как и рассеянные скопления, неустойчивы. Они медленно расширяются и их компоненты отдаляются друг от друга.

Галактики[править | править код]

Галактика — это крупное скопление звёзд (чаще всего 10—50 килопарсек в диаметре), межзвёздного газа и пыли, тёмной материи.

У звезды два параметра, определяющие все внутренние процессы — масса и химический состав. Если их задать для одиночной звезды, то на любой момент времени можно предсказать все остальные физические характеристики звезды, такие как блеск, спектр, размер, внутренняя структура.

Расстояние[править | править код]

Существует множество способов определить расстояние до звезды. Наиболее точным и основным для всех остальных методов является метод измерения параллаксов звёзд. Первым измерил расстояние до звезды Веги российский астроном Василий Яковлевич Струве в 1837 году. Определение параллаксов с поверхности Земли позволяет измерить расстояния до 100 парсек, а со специальных астрометрических спутников, таких как Hipparcos, — до 1000 пк.

Если звезда входит в состав звёздного скопления, то мы не сильно ошибёмся, если примем расстояние до звезды равным расстоянию до скопления. Если звезда принадлежит к классу цефеид, то расстояние можно найти из зависимости период пульсации — абсолютная звёздная величина.

В основном, для определения расстояния до далёких звёзд используется фотометрия[17][18].

Масса[править | править код]

Достоверно определить массу звезды можно, только если она является компонентом двойной звезды. В этом случае массу можно вычислить, используя обобщённый третий закон Кеплера. Но даже при этом оценка погрешности составляет от 20 % до 60 % и в значительной степени зависит от погрешности определения расстояния до звезды.
Во всех прочих случаях приходится определять массу косвенно, например, из зависимости масса — светимость[19].

В октябре 2010 года был предложен ещё один способ измерения массы звезды: он базируется на наблюдении за прохождением по диску звезды планеты со спутником. Проанализировав полученные данные и применив законы Кеплера, можно определить массу и плотность звезды и планеты, период вращения планеты и её спутника, их размеры относительно размеров звезды и некоторые другие их характеристики. На настоящий момент (18 октября 2010 г.) метод пока не был использован на практике[20].

Наиболее массивной из известных является R136a1, массой в 265 солнечных[21]

Химический состав[править | править код]

Несмотря на то, что доля элементов тяжелее гелия в химическом составе звёзд исчисляется не более чем несколькими процентами, они играют важную роль в жизни звезды. Благодаря им ядерные реакции могут замедляться или ускоряться, а это отражается как на яркости звезды, так и на цвете и на продолжительности её жизни. Так, чем больше металличность массивной звезды, тем меньше будет остаток при взрыве сверхновой.

Наблюдатель, зная химический состав звезды, может довольно уверенно судить о времени образования звезды.

Химический состав звёзд очень сильно зависит от типа звёздного населения и отчасти от массы — у массивных звёзд в недрах полностью отсутствуют элементы тяжелее гелия (в молодом возрасте этих звёзд), жёлтые и красные карлики сравнительно богаты тяжёлыми элементами — они помогают зажечься звёздам при небольшой массе газопылевого облака.[источник не указан 3810 дней]

Структура[править | править код]

Расположение лучистой зоны и конвекционной в звёздах разной массы

В общем случае у звезды, находящейся на главной последовательности, можно выделить три внутренние зоны: ядро, конвективную зону и зону лучистого переноса.

Ядро — это центральная область звезды, в которой идут ядерные реакции.

Конвективная зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт конвекции. Для звёзд с массой менее 0,5 M она занимает всё пространство от поверхности ядра до поверхности фотосферы. Для звёзд с массой, сравнимой с солнечной, конвективная часть находится на самом верху, над лучистой зоной. А для массивных звёзд она находится внутри, под лучистой зоной.

Лучистая зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт излучения фотонов. Для массивных звёзд эта зона расположена между ядром и конвективной зоной, у маломассивных она отсутствует, а у звёзд больше массы Солнца находится у поверхности.

На более поздних стадиях добавляются дополнительные слои, в которых идут ядерные реакции с элементами, отличными от водорода. И чем больше масса, тем больше таких слоёв. У звёзд с массой, на 1—2 порядка превышающей Мʘ, таких слоёв может быть до 6, где в верхнем, первом слое всё ещё горит водород, а в нижнем идут реакции превращения углерода в более тяжёлые элементы, вплоть до железа. В таком случае в недрах звезды расположено инертное, в плане ядерных реакций, железное ядро.

Над поверхностью звезды находится атмосфера, как правило, состоящая из трёх частей: фотосферы, хромосферы и короны.

Фотосфера — самая глубокая часть атмосферы, в её нижних слоях формируется непрерывный спектр.

Ядерные реакции[править | править код]

Для звёзд главной последовательности основным источником энергии являются ядерные реакции с участием водорода: протон-протонный цикл, характерный для звёзд 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.

Основные цепочки ядерных реакций в звёздах
Протон-протонный цикл CNO-цикл
p+p→2D+e++νe+0,4 MeV{\displaystyle \mathrm {p+p\rightarrow {}^{2}D+{e^{+}}+\nu _{e}+0,4\ MeV} }
2D+p→3He+γ+5,49 MeV{\displaystyle \mathrm {{}^{2}D+p\rightarrow {}^{3}He+\gamma +5,49\ MeV} }
3He+3He→4He+2p+12,85 MeV{\displaystyle \mathrm {{}^{3}He+{}^{3}He\rightarrow {}^{4}He+2p+12,85\ MeV} }
12C+1H→13N+γ+1,95 MeV{\displaystyle \mathrm {^{12}C+{}^{1}H\rightarrow {}^{13}N+\gamma +1,95\ MeV} }
13N→13C+e++νe+1,37 MeV{\displaystyle \mathrm {^{13}N\rightarrow {}^{13}C+{e^{+}}+\nu _{e}+1,37\ MeV} }
13C+1H→14N+γ+7,54 MeV

Ближайшие к нам звезды

Ближайшие к Солнцу звезды

Ближайшие к Солнцу звезды

То, что скрывают ближайшие к нам звезды, будет манить земных ученых, астрономов-любителей и писателей-фантастов еще многие десятилетия, если не века.

Список ближайщих к Солнцу звезд

Звёздная система Звезда или коричневый карлик Спек. класс Вид. зв. вел. Расстояние,
св. год
0 Солнечная система Солнце 0 G2V −26,72 ± 0,04 8,32 ± 0,16 св. мин
1 α Центавра Проксима Центавра 1 M5,5Ve 11,09 4,2421 ± 0,0016
α Центавра A 2 G2V 0,01 4,3650 ± 0,0068
α Центавра B 2 K1V 1,34
2 Звезда Барнарда 4 M4Ve 9,53 5,9630 ± 0,0109
3 Луман 16 A 5 L8 23,25 6,588 ± 0,062
B 5 L9/T1 24,07
4 WISE 0855–0714 7 Y 13,44 7,18+0,78−0,65
5 Вольф 359 8 M6V 13,44 7,7825 ± 0,0390
6 Лаланд 21185 9 M2V 7,47 8,2905 ± 0,0148
7 Сириус Сириус A 10 A1V −1,43 8,5828 ± 0,0289
Сириус B 10 DA2 8,44
8 Лейтен 726-8 Лейтен 726-8 A 12 M5,5Ve 12,54 8,7280 ± 0,0631
Лейтен 726-8 B 12 M6Ve 12,99
9 Росс 154 14 M3,5Ve 10,43 9,6813 ± 0,0512
10 Росс 248 15 M5,5Ve 12,29 10,322 ± 0,036
11 WISE 1506+7027 16 T6 14.32 10,521
12 ε Эридана 17 K2V 3,73 10,522 ± 0,027
13 Лакайль 9352 18 M1,5Ve 7,34 10,742 ± 0,031
14 Росс 128 19 M4Vn 11,13 10,919 ± 0,049
15 WISE 0350-5658 20 Y1 22.8 11,208
16 EZ Водолея EZ Водолея A 21 M5Ve 13,33 11,266 ± 0,171
EZ Водолея B 21 M? 13,27
EZ Водолея C 21 M? 14,03
17 Процион Процион A 24 F5V-IV 0,38 11,402 ± 0,032
Процион B 24 DA 10,70
18 61 Лебедя 61 Лебедя A 26 K5V 5,21 11,403 ± 0,022
61 Лебедя B 26 K7V 6,03
19 Струве 2398 Струве 2398 A 28 M3V 8,90 11,525 ± 0,069
Струве 2398 B 28 M3,5V 9,69
20 Грумбридж 34 Грумбридж 34 A 30 M1,5V 8,08 11,624 ± 0,039
Грумбридж 34 B 30 M3,5V 11,06
21 ε Индейца ε Индейца A 32 K5Ve 4,69 11,824 ± 0,030
ε Индейца B 32 T1V >23
ε Индейца C 32 T6V >23
22 DX Рака 35 M6,5Ve 14,78 11,826 ± 0,129
23 τ Кита 36 G8Vp 3,49 11,887 ± 0,033
24 GJ 1061 37 M5,5V 13,09 11,991 ± 0,057
25 YZ Кита 38 M4,5V 12,02 12,132 ± 0,133
26 Звезда Лейтена 39 M3,5Vn 9,86 12,366 ± 0,059
27 Звезда Тигардена 40 M6,5V 15,14 12,514 ± 0,129
28 SCR 1845-6357 SCR 1845-6357 A 41 M8,5V 17,39 12,571 ± 0,054
SCR 1845-6357 B 42 T6
29 Звезда Каптейна 43 M1,5V 8,84 12,777 ± 0,043
30 Лакайль 8760 44 M0V 6,67 12,870 ± 0,057
31 WISE J053516.80-750024.9 45 Y1 21,1 13,046
32 Крюгер 60 Крюгер 60 A 46 M3V 9,79 13,149 ± 0,074
Крюгер 60 B 46 M4V 11,41
33 DEN 1048-3956 48 M8,5V 17,39 13,167 ± 0,082
34 UGPS J072227.51-054031.2 49 T9 24.32 13,259
35 Росс 614 Росс 614 A 50 M4,5V 11,15 13,349 ± 0,110
Росс 614 B 50 M5,5V 14,23
37 Вольф 1061 53 M3V 10,07 13,820 ± 0,098
38 Звезда ван Маанена 54 DZ7 12,38 14,066 ± 0,109
  №   Обозначение Обозначение   №   Спек. класс Вид. зв. вел. Расстояние,
св. год
Звёздная система Звезда или коричневый карлик

Солнце – основа нашей системы – ближайшая к Земле звезда, которую, в отличие от всех остальных объектов, мы отчетливо видим ясным днем. В ночное же время становятся доступны для наблюдения остальные светила бескрайнего космоса. Количество звезд, наполняющих Вселенную, подсчитать невозможно. Но ближайшие небесные тела, находящиеся в радиусе 16 световых лет, ученые обозначили и составили список. В него вошли 57 звездных систем. Некоторые из них – это не одинокие светила, а двойные и тройные звезды, поэтому общее количество небесных тел достигает 64. В перечень внесли и 13 коричневых карликов, ощутимо уступающих остальным объектам по массе.

Ближайшие окрестности Солнца

Ближайшие окрестности Солнца

Только 7 звезд из списка мы можем рассмотреть без помощи оптического усиления – Сириус, Альфа Центавра, Эпсилон Эридана, Процион, Эпсилон Индейца, Тау Кита, 61 Лебедя. Все они имеют видимую величину в границах от 1,43 до 6,03. Большинство светил относятся к спектральному классу M (красный), их температура составляет 2600-3800 K. Горячие звезды – Сириус A, спектрального класса A (белый), 9940 K и Процион A, класс F (желто-белый), 6650 K. Коричневые карлики, вошедшие в список, относятся к дополнительным спектральным классам L, T, Y. В перечень попали и 4 белых карлика класса D, представляющие довольно редкие объекты в видимом секторе Галактики.

Характеристики Альфа Центавра – ближайшей к Земле звездной системы

Звезды альфа Центавра (слева) и Хадар (справа) на фоне Млечного Пути

Звезды альфа Центавра (слева) и Хадар (справа) на фоне Млечного Пути

Наименьшее расстояние – 4,22 световых года – отделяет нашу планету от Проксима Центавра, одного из трех элементов звездной системы Alpha Centauri. По своим характеристикам самая близкая к Земле звезда (исключая Солнце) существенно отличается от соседок. Это светило принадлежит к спектральному классу M (красный карлик), а его масса и радиус не превышают 0,1 солнечного. Из-за невысокой температуры – 3042 K – она излучает мало энергии и не обнаруживается невооруженным глазом. Была открыта в 1915 году. Периодические и активные вспышки усиливают светимость звезды. Проксима Центавра и остальную часть родной для нее системы разделяет значительное расстояние, равное 0,21 светового года, поэтому находится ли она на ее орбите, достоверно не выяснено. Если докажут, что Проксима кружится вокруг двойной звезды, тогда ее полный период превышает 500 тыс. лет. Поиски возможных экзопланет около светила были безуспешны, ученые исключают присутствие крупных планет на его орбите.

Альфа Центавра В

Альфа Центавра В

Два остальные составляющие системы – Альфа Центавра A и Альфа Центавра B – тесно взаимодействуют друг с другом. С Земли они наблюдаются как одна звезда. Расстояние до системы составляет 4,36 световых лет. Объекты причисляются к спектральным клас

Список звёзд с наибольшей светимостью — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 23 октября 2019;
проверки требуют 2 правки.
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 23 октября 2019;
проверки требуют 2 правки.

Ниже приведён список звёзд с наибольшей светимостью. Звёзды расположены в порядке возрастания абсолютной звёздной величины (снижение светимости). Абсолютная звездная величина определяется как видимая звёздная величина звезды, которая наблюдалась бы на расстоянии в 10 парсек от неё. Абсолютная звёздная величина является логарифмической мерой светимости звезды и используется при оценке светимости звёзд наряду со светимостью, выраженной в единицах светимости Солнца (L).

Этот перечень не может быть полным потому, что если звезда находится от нас очень далеко (к примеру, расстояние составляет миллионы световых лет), то мы её не сможем увидеть, даже если она очень яркая. Разные каталоги дают одним и тем же звёздам разную светимость, выстраивают их в разном порядке, или в списки попадают разные звёзды.

Данные о различных звёздах могут быть несколько разной степени достоверности, в зависимости от количества средств исследования, использовавшихся для отдельной звезды, а также в зависимости от различных особенностей анализа (расстояние) (см. звезду Пистолет для примера). В конце списка представлены звёзды, не относящиеся к числу наиболее ярких; они приведены для сравнения.

Имя звезды Видимая звёздная величина Абсолютная звёздная величина Светимость (Солнце = 1)
R136a1 12,84 −12,6 ≈8 700 000
BAT99-116 (Mk34 в БМО[1]) 13,10 −12,6[2] ≈8 000 000
WR 25 18 −12,25 6 300 000
NGC 2363-V1 8,08 −12,25 6 300 000
R136a2 12,96 −12,2 6 000 000
R136c 13,47 −12,1 5 600 000
BAT99-100 12,4 −12,0 5 000 000
Эта Киля −0,8 до 7,9 −12,0 5 000 000
HD 38282 (R144 в БМО) 10,5 −11,9 4 500 000
R136a3 13,01 −11,6 3 800 000
BAT99-122 12,75 −11,6 3 800 000
Мельник 42 12,8 −11,6 3 700 000
WR 102ka   −11,5 3 200 000
VFTS 682 16,1 −11,5 3 200 000
LSS 4067 11,64 −11,4 3 000 000
NGC 3603-B 11,33 −11,3 2 900 000
HD 93250 7,5 −11,3 2 800 000
Лебедь OB2-#8A1 8,99 −11,3 2 750 000
WR 102hb   −11,3 2 600 000
AFGL 2298   −11,25 2 500 000
HD 5980 B 11,9 −11,25 2 500 000
WR 102ea   −11,2 2 500 000
BAT99-33 11,45 −11,25 2 500 000
WR 85 10,03 −11,25 2 500 000
HD 93129 A 6,97 −11,25 2 500 000
HD 269810   −11,1 2 200 000[3]
HD 5980 A 11,7 −11 2 000 000
VR 82 11,55 −11,0 2 000 000
LBV 1806-20 8,4 −14,2 2 000 000
Лебедь OB2-12 −10,9 1 900 000
Wray 17-96   −10,9 1 800 000[4]
Звезда Пистолет   −10,8 1 700 000
AF And (в Галактике Андромеды)   −10,8 1 600 000[5]
Var B (в Галактике Треугольника)   −10,4 1 100 000[5]
AG Киля 7,1 до 9,0 −10,3 1 000 000[6]
WR 124 11,5 −10,25[7] 1 000 000[7]
S Золотой Рыбы 8,6 до 11,8 −10,1 870 000
Дзета Кормы 2,21 −10 790 000
Var C (в Галактике Треугольника)   −9,8 660 000[5]
Ро Кассиопеи 4,4 −9,6 550 000
HR Киля   −9,5 500 000[8]
AE And (в Галактике Андромеды)   −9,4 450 000[5]
VY Большого Пса 7,95 −9,4 450 000[9]
Хи 2 Ориона 4,65 −9,3 420 000
HDE 226868 8,9 −9,25 390 000
Альнилам 1,70 −9,2 380 000
KW Стрельца   −9,17 370 000
V354 Цефея   −9,15 360 000
Мю Цефея 4,04 −9,08 340 000
VV Цефея A   −9,0 315 000
KY Лебедя   −8,84 270 000
Денеб 1,25 −8,73 250 000
Тета 1 Ориона С 5,13 −8,6 220 000
Альнитак 1,79 −7,8 100 000
VV Цефея B   −7,8 100 000
Минтака 2,23 −7,6 87 000
Эта Большого Пса 2,45 −7,51 80 000
Ригель 0,12 −7,3 66 000
Саиф 2,07 −7,3 66 000
Лямбда Ориона 3,39 −7,3 66 000
Омикрон 1 Большого Пса 3,83 −7,3 66 000
Бетельгейзе 0,58 −7,2 60 000
Антарес 0,92 −7,2 60 000
Пси 1 Водолея 4,92 −6,95 47 000
Дельта Большого Пса 1,83 −6,87 44 000
Сигма Ориона 4,2 −6,6 35 000
Бета Южного Креста 1,25 −6,6 35 000
Эта Ориона 3,38 −6,5 32 000
Омикрон 2 Большого Пса 3,02 −6,46 30 000
Акрукс 0,76 −6,25 25 000
Гамма Лебедя 2,23 −6,12 22 000
Альфа Геркулеса 3,48 −5,97 19 400
Эпсилон Возничего 3,04 −5,95 19 000
Пи 4 Ориона 3,67 −5,8 17 000
Йота 1 Скорпиона 2,99 −5,71 15 000
V838 Единорога 15,74 −9,8 15 000
Эта Льва 3,48 −5,60 14 000
Спика 1,00 −5,6 14 000
Ипсилон Киля 2,92 −5,56 13 300
Канопус −0,62 −5,53 12 900
Йота Ориона 2,77 −5,5 12 600
Бета Центавра 0,61 −5,42 11 700
Альфа Зайца 2,58 −5,40 11 500
Фи Парусов 3,52 −5,34 10 900
Гамма Парусов 1,75 −5,31 10 600
VV Ориона 5,34 −5,2 9600
Шаула 1,62 −5,05 8400
Пи Кормы 2,71 −4,92 7400
Эпсилон Пегаса 2,38 −4,8 6600
Эпсилон Большого Пса 1,50 −4,8 6600
Беллатрикс 1,64 −4,75 6300
Хи Кормы 3,34 −4,74 6250
Эпсилон Киля 1,86 −4,58 5400
W Ориона 5,88 −4,4 4600
Ахернар 0,46 −4,05 3300[10]
Бета Лиры 3,52 −3,91 2900
Полярная звезда 1,97 −3,6 2200
Гакрукс 1,63 −3,2 1500
Регул 1,35 −1,6 350[11]
Альдебаран 0,85 −0,63 140
Арктур −0,04 −0,31 110
Капелла 0,08 0,4 55
Кастор 1,98 0,5 50
Вега 0,00 0,58 47
Поллукс 1,14 0,7 42
Сириус −1,46 1,4 22
HD 38529 5,94 2,7 6,6
Пи 3 Ориона 3,19 3,7 2,6
Альфа Центавра А −0,01 4,38 1,4
Хи 1 Ориона 4,41 4,7 1,05
Солнце −26,8 4,75 1,00
Альфа Центавра B 1,34 5,71 0,5
Эпсилон Эридана 3,73 6,192 0,28
Эпсилон Индейца 4,68 6,88 0,15
Звезда Каптейна 8,89 10,43 0,004
Звезда Барнарда 9,57 13,26 0,0004
Cha 110913-773444 21,59 ? 0,000096
Проксима Центавра 11,09 15,53 0,000060
Звезда Тигардена 15,1 17,2 0,000009

Заметим, что даже самые яркие звёзды, светимости которых в 40 миллионов раз больше солнечной, испускают значительно меньше света, чем такие внегалактические объекты, как квазары, которых в настоящее время известно несколько сотен. Самым ярким квазаром является 3C 273 из созвездия Девы. Его средняя видимая звёздная величина составляет 12,8m, а абсолютная −26,7m. Если бы этот объект был в 10 парсеках от нас, то светил так же ярко, как Солнце (звёздная величина Солнца −26,8m). Светимость этого квазара равна около 2 трлн солнечных, или примерно 100 светимостей спиральной галактики, такой как Млечный Путь.

С точки зрения гамма-лучей, магнитар (тип нейтронной звезды) SGR 1806-20, всплеск которого достиг Земли 27 декабря 2004, был очень ярким. Абсолютная звёздная величина вспышки была равна −29, т. е. планеты на расстоянии 10 пк от всплеска бы были освещены намного ярче, чем Солнце освещает Землю.

Гамма-всплеск GRB 971214 наблюдался в 1997 году. В 1998 году этот всплеск считался некоторое время самым энергетически мощным событием во Вселенной с эквивалентной энергией в несколько сотен типичных сверхновых. Позже исследователи отметили, что энергия вспышки, вероятно равная энергии одной типичной сверхновой, была сосредоточена в чрезвычайно малом телесном угле в направлении Земли благодаря геометрии окружающего газа.

  1. ↑ Suspected as binary from extreme X-ray luminosty and variable radial velocity
  2. ↑ Doran, E. I.; Crowther, P. A.; de Koter, A.; Evans, C. J.; McEvoy, C.; Walborn, N. R.; Bastian, N.; Bestenlehner, J. M.; et al. (2013), The VLT-FLAMES Tarantula Survey — XI. A census of the hot luminous stars and their feedback in 30 Doradus, arΧiv:1308.3412v1 [astro-ph.SR] 
  3. ↑ [astro-ph/0403557] A CNO Dichotomy among O2 Giant Spectra in the Magellanic Clouds
  4. ↑ Journals Home
  5. 1 2 3 4 HST and groundbased observations of the `Hubble-Sandage’ variables in M 31 and M
  6. ↑ [astro-ph/0512372] AG Carinae: a Luminous Blue Variable with a high rotational velocity
  7. 1 2 [astro-ph/0608078v1] The Galactic WN stars: Spectral analyses with line-blanketed model atmospheres versus stellar evolution models with and without rotation
  8. ↑ HR Carinae: New spectroscopic data and physical parameters | A&A (недоступная ссылка)
  9. ↑ http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0610433
  10. ↑ [astro-ph/0602084] Surface temperature and synthetic spectral energy distributions for rotationally deformed stars
  11. ↑ Архивированная копия (неопр.). Дата обращения 15 мая 2009. Архивировано 22 января 2007 года.

Звёздная величина — Википедия

Звёздная величина́ (блеск) — безразмерная числовая характеристика яркости объекта, обозначаемая буквой m (от лат. magnitudo «величина, размер»). Обычно понятие применяется к небесным светилам. Звёздная величина характеризует поток энергии от рассматриваемого светила (энергию всех фотонов в секунду) на единицу площади. Таким образом, видимая звёздная величина зависит и от физических характеристик самого объекта (то есть светимости), и от расстояния до него. Чем меньше значение звёздной величины, тем ярче данный объект. Понятие звёздной величины используется при измерении потока энергии в видимом, инфракрасном и ультрафиолетовом диапазоне. В звёздных величинах измеряется проницающая сила телескопов и астрографов.

Ещё во II веке до н. э. древнегреческий астроном Гиппарх разделил все звёзды на шесть величин. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, самые тусклые — звёздами шестой величины, а остальные равномерно распределил по промежуточным величинам.

Как выяснилось позже, связь такой шкалы с реальными физическими величинами логарифмическая, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается глазом как изменение на одинаковую величину (закон Вебера — Фехнера). Поэтому в 1856 году Норман Погсон предложил следующую формализацию шкалы звёздных величин, ставшую общепринятой[1][2]:

m1−m2=−2,5lg⁡L1L2{\displaystyle m_{1}-m_{2}=-2{,}5\,\lg {\frac {L_{1}}{L_{2}}}}

где m — звёздные величины объектов, L — освещённости от объектов. Такое определение соответствует падению светового потока в 100 раз при увеличении звёздной величины на 5 единиц.

Данная формула даёт возможность определить только разницу звёздных величин, но не сами величины. Чтобы с её помощью построить абсолютную шкалу, необходимо задать нуль-пункт — блеск, которому соответствует нулевая звёздная величина (0m). Сначала в качестве 0m был принят блеск Веги. Потом нуль-пункт был переопределён, но для зрительных наблюдений Вега до сих пор может служить эталоном нулевой видимой звёздной величины (по современной системе, в полосе V системы UBV её блеск равен +0,03m, что на глаз неотличимо от нуля).

По современным измерениям, звезда нулевой видимой величины за пределами земной атмосферы создаёт освещённость в 2,54⋅10−6 люкс. Световой поток от такой звезды примерно равен 103 квантов/(см²·с·Å) в зелёном свете (полоса V системы UBV) или 106 квантов/(см²·с) во всём видимом диапазоне света.

Следующие свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:

  • Увеличению светового потока в 100 раз соответствует уменьшение видимой звёздной величины ровно на 5 единиц.
  • Уменьшение звёздной величины на одну единицу означает увеличение светового потока в 1001/5 ≈ 2,512 раза.

В наши дни понятие звёздной величины используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для Луны и планет. Звёздная величина самых ярких объектов отрицательна. Например, блеск Луны в полной фазе достигает −12,7m, а блеск Солнца равен −26,7m.

Видимая и абсолютная звёздная величина[править | править код]

Широко используется понятие абсолютной звёздной величины (M). Это звёздная величина объекта, которую он имел бы, если бы был на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная величина, в отличие от видимой, позволяет сравнивать светимость разных звёзд, поскольку не зависит от расстояния до них.

Наблюдающаяся с Земли звёздная величина называется видимой (m). Это название используется, чтобы отличать её от абсолютной, и применяется даже для величин, измеренных в ультрафиолетовом, инфракрасном или каком-либо другом не воспринимаемом глазом диапазоне излучения (величина, измеренная в видимом диапазоне, называется визуальной)[2]. Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца равна +4,8m, а видимая составляет −26,7m.

Звёздная величина зависит от спектральной чувствительности приёмника излучения (глаза, фотоэлектрического детектора, фотопластинки и т. п.)

  • Болометрическая звёздная величина показывает полную мощность излучения звезды (то есть мощность излучения на всех длинах волн). Для её измерения применяется специальное устройство — болометр. Актуальность этой величины связана с тем, что некоторые звёзды (очень горячие и очень холодные) излучают преимущественно не в видимом спектре.

Однако чаще всего звёздные величины измеряют в определённых интервалах длин волн. Для этого разработаны фотометрические системы, в каждой из которых есть набор полос, перекрывающих разные диапазоны волн. В пределах каждой полосы чувствительность максимальна для некоторой длины волны и плавно спадает с удалением от неё.

Самой распространённой фотометрической системой является система UBV, которая состоит из трёх полос, перекрывающих разные интервалы длин волн. В ней для каждого объекта можно измерить 3 звёздные величины:

  • Визуальная звёздная величина (V) — звёздная величина в фильтре V, максимум пропускания которого близок к максимуму чувствительности человеческого глаза (555 нм).
  • «Синяя» звёздная величина (B) характеризует яркость объекта в синей области спектра; максимум чувствительности на длине волны около 445 нм.
  • Ультрафиолетовая звёздная величина (U) имеет максимум в ультрафиолетовой области при длине волны около 350 нм.

Разности звёздных величин одного объекта в разных диапазонах (для системы UBV это U − B и B − V) являются показателями цвета объекта: чем они больше, тем более красным является объект. Фотометрическая система UBV определена таким образом, чтобы показатели цвета звёзд спектрального класса А0V равнялись нулю.

Существуют и другие фотометрические системы, в каждой из которых может быть определён свой набор звёздных величин.

  • Фотографическая звёздная величина — определяется для спектральной чувствительности несенсибилизированной фотоэмульсии с максимумом чувствительности на длине волны 425 нм; по определению совпадает с визуальной звёздной величиной для звёзд А0V и блеском (6,0 ± 0,5)m. Вместе с фотовизуальной звёздной величиной использовалась в устаревшей фотографической системе звёздных величин.

Звёздные величины некоторых объектов[править | править код]

Объекты звёздного неба
Объект m
Солнце −26,7 (в 400 000 раз ярче полной Луны)
Луна в полнолуние −12,74
Вспышка «Иридиума» (максимум) −9,5
Сверхновая 1054 года (максимум) −6,0
Венера (максимум) −4,67
Международная космическая станция (максимум) −4
Земля (при наблюдении с Солнца) −3,84
Юпитер (максимум) −2,94
Марс (максимум) −2,91
Меркурий (максимум) −2,45
Сатурн (с кольцами; максимум) −0,24
Звёзды Большого Ковша +2
Галактика Андромеды +3,44
Галилеевы спутники Юпитера +5…6
Уран +5,5
Самые слабые звёзды, наблюдаемые
невооружённым глазом
От +6 до +7,72
Нептун +7,8
Проксима Центавра +11,1
Самый яркий квазар +12,6
Самый слабый объект, заснятый
в 8-метровый наземный телескоп
+27
Самый слабый объект, заснятый
в космический телескоп «Хаббл»
+31,5
Самые яркие звёзды
Объект Созвездие m
Сириус Большой Пёс −1,47
Канопус Киль −0,72
α Центавра Центавр −0,27
Арктур Волопас −0,04
Вега Лира +0,03
Капелла Возничий +0,08
Ригель Орион +0,12
Процион Малый Пёс +0,38
Ахернар Эридан +0,46
Бетельгейзе Орион +0,50
Альтаир Орёл +0,75
Альдебаран Телец +0,85
Антарес Скорпион +1,09
Поллукс Близнецы +1,15
Фомальгаут Южная Рыба +1,16
Денеб Лебедь +1,25
Регул Лев +1,35
Солнце с разных расстояний[3]
Местоположение наблюдателя m
Непосредственно на поверхности Солнца (суммарно со всего диска) −38,4
Икар (перигелий) −30,4
Меркурий (перигелий) −29,3
Венера (перигелий) −27,4
Земля −26,7
Марс (афелий) −25,6
Юпитер (афелий) −23,0
Сатурн (афелий) −21,7
Уран (афелий) −20,2
Нептун (афелий) −19,3
Плутон (афелий) −18,2
631 а. е. −12,7 (яркость полной Луны)
Седна (афелий) −11,8
2006 SQ372 (афелий) −10,0
Комета Хякутакэ (афелий) −8,3
0,456 св. года −4,4 (яркость Венеры)
Альфа Центавра +0,5
Сириус +2,0
55 св. лет +6,0 (порог видимости невооружённым глазом)
Ригель +12,0
Туманность Андромеды +29,3
3C 273 (ярчайший квазар) +44,2
UDFj-39546284 (самый далёкий астрономический объект на 2011 год, с учётом красного смещения) +49,8
  1. Сурдин В. Г. Звёзды. — Изд. 2-е, испр. и доп. — М.: Физматлит, 2009. — С. 63. — (Астрономия и астрофизика). — ISBN 978-5-9221-1116-4.
  2. 1 2 Сурдин В. Г.. Звёздная величина (рус.). Глоссарий Astronet.ru. Дата обращения 16 сентября 2012. Архивировано 28 ноября 2010 года.
  3. ↑ Вычислено исходя из того, что звёздная величина на расстоянии 1 а.e. равна −26,7m, что соответствует абсолютной звёздной величине Солнца +4,87m.

«Какая звезда самая большая во вселенной?» – Яндекс.Знатоки

Смотря что вы имеете ввиду под словом большие? В любом случае однозначно вам никто не скажет о том какая звезда самая больая, потому как мы видим лишь малую часть всех звёзд Вселенной!

Если говорить о размерах, то из известных есть несколько кандидатов, которые могут считаться самыми крупными:

1. NML Лебедя

Учёные не могут достоверно сказать её точный радиус. Но известно, что он находится в промежутке между 1183 до 2770 солнечных радиусов.

2. WOH G64

Ридиус звезды: от 1540 до 2000 🌞

3. RW Цефея

Радиус: ≈1535 🌞

Это лишь некоторые вероятные кандидаты. Полный список вы можете посмотреть у нас на сайте. Теперь перейдём к самым массивным звёздам:

1. R136a1

Одна из самых массивных звёзд на небе. Её масса в 315 раз перевышает массу нашего Солнца. А размерами она 29 раз больше солнечных. Звезда очень молодая, ей нет и 2 миллионов лет, но, как известно, жизненный цикл у таких массивных гигантов совсем недолгий. Закончит звезда своё существование, став черной дырой или нейтронной звездой.

Список самых ярких звёзд — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

В списке приведены самые яркие звёзды, наблюдаемые с Земли, в оптическом диапазоне по видимой звёздной величине. Для кратных звёзд приведена суммарная звёздная величина. Самой яркой звездой помимо Солнца является Сириус.

Название Расстояние, св. лет Видимая величина Абсолютная величина[1] Спектральный класс Небесное полушарие и

номер в полушарии

0 Солнце 0,0000158 −26,72 4,8 G2V
1 Сириус (α Большого Пса) 8,6 −1,46 1,4 A1Vm Южное (01)
2 Канопус (α Киля) 310 −0,72 −5,53 A9II Южное (02)
3 Альфа Центавра (α Центавра) 4,3 −0,27 4,06 G2V+K1V Южное (03)
4 Арктур (α Волопаса) 36,7 −0,05 (перем) −0,3 K1.5IIIp Северное (01)
5 Вега (α Лиры) 25 0,03 (перем) 0,6 A0Va Северное (02)
6 Капелла (α Возничего) 42,2 0,08 −0,5 G6III + G2III Северное (03)
7 Ригель (β Ориона) ~870[2] 0,12 (перем) −7,84[3] B8Iae Южное (04)
8 Процион (α Малого Пса) 11,4 0,38 2,6 F5IV-V Северное (04)
9 Ахернар (α Эридана) 139 0,46 −1,3 B3Vnp Южное (05)
10 Бетельгейзе (α Ориона) ~530[2] 0,50 (перем) −5,14 M2Iab Северное (05)
11 Хадар (β Центавра) ~400[2] 0,61 (перем) −4,4 B1III Южное (06)
12 Альтаир (α Орла) 16,8 0,77 2,3 A7Vn Северное (06)
13 Акрукс (α Южного Креста) ~330[2] 0,77 −4,6 B0.5Iv + B1Vn Южное (07)
14 Альдебаран (α Тельца) 65 0,85 (перем) −0,3 K5III Северное (07)
15 Антарес (α Скорпиона) ~610[2] 0,96 (перем) −5,2 M1.5Iab Южное (08)
16 Спика (α Девы) 250[2] 1,04 (перем) −3,2 B1V Южное (09)
17 Поллукс (β Близнецов) 33,7 1,14 0,7 K0IIIb Северное (08)
18 Фомальгаут (α Южной Рыбы) 25 1,16 2,0 A3Va Южное (10)
19 Мимоза (β Южного Креста) ~290[2] 1,25 (перем) −4,7 B0.5III Южное (11)
20 Денеб (α Лебедя) ~1550[2] 1,25 −8,38[3] A2Ia Северное (09)
21 Регул (α Льва) 77 1,35 −0,3 B7Vn Северное (10)
22 Адара (ε Большого Пса) ~400[2] 1,50 −4,8 B2II Южное (12)
23 Кастор (α Близнецов) 51.5 1,57 0,5 A1V + A2V Северное (11)
24 Гакрукс (γ Южного Креста) 88 1,63 (перем) −1,2 M3.5III Южное (13)
25 Шаула (λ Скорпиона) 365 1,63 (перем) −3,5 B1.5IV Южное (14)
  1. ↑ визуальная
  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Accurate distances to nearby massive stars with
    the new reduction of the Hipparcos raw data. arXiv:0804.2553
  3. 1 2 рассчитано по расстоянию и видимой звёздной величине

Оставьте комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *