Звезда? — излучающий свет массивный газовый шар, удерживаемый силами собственной гравитации, 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 и то, что звёзды имеют отрицательную теплоёмкость.



Область формирующихся звёзд в Большом Магеллановом Облаке
Ближайшей к Солнцу звездой является Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 светового года (4,2 св. лет = 39 Пм = 39 триллионов км = 3,9·1013 км) от центра Солнечной системы (см. также Список ближайших звёзд).

Невооружённым взглядом (при хорошей остроте зрения) на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии. Все видимые с Земли звёзды (включая видимые в самые мощные телескопы) находятся в местной группе галактик.



Звёздное небо в Альпах
Содержание [убрать]
1 Единицы измерения
2 Виды звезд
2.1 Звёзды главной последовательности
2.2 Коричневые карлики
2.3 Белые карлики
2.4 Красные гиганты
2.5 Переменные звёзды
2.6 Типа Вольфа — Райе
2.7 Типа T Тельца
2.8 Новые
2.9 Сверхновые
2.10 Гиперновые
2.11 LBV
2.12 ULX
2.13 Нейтронные звёзды
2.14 Уникальные звезды
3 Звездные системы
3.1 Двойные звёзды
3.2 Тесные двойные звёзды (ТДС)
3.3 Звездные скопления
3.3.1 Шаровые
3.3.2 Рассеянные
3.3.3 Ассоциации
3.4 Галактики
4 Основные характеристики и процессы
4.1 Расстояние
4.2 Масса
4.3 Химический состав
4.4 Структура
4.5 Ядерные реакции
4.6 Перенос излучения
4.7 Процессы гидродинамического равновесия
4.8 Процессы в магнитосфере
4.9 Звездный ветер
5 Звездная эволюция
5.1 Схема эволюции одиночных звёзд
5.2 Образование звезд
5.3 Жизнь на главной последовательности
5.4 Финальный этап
5.4.1 Чёрные дыры
5.4.2 Нейтронные звёзды
6 Звёздные каталоги и принципы обозначения звёзд
7 Самые известные звёзды
8 История исследования звезд
9 Звёзды в культуре
10 См. также
11 Примечания
12 Ссылки
Единицы измерения[править | править исходный текст]
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:

солнечная масса: M_\bigodot = 1.9891 \times 10^{30} кг
солнечная светимость: L_\bigodot = 3.827 \times 10^{26} Вт
солнечный радиус: R_\bigodot = 6.960 \times 10^{8} м
Для обозначения расстояния до звёзд приняты такие единицы как световой год и парсек

Большие расстояния, такие как радиус гигантских звёзд или большая полуось двойных звёздных систем часто выражаются с использованием астрономической единицы (а. е.) — среднее расстояние между Землёй и Солнцем (150 млн км).

Виды звезд[править | править исходный текст]


Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
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 большая 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 звезд и теория их эволюции, стало возможным и объяснение существования классов звезд. 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 идет 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 идет класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга-Рассела), а затем идет дополнительная информация. К примеру, Солнце имеет класс G2V.

Звёзды главной последовательности[править | править исходный текст]
См. также: Главная последовательность
Наиболее многочисленный класс звёзд составляют звёзды главной последовательности, к такому типу звёзд принадлежит и наше Солнце. С эволюционной точки зрения главная последовательность — это то место диаграммы Герцшпрунга-Рассела, на котором 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[2][3] Основные признаки [4]
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 заметно. Появляется полосы поглощения TiO.
M 2000—3500 красный оранжево-красный Интенсивны полосы TiO и других молекул. Полоса G слабеет. Все ещё заметны линии металлов.
Коричневые карлики[править | править исходный текст]
Основная статья: Коричневый карлик
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 звезд. 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 звезд 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 исходный текст]
Основная статья: Белый карлик
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.




Как-то так.

Вики врет!!!!1111

Звезда - мелкая серебряная хуйня в небе. Моргнул - и нету. Британские ученые утверждают, что звезда - оптический обман. :)

Тея хардкорна, но излишня.

— В нашем мире, — звезда — это гигантский шар раскаленного газа.
— Даже в вашем мире, сын мой, это — не сама звезда, а лишь то, из чего она сделана.

Magenta где это они такое утверждают?

А хер их знает :))) "Британские ученые" всегда какую-то муру утверждают, заколебали. *уже и пошутить низзя* :)))

Magenta у меня плохо с чувством юмора.

небесные милашки бесподобны

Бесспорно.