Зірки бувають новонародженими, молодими, середнього віку і старими. Нові зірки постійно утворюються, а старі постійно вмирають.

 Наймолодші, які називаються зірками типу Т Тельця (за однією із зірок в сузір'ї Тельця), схожі на Сонце, але набагато молодший від нього. Фактично вони все ще знаходяться в процесі формування і є прикладами протозірок (первинних зірок).

 Це змінні зорі, їх світність змінюється, оскільки вони ще не вийшли на стаціонарний режим існування. Навколо багатьох зірок типу Т Тельця є обертові диски речовини; від таких зірок виходять потужні вітри>. Енергія речовини, яка падає на протозірок під дією сили тяжіння, перетворюється в тепло. В результаті температура всередині весь час підвищується. Коли центральна її частина стає настільки гарячою, що починається ядерний синтез, протозірок перетворюється в нормальну зірку. Як тільки починаються ядерні реакції, 'у зірки з'являється джерело енергії, здатний підтримувати її існування протягом дуже довгого часу. Наскільки довгого - це залежить від розміру зірки на початку цього процесу, але у зірки розміром з наше Сонце палива вистачить па стабільне існування протягом приблизно 10 мільярдів років.

 Однак трапляється, що зірки, набагато більш масивні, ніж Сонце, існують лише кілька мільйонів років; причина в тому, що вони стискають своє ядерне паливо з набагато більшою швидкістю.

 

Нормальні зірки

 

 Всі зірки в основі своїй схожі на наше Сонце: це величезні кулі дуже гарячого світного газу, в самій глибині яких виробляється ядерна енергія. Але не всі зірки в точності такі, як Сонце. Самое явневідмінність - це колір. Є зірки червонуваті або блакитні, а не жовті.

 Крім того, зірки розрізняються і по яскравості, і за блиском. Наскільки яскравою виглядає зірка в небі, залежить не тільки від її справжньої світності, але також і від відстані, що відділяє її від нас. З урахуванням відстаней, яскравість зірок змінюється в широкому діапазоні: від однієї десятитисячної яскравості Сонця до яскравості понад Е мільйона Сонць. Переважна більшість зірок, як виявилося, розташовується ближче до тьмяного краю цієї шкали. Сонце, яке у багатьох аспектах є типовою зіркою, має набагато більшою світністю, ніж більшість інших зірок. Неозброєним оком можна побачити дуже невелику кількість слабких за своєю природою зірок. У сузір'ях нашого неба головну увагу привертають до себе "сигнальні вогні" незвичайних зірок, тих, що мають дуже великої світності.

 Чому ж зірки так сильно розрізняються по своїй яскравості? Виявляється, тут нге ~ ЯВІС від маси зірки.

 Кількість речовини, що міститься в конкретній зірку, визначає її колір і блиск, а також те, як блиск змінюється в часі. Мінімальна величина маси, необхідна, щоб зірка була зіркою, становить близько одною двi Вставити з листочка

Гіганти і карлики

  Найбільш масивні зірки одночасно і найгарячіші, і самі яскраві. Виглядають вони білими або блакитними. Незважаючи на свої величезні розміри, ці зірки виробляють таке колосальна кількість енергії, що всі їх запаси ядерного палива перегорають за якихось кілька мільйонів років.

 На противагу їм евезди, що володіють невеликою масою, завжди неяскраві, а колір їх - червонуватий. Вони можуть існувати протягом довгих мільярдів років.

 Однак серед дуже яскравих зірок у нашому небі є червоні і помаранчеві. До них відносяться і Альдебаран - око бика в сузір'ї Телець, і в Антарес Скорпіона. Як же можуть ці холодні евезди зі слабко світяться суперничати з розжареним до білого зірками типу Сіріуса і Веги?

Відповідь полягає в тому, що ці евезди дуже сильно розширилися і тепер за розміром набагато перевершують нормальні червоні зірки. З цієї причини їх називають гігантами, або навіть надгігантами.

 Завдяки величезній площі поверхні, гіганти випромінюють незмірно більше енергії, ніж нормальні зірки на зразок Сонця, незважаючи на те що температура їх поверхні значно нижче. Діаметр червоного надгіганта - наприклад, Бетельгейзе в Оріоні - у кілька сотень разів перевершує діаметр Сонця. Навпаки, розмір нормальної червоної зірки, як правило, не перевершує однієї десятої розміру

 Сонця. За контрастом з гігантами їх називають "карликами". Гігантами і карликами зірки бувають на разцов стадіях свого життя, і гігант може в кінці кінців перетворитися на карлика, досягнувши "похилого віку".

Життєвий цикл зірки

  

 Звичаю звсзда, така, як Сонце, ви деляст знергію за рахунок перетворення під лорола н гелій в ядерній печі, нахо дягцейся і самої її серцевині. Солн пе з <) псржіт величезна кількість під Дород, одна запаси його не нескінченний іи. За ~ юследніе 5 мільярдів років Зі лнцс вже витратило половіпу під огрядного палива і зможе підтри мувати своє існування протягом єп ~ е 5 мільярдів років, перш ніж за паси водню в його ядрі вичерпаються. А _ що потом7

 Послс того як зірка витратить водорол, що міститься в центральній її частині, віутрі зірки відбуваються великі зміни. Водень починає псрс ~ кричати не в центрі, а в оболонці, яка збільшується в розмірі, раз бухаст. В результаті розмір самої звез ​​ди різко зростає, а температура її іовсрхпості падає. Саме цей процес і народжує червоних гігаітов і над-гігантів. Оп є частио тієї іослсдовательіості ізмеіеній, яка називається зоряної еволюцією і яку іроходят всі зірки. В остаточному підсумку всі зірки стареюг і вмирають, по тривалість кожної окремої зірки визначається її масою. Масивні зірки про носяться черсз свій жізіенний цикл, за канчівая його ефектним вибухом.

 Зірки більш скромних розмірів, включаючи і Соліце, навпаки, в нонце жізпі стискаються, перетворюючись в білі карлики.

 Після чого вони просто згасають.

 У процесі превращеіія ІЕ червоно го гіганта в білий карлик зірка може скинути свої зовнішні шари, як легку оболонку, оголивши лри цьому ядро. Газова оболонка яскраво світиться під дією потужного випромінювання зірки, температура якої на поверхпості може досягати 100 000 "С. Коли такі світяться газові бульбашки були вперше виявлені,

вони були названі планетарними туманностями, посколку вони часто виглядають як кола типупланетного диска, якщо користуватися маленьким телескопом. Насправді ж вони, звичайно, нічого спільного з планетами не мають!

 

Зоряні скупчення

 

 Мабуть, майже всі зірки народжуються групами, а не окремо. Тому немає нічого дивного в тому, що зоряні скупчення - річ досить поширена. Астрономи люблять вивчати зоряні скупчення, лотому що їм відомо, що всі зірки, входяшіе в скупчення, утворилися приблизно в один і той же час і приблизно на однаковій відстані від нас. Будь-які помітні відмінності в блиску між такими зірками є істинними відмінностями. Які б колосальні зміни ні зазнали ці зірки з плином часу, починали вони всі одночасно. Особливо корисно вивчення зоряних скупчень з точки зору залежності їх властивостей від маси - адже вік цих зірок і їх відстань від Землі приблизно однакові, так що відрізняються вони один від одного тільки своєю масою.

 Зоряні скупчення цікаві не тільки для наукового вивчення - вони виключно красиві як об'єкти для фотографування і для спостереження астрономами-аматорами. Є два типи звеедних скупчень: відкриті й кульові. Ці назви пов'язані з їх зовнішнім виглядом. У відкритому скупченні кожна зірка видно окремо, вони розподілені на деякій ділянці неба більш-менш рівномірно. А кульові скупчення, навпаки, являють собою як би сферу, настільки щільно заповнену зірками, що в її центрі окремі зірки невиразні. ]

 Відкриті зоряні скупчення

  Напевно, самим знаменитим відкритим зоряним скупченням є Плеяди, або Сім сестер, у сузір'ї Тельця. Незважаючи на таку назву, більшість людей може розглядати без допомогою телескопа лише шість зірок. Загальна кількість зірок у цьому скупченні - десь між 300 і 500, і всі вони знаходяться на ділянці розміром в 30 світлових років у поперечнику і на відстані 400 світлових років від нас.

 Вік цього скупчення - всього 50 мільйонів років, що за астрономічними стандартам зовсім небагато, і містить воно дуже масивні світяться зірки, які ще не встигли перетворитися в гіганти. Плеяди - це типове відкрите зоряне скупчення; звичайно в таке скупчення входить від декількох сотень до декількох тисяч зірок.

 Серед відкритих зоряних скупчень набагато більше молодих, ніж старих, а самі старі чи нараховують понад 100 мільйонів років. Вважається, що швидкість, з якою вони утворюють-ся, з плином часу не змінюється.

  Деело в Том, що в більш старих скупченнях зірки поступово віддаляються один від одного, поки не змішаються з основним безліччю зірок - тих самих, тисячі яких предстаьот перед нами в нічному небі. Хоча тяжіння до деякої міри утримує відкриті скупчення разом, вони все ж досить неміцний, і тяжіння іншого об'єкта, наприклад великого міжзоряного хмари, може їх розірвати.

 Деякі зоряні групи на стільки слабо утримуються разом, що їх називають не скупченнями, а зоряними асоціаціями. Вони сущес твуют не дуже довго і зазвичай відбутися у ят з дуже молодих зірок поблизу меж зоряних хмар, з яких вони віз никнули. У зоряну асоціацію ~ про входить від 10 до 100 зірок, розкиданих в об ласті розміром у кілька сотень све тових років.

 Хмари, в яких утворюються зірки, сконцеітріровани в диску нашої Галактики, і саме там виявляють відкриті зоряні скупчення. Якщо врахувати, як багато хмар міститься в Чумацькому Шляху і яка величезна кількість пилу знаходиться в міжзоряному просторі, то стане очевидним, що ті 1200 відкритих зоряних скупчень, про яких ми знаємо, повинні становити лише малу частину всього їх числа в Галактиці. Можливо, їх загальна кількість досягає 100 000.

 

Кульові зоряні скупчення

 На противагу відкритим, кульові скупчення представляють собою сфери, щільно заповнені зірками, яких там налічується сотні тисяч і навіть мільйони. Зірки в цих скупченнях розташовані так густо, що, якщо б наше Сонце належало до якогось шарового скупченню, ми могли б бачити в нічному небі неозброєним оком понад мільйон окремих зірок. Розмір типового кульового скупчення - від 20 до 400 світлових років.

 У щільно набитих центрах цих скупчень зірки знаходяться в такій близькості одна до іншої, що взаємне тяжіння пов'язує їх один з одним, утворюючи компактні подвійні зірки.

 Йногда відбувається навіть повне злиття зірок; при тісному зближенні зовнішні шари зірки можуть зруйнуватися, виставляючи на пряме огляд центральне ядро. У кульових скупченнях дв'ойние зірки зустрічаються в 100 разів частіше, ніж де-небудь ще. Деякі з цих двійнят є джерелами рентгенівського випромінювання.

 Навколо нашої Галактики ми знаємо близько 200 кульових зоряних скупчень, які розподілені по всьому велетенському кулястої гало, який укладає всобі Галактику. Всі ці скупчення дуже старі, і виникли вони більш-менш в той же час, що і сама Галактика: від 10 до 15 мільярдів років тому. Схоже на те, що скупчення утворилися, коли частини хмари, з якого була створена Галактика, розділилися на більш дрібні фрагменти. Кульові скупчення не розходяться, тому що зірки в них сидять дуже тісно, ​​і їх потужні взаємні сили тяжіння пов'язують скупчення в щільне єдине ц'елое.

 Кульові зоряні скупчення спостерігаються не тільки навколо нашої Галактики, а й навколо інших галактик будь-якого сорту, Найяскравіший кульове скупчення, легко видиме неозброєним оком, це Омега Кснтавра в південному сузір'ї Кентавр. Воно знаходиться на відстані 16 500 світлових років від Сонця і є самим великим з усіх відомих скупчень:

 його діаметр - 620 світлових років. Найяскравішим кульовим скупченням північної півкулі є М13 в Геркулесі, його насилу, але все таки можна розрізнити неозброєним оком.

У 1596 р. голландський спостерігач зірок, любитель, на ім'я Давид Фабриціус (1564-1617), виявив досить яскраву зірку в сузір'ї Кита; зірка ця поступово стала тьмяніти і через кілька тижнів взагалі зникла з очей. Фабриціус був першим, хто описав спостереження змінної зірки.

 Ця зірка одержала назву Світу - ечудесная ~. За період часу в 332 дні Миру змінює свій блиск від приблизно 2-ї зоряної величини (на рівні Полярної зірки) до 10-ї зоряної величини, коли вона стає набагато більш слабкою, ніж необхідно для спостереження неозброєним оком. У наші дні відомі багато тисяч змінних зірок, хоча більшість з них змінює свій блиск не так драматично, як Міра.

Існують різні причини, з яких зірки змінюють свій блиск. Причому блиск іноді змінюється на багато світлових величин, а іноді так незначно, що ця зміна можна виявити лише за допомогою дуже чутливих приладів. Деякі зірки змінюються регулярним.

 Інші - несподівано гаснуть або раптово спалахують. Зміни можуть відбуватися циклічно, з періодом в ніс ~ ільки років, а можуть траплятися в лічені секунди. Щоб зрозуміти, чому та чи інша зірка є змінної, необхідно спочатку точно простежити, яким чином оіа змінюється. Графік зміни зоряної величини змінної

зірки називається кривою блиску, Щоб накреслити криву блиску, вимірювання блиску слід проводити регулярно. Для точного вимірювання зоряних велич професіонали астрономи використовують прилад, іазиваемий фотометром, сщпако численні наблюдеіія перемеіпих зірок виробляються астрономами-аматорами. З помощио спеціаль підготовленої карти і після іекоторой практики не так вже складно судити про зоряну величиною перемеіной зірки лрямо на око, якщо сравіівать її з постійними зірками, розташованими поруч.

 Графіки блиску змінних звеед показують, що пекоторис:> скрізь мсняю'гся регулярним (правильним) чином - ділянка їх графіка на відрізку времеіі певної довжини (періоді) повторюється знову і сіова. Інші ж зірки змінюються зовсім непередбачувано. До іравільним змінним зіркам відносять пульсуючі зірки і двойнис зірки. Кількість світла змінюється від того, що зірки пульсують або викидають хмари речовини. Але є інша група змінних зірок, які є подвійними (бінарних). Коли ми бачимо зміну блиску біцаріих зірок, це означає, що відбулася одна з декількох возможпих явищ. Обидві зірки можуть опинитися на лінії нашого зору, так як, рухаючись по своїх орбітах, опи можуть проходити прямо одна перед одною. Подібні сісгеми пазиваются затемнення-подвійними зірками. Найзнаменитіший приклад такого роду - зірка Алголь в сузір'ї Персея. У тісно розташованої парі матеріал може спрямовуватися з однієї зірки на іншу, нерідко викликаючи драматичні наслідки.

 

пульсуючі змінні зірки

   Деякі з найбільш правильних змінних зір пульсують, стискаючись і знову збільшуючись - ніби вібрують з певною частотою, приклад але так, як це відбувається зі струною музичного інструменту. Найбільш відомий тип подібних зірок - цефеїди, названі так але зірку Дельта Цефея, що представляє собою типовий приклад. Це звееди надгіганти, їх маса перевищує масу Сонця в 3 - 10 разів, а світність їх в сотні і навіть тисячі разів вище, ніж у Сонця. Період пульсації цефеїд вимірюється днями. У процесі пульсації цефеїди як площа, так і температура її поверхні змінюються, що викликає загальні зміни її блиску.

 Миру, перша з описаних змінних зірок, і інші подібні їй зірки зобов'язані своєю змінністю пульсаціям. Це холод ниє червоні гіга ти в останній ста дии свого істота вания, вони ось-ось полностио скинуть, як шкаралупу, свої зовнішні шари і створять планетарії ву туманність. Більшість червоних надгігантів, подібних Бетельгейзе в Оріоні, змінюються лише в деяких межах.

 Використовуючи для спостережень спеціальну техніку, астрономи виявили на поверхні Бетельгейзе великі темні плями.

 Зірки типу RR Ліри мають іншу важливу групу пульсуючих зірок. Це старі зірки приблизно такої ж маси, як Сонце. Багато з них перебувають у кульових зоряних скупченнях. Як правило, вони змінюють свій блиск на одну зоряну величину приблизно за добу, Їх властивості, як і властивості цефеїд, використовують для обчислення астрономічних відстаней. Неправильні змінні

 зірки

  R Північної Корони і зірки, подібні до неї, ведуть себе абсолютно непередбачуваним чином. Зазвичай цю зірку можна розгледіти неозброєним оком. Кожні кілька років її блиск падає приблизно до восьмої зоряної величини, а потім поступово зростає, повертаючись до ірежнему рівню. Здається, причина тут в тому, що ця зірка-надгігант скидає з себе хмари вуглецю, який конденсується в крупинки, утворюючи щось на зразок сажі. Якщо одне з цих густих чорних хмар проходить між нами і зіркою, воно затуляє світло зірки, поки хмара ие розсіється в просторі.

  Білий каплік з масою Сонця за обсягом приблизно дорівнює Землі.

 Всього лише чашка речовини білого карлика важила б на Землі сотню тонн. Цікаво, що чим масивніший білі карлики, тим менше їх обсяг. Що являє собою внутрішність білого карлика, уявити дуже важко. Швидше за все це щось подібне до єдиного гігантського кристала, який поступово остигає, стаючи все більш тьмяним і червоним. У дійсності, хоча астрономи білими карликами пазивают цілу групу зірок, лише найгарячіші з них, з температурою поверхні близько 10 000 З, насправді білі. В кінцевому результаті кожен білий карлик перетвориться на темний кулю радіоактивного попелу абсолютно мертві останки зірки. Білі карлики настільки малі, що навіть найбільш гарячі з них випускають зовсім небагато світла, і виявити їх буває нелегко. Тим не менш іолічество відомих білих карликів зараз обчислюється сотнями; за оцінками асгрономов, не менш лесятой частини вссх зірок Галактики - білі карлики. Сіріус, найяскравіша зірка нашого пеба, є членом подвійної системи, і згор іапарнік - білий карлик під пазваніем Сіріус В.

  

 Нейтронні зірки

  Якщо маса стискуваної зірки перевершує масу Солпіа більш ніж в 1,4 рази, то така зірка, досягнувши стадії бслого карлика, на атом ие зупиниться. Гранітаціоішие сили в цьому випадку стсіь великі, що електрони вдавлюються всередину атомних ядер. У результатс іротопи лревращаются в нейтрони (див. с. 20 - 21), здатні прілега'гь один до одного без всяких промежуткпв. Щільність іейтронних зірок перевершує навіть плотпость білих карликів; ио якщо маса матеріалу не перевершує 3 солпечпих мас, нейтрони, як і електрони, здатний самі запобігти далинейшее стиск. Типова іісйтроіная зірка має в поперечнікс всього лише від 10 до 15 км, а один кубічний сантиметр її речовини важить близько мільярда тонн. Крім ісслиханно величезної плотіості, псйтроіние зірки мають сще двома особливими властивостями, які дозволяють їх виявити, незважаючи на настільки малі розміри: це бистрос обертання і сильне магнітне поле. Загалом, обертаються всі зірки, але коли зірка стискається, швидкість її обертання зростає - точно так само, як фігурист на льоду обертається набагато бистрес, коли лріжімает до себе руки. Нейтропность зірка робить несколь <про обертів на секунду. Поряд з АТИМ ісключітепьно бистрьтм вращеііем, нейтроппие зірки мають магнітіос Полсен, в мільйони разів більше сільіое, ніж у Землі.

Крабовидні  туманності

 Один з найвідоміших залишків наднової, Крафбовідная туманність, зобов'язана своєю назвою Вільяму Парсонсу, третьому графу Россу, який першим спостерігав її в 1844 р. Її вражаючий ~ цеє ім'я не зовсім відповідає цьому країни об'екгу. Тепер ми знаємо, що ма туманність - залишок наднової, яку спостерігали й описали в 1054 р. китайські астрономи. Її вік бьі встановлений в 1928 р. Здвіном Хабблом, виміряти швидкість її расшіреіія і звернули увагу ти Совт ~ Аден її положення на небі зі старовинними китайськими записами. Вона має форму овалу з нерівними краями; красповатие і зелеіоватие нитки сіетящегося газу видні на ~ еоні тьмяного білої плями. НИТКИ СВГГЯЩСГОСЯ гклд нагадують мережу, іаброшенную на отвір. Білий світло виходить від електронів, що мчать ио спіралях в сильному магнітному іоле. Туманність є також інтснсівним джерелом радіохвиль і рен ггсіовскіх променів. Коли аетрономи усвідомили, що пульсари - зто нейтрон сверхпоних, їм стало ясно, що шукати іульсари іадо іиеніо в таких залишках типу Крабонідной туманності. У 1969 р. 6ило обіаружено, що одна з зірок поблизу центру туманності періодично ізлучаег радіоімпульси, а також з ~ зсговис і рентгенівські сигнали ЧСф7СЗ КЖКДИС 33 тися% іих ЧАСТКИ ССкунди. Це дуже висока частота навіть для пульсара, але оіа поетепенно знижується. Тс пульсари, які обертаються набагато повільніше, набагато старі іульсара Крабовидної тумаіності.