Cu excepția Lunii și a tuturor planetelor, fiecare obiect aparent staționar de pe cer este o stea - o sursă de energie termonucleară, iar tipurile de stele variază de la pitici la supergiganți.

A noastră este o stea, dar pare atât de strălucitoare și mare pentru că este atât de aproape de noi. Majoritatea stelelor arată ca puncte luminoase chiar și la telescoapele puternice și, cu toate acestea, știm ceva despre ele. Așadar, știm că au dimensiuni diferite și că cel puțin jumătate dintre ele constau din două sau mai multe stele legate de gravitație.

Ce este o stea?

Stele- Acestea sunt bile uriașe de gaz de hidrogen și heliu cu urme de alte elemente chimice. Gravitația trage substanța înăuntru, iar presiunea gazului fierbinte o împinge afară, stabilind echilibrul. Sursa de energie a unei stele se află în miezul său, unde milioane de tone de hidrogen fuzionează în fiecare secundă pentru a forma heliu. Și deși acest proces se desfășoară continuu în adâncurile Soarelui de aproape 5 miliarde de ani, doar o foarte mică parte din toate rezervele de hidrogen a fost epuizată.

Tipuri de stele

Stele din secvența principală. La începutul secolului al XX-lea. Olandezul Einar Hertzsprung și Henry Norris Russell din SUA au construit o diagramă Hertzsprung-Russell (HR), de-a lungul axelor căreia luminozitatea unei stele este reprezentată în funcție de temperatura de pe suprafața sa, ceea ce face posibilă determinarea distanței până la stele.

Majoritatea stelelor, inclusiv Soarele, cad într-o bandă care taie în diagonală diagrama HR, numită secvența principală. Aceste stele sunt adesea numite pitici, deși unele dintre ele sunt de 20 de ori mai mari decât Soarele și strălucesc de 20 de mii de ori mai puternic.

Pitici roșii

La capătul rece și slab al secvenței principale se află pitici roșii, cel mai comun tip de stea. Fiind mai mici decât Soarele, își folosesc rezervele de combustibil cu moderație pentru a-și prelungi existența cu zeci de miliarde de ani. Dacă toate piticele roșii ar putea fi văzute, cerul ar fi literalmente plin de ele. Cu toate acestea, piticele roșii strălucesc atât de slab încât le putem observa doar pe cele mai apropiate, precum Proxima Centauri.

Pitici albi

Chiar și mai mici ca dimensiuni decât piticele roșii sunt piticele albe. De obicei, diametrul lor este aproximativ egal cu cel al Pământului, dar masa lor poate fi egală cu cea a Soarelui. Un volum de materie pitică albă egal cu volumul acestei cărți ar avea o masă de aproximativ 10 mii de tone! Poziția lor pe diagrama HR arată că sunt foarte diferite de piticele roșii. Sursa lor nucleară s-a epuizat.

Giganți roșii

După stelele din secvența principală, cele mai comune sunt giganții roșii. Au aproximativ aceeași temperatură de suprafață ca piticele roșii, dar sunt mult mai luminoase și mai mari, așa că sunt situate deasupra secvenței principale pe diagrama HR. Masa acestor giganți este de obicei aproximativ egală cu soarele, totuși, dacă unul dintre ei ar lua locul stelei noastre, planetele interioare ale sistemului solar ar ajunge în atmosfera sa.

Supergiganți

În partea de sus a diagramei GR sunt rare supergiganți. Betelgeuse, în umărul lui Orion, are aproape 1 miliard de km diametru. Un alt obiect strălucitor din Orion este Rigel, una dintre cele mai strălucitoare stele vizibile cu ochiul liber. Este de aproape zece ori mai mic decât Betelgeuse și, în același timp, de aproape 100 de ori mai mare decât dimensiunea Soarelui.

Stele supergigant - soarta cosmică a acestor corpuri de lumină colosale le-a destinat să explodeze ca o supernovă la un anumit moment.

Toate vedetele se nasc la fel. Un nor gigant de hidrogen molecular începe să se prăbușească într-o minge sub influența gravitației până când temperatura internă declanșează fuziunea nucleară. De-a lungul existenței lor, luminarii se află într-o stare de luptă cu ei înșiși, stratul exterior este presat de forța gravitației, iar miezul este presat de forța materiei încălzite, având tendința de a se extinde. În timpul existenței lor, hidrogenul și heliul se ard treptat în centru, iar stelele obișnuite cu masă semnificativă devin supergiganți. Astfel de obiecte se găsesc în formațiuni tinere, cum ar fi galaxiile neregulate sau clusterele deschise.

Proprietăți și opțiuni

Masa joacă un rol decisiv în formarea stelelor - o cantitate mai mare de energie este sintetizată într-un nucleu mare, ceea ce crește temperatura stelei și activitatea acesteia. Apropiindu-se de perioada finală de existență, obiectele cu o greutate care depășește masa solară de 10-70 de ori devin supergiganți. În diagrama Hertzsprung-Russell, care caracterizează relația dintre magnitudinea stelară, luminozitatea, temperatura și tipul spectral, astfel de corpuri de iluminat sunt situate în partea de sus, indicând o magnitudine aparentă mare (de la +5 la +12) a obiectelor. Sunt mai scurte decât cele ale altor stele pentru că ating starea lor la sfârșitul procesului evolutiv, când rezervele de combustibil nuclear se epuizează. În obiectele fierbinți, heliul și hidrogenul se epuizează, iar arderea continuă în detrimentul oxigenului și carbonului și mai departe până la fier.

Clasificarea stelelor supergigant

Conform clasificării Yerkes, care reflectă subordonarea spectrului de luminozitate, supergiganții aparțin clasei I. Au fost împărțiți în două grupe:

• Ia – supergiganți sau hipergiganți strălucitori;
• Ib sunt supergiganți mai puțin luminoși.

După tipul lor spectral în clasificarea Harvard, aceste stele ocupă intervalul de la O la M. Supergiantile albastre sunt reprezentate de clasele O, B, A, cele roșii - K, M, cele galbene intermediare și slab studiate - F, G.

Supergiganți roșii

Stelele mari părăsesc secvența principală atunci când carbonul și oxigenul încep să ardă în nucleele lor - devin supergiganți roșii. Carcasa lor de gaz crește la dimensiuni enorme, răspândindu-se pe milioane de kilometri. Procesele chimice care au loc odată cu pătrunderea convecției din carcasă în miez duc la sinteza elementelor grele ale vârfului de fier, care după explozie se împrăștie în spațiu. Sunt supergiganții roșii care, de obicei, pun capăt vieții unei stele și explodează într-o supernovă. Învelișul gazos al stelei dă naștere unei noi nebuloase, iar miezul degenerat se transformă într-o pitică albă. și - cele mai mari obiecte dintre stelele roșii pe moarte.

Supergianti albastre

Spre deosebire de giganții roșii, care trăiesc o viață lungă, acestea sunt stele tinere și fierbinți, masa lor depășind de 10-50 de ori pe cea a Soarelui, iar raza lor de 20-25 de ori. Temperatura lor este impresionantă - este de 20-50 de mii de grade. Suprafața supergiganților albastre scade rapid din cauza compresiei, în timp ce radiația energiei interne crește continuu și crește temperatura stelei. Rezultatul acestui proces este transformarea supergiganților roșii în cele albastre. Astronomii au observat că stelele trec prin diferite etape în dezvoltarea lor, cu etape intermediare devin galbene sau albe. Cea mai strălucitoare stea, Orion, este un exemplu excelent de supergigant albastră. Masa sa impresionantă este de 20 de ori mai mare decât Soarele, luminozitatea sa este de 130 de mii de ori mai mare.

Revista: Secretele Universului nr. 6 (116), 2017
Categorie: Astrofizică

Supergiganți roșii

Cu toate acestea, chiar și cele mai apropiate stele sunt atât de departe de noi încât chiar și în cele mai bune telescoape moderne sunt vizibile doar ca puncte luminoase. Prin urmare, abia la începutul secolului al XX-lea oamenii de știință au găsit o modalitate de a calcula diametrul real al stelelor. Rezultatele cercetării au fost uimitoare - cerul înstelat s-a dovedit a fi populat atât de pitici, cât și de giganți. Astfel, diametrul stelei Betelgeuse a fost măsurat în 1920 și s-a dovedit a fi de aproape 350 de ori mai mare decât diametrul Soarelui. Suprafața Betelgeuse este de aproximativ 120 de mii de ori mai mare decât suprafața sa, iar volumul său este de 40 de milioane de ori mai mare decât volumul stelei noastre! Dacă Betelgeuse ar fi în locul Soarelui, ar umple tot spațiul cu mult dincolo de orbita lui Marte.
Dar acest gigant ceresc este departe de a fi cea mai mare stea din vastele întinderi ale spațiului. Multă vreme, VY, care se află în constelația Canis Major, a fost considerată cea mai mare stea. Raza acestei stele este de un miliard de kilometri, adică de o mie și jumătate de ori mai mare decât raza Soarelui. O idee despre dimensiunea acestui colos este dată de următoarele calcule: o revoluție în jurul unei stele hipergigant va dura 1200 de ani, iar apoi dacă zburați cu o viteză de 800 de kilometri pe oră. Dacă reducem Pământul la 1 centimetru în diametru și, de asemenea, reducem proporțional VY, atunci dimensiunea acestuia din urmă va fi de 2,2 kilometri. Adevărat, masa acestei stele este „doar” de 40 de ori masa Soarelui (acest lucru se explică prin faptul că densitatea stelelor supergigant este foarte scăzută). Dar VY strălucește de 500 de mii de ori mai puternic decât corpul nostru ceresc.

Viața de stea

Betelgeuse și VY sunt supergiganți roșii. După cum se știe, stelele sunt formate din acumulări cosmice de hidrogen. Când un astfel de nor este suficient de dens, forțele gravitaționale încep să acționeze, provocând compresia și încălzirea gazului. La atingerea unei anumite limite, reacțiile termonucleare încep în centrul încălzit și comprimat al norului - asta înseamnă că steaua s-a luminat. În steaua care arde, hidrogenul se transformă în heliu de-a lungul a milioane și chiar miliarde de ani. Dacă steaua este suficient de mare, vine un moment în care carbonul și oxigenul sunt incluse în reacțiile termonucleare - steaua devine o gigantă roșie sau o supergigantă. Învelișul de gaz al unei astfel de stele crește la dimensiuni enorme, răspândindu-se pe milioane de kilometri. De obicei, supergiantii roșii își încheie viața într-o explozie de supernovă. La urma urmei, existența unei stele este determinată de echilibrul dintre forțele gravitaționale, care au tendința de a comprima steaua, și presiunea radiației, „expandând-o” din interior. Când radiația este insuficientă pentru a compensa câmpul gravitațional al stelei, are loc un colaps catastrofal al stelei. Compresia gravitațională provoacă o „explozie spre interior” - procesul este însoțit de eliberarea unei cantități colosale de energie.
Steaua devine supernovă și strălucește pentru scurt timp mai puternic decât toate stelele din galaxie la un loc. Apoi explozia supernovei se termină. Învelișul gazos al stelei moarte dă naștere unei noi nebuloase, iar miezul degenerat se transformă într-un obiect de dimensiuni mici, dar de densitate monstruoasă (poate fi o pitică albă, o stea neutronică sau chiar o gaură neagră).
Din păcate, supergigantul Betelgeuse, un vecin apropiat al Sistemului Solar după standardele cosmice (situat la aproximativ cinci mii de ani lumină distanță), a ajuns în stadiul final al evoluției sale și ar putea exploda foarte curând. Și acest cataclism poate fi periculos pentru Pământ. Radiația de la o supernovă în timpul unei explozii este direcționată inegal - radiația maximă este determinată de polii magnetici ai stelei. Și dacă se dovedește că unul dintre polii lui Betelgeuse este îndreptat direct către Pământ, atunci după explozia supernovei, un flux mortal de radiații X va lovi planeta noastră...

Știi că…

Unii oameni de știință sugerează că Soarele ar putea avea un satelit - steaua „întunecată” Nemesis. Ar putea fi o pitică albă sau maro care orbitează în jurul Soarelui la o distanță de aproximativ 1,5 ani lumină. Potrivit oamenilor de știință care sunt autorii ipotezei, Nemesis poate avea un anumit efect dăunător asupra componentelor sistemului planetar Solar, sau mai degrabă, poate modifica orbitele asteroizilor și cometelor. După ce au experimentat influența lui Nemesis, aceste obiecte își schimbă traiectoria în așa fel încât devin periculoase pentru Pământ.

Uriaș și luminos

Dar supergiganții roșii sunt departe de cele mai grele și strălucitoare stele. Campionii dintre vedetele cunoscute astăzi sunt supergiganții albaștri. Spre deosebire de cele roșii, care duc o viață lungă, acestea sunt stele tinere și fierbinți, de milioane de ori mai strălucitoare decât Soarele și având o masă de zeci și sute de ori mai mare decât masa Soarelui. Suprafața supergiganților albastre scade rapid din cauza compresiei, în timp ce radiația energiei interne crește continuu și crește temperatura stelei. Această clasă de stele include cea mai strălucitoare stea cunoscută în mod sigur de oamenii de știință. Descoperirea a avut loc recent: în 2010, în timp ce studiau Marele Nor Magellanic, cercetătorii au descoperit steaua R136a1. Acest gigant este de 256 de ori mai masiv decât Soarele nostru!
Aceasta înseamnă că R136a1 cântărește 5×10 32 kg; sau 500000000000000000000000000000 tone! Aceste date au devenit o revelație pentru oamenii de știință, deoarece s-a presupus că stelele care depășesc masa Soarelui de peste 150 de ori nu există. Mai mult, R136a1 este de zece milioane de ori mai strălucitor decât Soarele! Steaua este situată în Marele Nor Magellanic, o galaxie pitică care orbitează în jurul Căii Lactee. Distanța de la Pământ la nebuloasă este de inimaginabil 160 de mii de ani lumină, așa că steaua gigantică este vizibilă cu ajutorul unor telescoape puternice. Și dacă acest luminar uimitor ar fi situat în locul uneia dintre stelele cele mai apropiate de sistemul solar, strălucirea lui R136a 1 ar depăși strălucirea Soarelui.
Cu toate acestea, este posibil ca R136a1 să renunțe în curând la „titlul de campion” în fața misterioasei stele duble R144, descoperită la jumătatea lui aprilie 2013. R144 este un singur sistem de două stele care orbitează una în jurul celeilalte pe orbite apropiate, cu o masă totală a componentelor de aproximativ 300 de mase solare. În viitorul apropiat, ele se pot contopi într-un singur obiect, care se va dovedi a fi o stea mai mare decât deținătorul recordului actual (care s-a născut cel mai probabil în același mod).
Obiectul misterios LBV 1806-20, a cărui strălucire se presupune că este de 12 milioane de ori mai strălucitoare decât Soarele (mai mult decât R136a1), este, de asemenea, o stea dublă. Ascunsă în spatele gazului și prafului, stea monstruoasă LBV (albastru strălucitor variabil) are o masă de 130-190 de mase solare. Această superstar emite aproximativ aceeași cantitate de energie în 2-3 secunde ca și Soarele într-un an. Nu întâmplător LBV1806-20 și R144 sunt stele duble. Studiile arată că trei sferturi dintre supergiganții albaștri au o stea însoțitoare în apropiere și aproximativ o treime dintre ei sunt pe cale de a fuziona și de a forma o singură stea (sfertul rămas din supergiganții albaștri „singuri” sunt aparent rezultatul unei fuziuni anterioare. de stele). Prin urmare, astfel de stele au primit numele nespus de „stele vampir” (steaua principală a unui sistem binar „suge” materia de pe suprafața vecinului său).

Știi că…

Soarele este una dintre cele 220-400 de miliarde de stele din galaxia noastră. În total, aproximativ 50 de miliarde de stele sunt incluse în cataloagele astronomice - dar acest număr imens este doar o mică parte din stelele galaxiei noastre. În același timp, instrumentele moderne ne permit să observăm 130 de miliarde de galaxii! Numărul de stele din universul observabil este estimat la aproximativ 30 de miliarde de miliarde.

Monstruos de greu...

Cu toate acestea, deși supergiganții albastre sunt cele mai strălucitoare stele cunoscute de știință, întrebarea celor mai grele stele rămâne deschisă. Există motive să credem că există stele „rece” în spațiu cu o astfel de masă încât R136a1 ar părea a fi un pitic pe fundalul lor. Astronomii sunt interesați de Epsilon Aurigae - o stea atât de rece încât, în ciuda dimensiunilor sale monstruoase, nu este vizibilă nici la cele mai puternice telescoape, deoarece radiația sa slabă se află aproape în întregime în regiunea infraroșie. Știm despre existența acestei stele „ascunse” doar pentru că are un satelit strălucitor, pe care îl eclipsează periodic. Pe baza unor dovezi indirecte, oamenii de știință au sugerat că misteriosul obiect „eclipsat” este o stea întunecată - o gigantă în infraroșu cu un diametru de 4 miliarde de kilometri. Dacă această ipoteză este corectă, atunci Epsilon Aurigae, aflându-se în locul Soarelui, ar umple întregul spațiu al Sistemului Solar până la orbita lui Uranus!
Între timp, este imposibil de spus ce dimensiune pot atinge supergiganții infraroșii - la urma urmei, o stea atât de rece încât emite aproape exclusiv în partea infraroșie a spectrului este foarte greu de detectat. Fără îndoială, stele întunecate mult mai mari decât Epsilon Aurigae pândesc în adâncurile spațiului - și se poate doar ghici ce dimensiune maximă (și masa maximă) pot atinge.
Oricare ar fi ipoteza adevărată, nu există nicio îndoială că în curând vor apărea noi deținători de recorduri printre stele - la urma urmei, oamenii de știință nu s-au săturat să exploreze spațiul și să facă noi descoperiri. Cine știe ce leviatani sunt ascunși în spațiul vast?

Printre stele se numără giganți și pitici. Cele mai mari dintre ele sunt giganții roșii, care, în ciuda radiațiilor lor slabe de la un metru pătrat de suprafață, strălucesc de 50.000 de ori mai puternic decât Soarele. Cei mai mari giganți sunt de 2400 de ori mai mari decât Soarele. În interior, ar putea găzdui sistemul nostru solar până pe orbita lui Saturn. Sirius este una dintre stelele albe, strălucește de 24 de ori mai puternic decât Soarele, are aproximativ de două ori diametrul Soarelui.

Dar există multe stele pitice. Acestea sunt în mare parte pitice roșii cu un diametru de jumătate sau chiar o cincime din diametrul Soarelui nostru. Soarele este o stea medie ca mărime; există miliarde de astfel de stele în galaxia noastră.

Piticele albe ocupă un loc special printre stele. Dar ele vor fi discutate mai târziu, ca stadiu final al evoluției unei stele obișnuite.

Stele variabile

Stelele variabile sunt stele a căror luminozitate variază. Unele stele variabile își schimbă luminozitatea periodic, în timp ce altele experimentează o schimbare aleatorie a luminozității. Pentru a desemna stelele variabile, sunt folosite litere latine care indică constelația. În cadrul unei constelații, stelelor variabile li se atribuie secvenţial o literă latină, o combinaţie de două litere sau litera V cu un număr. De exemplu, S Car, RT Per, V 557 Sgr.

Stelele variabile sunt împărțite în trei clase mari: pulsatoare, eruptive (explozive) și eclipsante.

Stelele pulsatorie prezintă modificări ușoare ale luminozității. Sunt cauzate de modificări periodice ale razei și ale temperaturii suprafeței. Perioadele stelelor pulsatoare variază de la fracțiuni de zi (stelele de tip RR Lyrae) până la zeci (Cefeide) și sute de zile (stelele de tip Mirids - Mira Ceti). Au fost descoperite aproximativ 14 mii de stele care pulsa.

A doua clasă de stele variabile este stele explozive sau, așa cum sunt numite și eruptive. Acestea includ, în primul rând, supernove, novae, nova repetate, stele Gemeni de tip I, stele asemănătoare nova și stele simbiotice. Stelele eruptive includ stele tinere variabile rapide, stele de tip IV Ceti și o serie de obiecte înrudite. Numărul de variabile eruptive deschise depășește 2000.

Stelele pulsatoare și eruptive sunt numite stele fizice variabile deoarece modificările luminozității lor aparente sunt cauzate de procesele fizice care au loc pe ele. Acest lucru schimbă temperatura, culoarea și, uneori, dimensiunea stelei.

Să luăm în considerare mai detaliat cele mai interesante tipuri de stele fizice variabile. De exemplu, Cefeidele. Acesta este un tip foarte comun și foarte important de stea variabilă fizică. Au caracteristicile stelei Cepheus. Strălucirea sa este în continuă schimbare. Modificările se repetă la fiecare 5 zile și 8 ore. Luciul crește mai repede decât scade după maxim. Cephei este o stea variabilă periodică. Observațiile spectrale arată modificări ale vitezelor radiale și ale clasei spectrale. Se schimbă și culoarea stelei. Aceasta înseamnă că în stea au loc schimbări profunde de natură generală, a căror cauză este pulsația straturilor exterioare ale stelei. Cefeidele sunt stele nestaționare. Compresia și expansiunea alternativă au loc sub influența a două forțe opuse: forța de atracție spre centrul stelei și forța presiunii gazului, împingând materia afară. O caracteristică foarte importantă a Cefeidelor este perioada. Pentru orice stea dată este constantă cu mare precizie. Cefeidele sunt stele gigantice și supergigant, cu o mare luminozitate.

Principalul lucru este că există o relație între luminozitate și perioada Cefeidelor: cu cât perioada de luminozitate a Cefeidei este mai lungă, cu atât luminozitatea sa este mai mare. Astfel, din perioada cunoscută din observații, se poate determina luminozitatea sau magnitudinea absolută, iar apoi distanța până la Cefeidă. Este posibil ca multe stele să fie Cefeide pentru o perioadă de timp în timpul vieții lor. Prin urmare, studiul lor este foarte important pentru înțelegerea evoluției stelelor. În plus, ele ajută la determinarea distanței față de alte galaxii, unde sunt vizibile datorită luminozității lor ridicate. Cefeidele ajută, de asemenea, la determinarea dimensiunii și formei galaxiei noastre.

Un alt tip de variabile regulate sunt Miras, stele variabile cu perioadă lungă, numite după steaua Mira (O Ceti). Fiind uriași ca volum, depășind volumul Soarelui de milioane și zeci de milioane de ori, acești giganți roșii din clasa spectrală M pulsa foarte lent, cu perioade de la 80 la 1000 de zile. Modificarea luminozității razelor vizuale pentru diferiți reprezentanți ai acestui tip de stele are loc de la 10 la 2500 de ori. Cu toate acestea, energia totală emisă se modifică doar de 2-2,5 ori. Razele stelelor fluctuează în jurul valorilor medii în intervalul 5-10%, iar curbele de lumină sunt similare cu cele cefeide.

După cum sa menționat deja, nu toate stelele fizice variabile prezintă schimbări periodice. Există multe stele cunoscute care aparțin unor variabile semiregulate sau neregulate. Pentru astfel de stele, este dificil sau chiar imposibil de observat modele în schimbările de luminozitate.

Să luăm acum în considerare a treia clasă de stele variabile - variabile eclipsante. Acestea sunt sisteme binare al căror plan orbital este paralel cu linia de vedere. Pe măsură ce stelele se mișcă în jurul unui centru de greutate comun, ele se eclipsează alternativ, ceea ce provoacă fluctuații ale luminozității lor. În afara eclipselor, lumina ambelor componente ajunge la observator, iar în timpul unei eclipse, lumina este atenuată de componenta eclipsă. În sistemele apropiate, modificările luminozității totale pot fi cauzate și de distorsiuni ale formei stelelor. Perioadele stelelor care se eclipsează variază de la câteva ore la zeci de ani.

Există trei tipuri principale de stele variabile care se eclipsează. Prima este stelele variabile de tip Algol ( Perseus). Componentele acestor stele sunt de formă sferică, dimensiunea stelei însoțitoare fiind mai mare și luminozitatea mai mică decât a stelei principale. Ambele componente sunt fie albe, fie steaua principală este albă, iar steaua însoțitoare este galbenă. Deși nu există nicio eclipsă, luminozitatea stelei este aproape constantă. Când steaua principală este eclipsată, luminozitatea scade brusc (minimul primar), iar când satelitul se instalează în spatele stelei principale, scăderea luminozității este nesemnificativă (minimul secundar) sau deloc observată. Din analiza curbei luminii pot fi calculate razele și luminozitățile componentelor.

Al doilea tip de stele variabile care eclipsează sunt stele de acest tip Lire. Luminozitatea lor variază continuu și fără probleme în aproximativ două magnitudini. Între scăderile principale, apare în mod necesar o scădere secundară mai superficială. Perioadele de variabilitate variază de la o jumătate de zi la câteva zile. Componentele acestor stele sunt giganți masivi alb-albăstrui și alb din clasele spectrale B și A. Datorită masei lor semnificative și a proximității relative una de cealaltă, ambele componente sunt supuse unor influențe puternice ale mareelor, în urma cărora au dobândit un formă elipsoidală. În astfel de perechi apropiate, atmosferele stelelor se pătrund una în alta și are loc un schimb continuu de materie, dintre care unele merg în spațiul interstelar.

Al treilea tip de stele binare care se eclipsează sunt stele numite stele Ursa Major de tip W după această stea, a cărei perioadă de variabilitate (și orbitală) este de numai 8 ore. Este greu de imaginat viteza colosală cu care se rotesc componentele uriașe ale acestei stele. Tipurile spectrale ale acestor stele sunt F și G.

Există, de asemenea, o mică clasă separată de stele variabile - stele magnetice. Pe lângă un câmp magnetic mare, au neomogenități puternice în caracteristicile suprafeței. Astfel de neomogenități în timpul rotației stelei duc la o schimbare a luminozității.

Pentru aproximativ 20.000 de stele clasa de variabilitate nu a fost determinată.

Studiul stelelor variabile este de mare importanță. Stelele variabile ajută la determinarea vârstei sistemelor stelare în care se găsesc și a tipului de populație stelară pe care o conțin; distanțe până la părți îndepărtate ale galaxiei noastre, precum și către alte galaxii. Observațiile moderne au arătat că unele stele duble variabile sunt surse de radiație cu raze X.

Rigel și nebuloasa pe care o luminează, IC 2118.

O supergigantă albastră este un tip de supergigant (clasa de luminozitate I) din clasele spectrale O și B.

Caracteristici generale

Acestea sunt stele tinere, foarte fierbinți și strălucitoare, cu o temperatură la suprafață de 20.000-50.000 °C. Pe diagrama Hertzsprung-Russell, acestea sunt situate în partea din stânga sus. Masa lor este în intervalul 10-50 de mase solare (), raza maximă ajunge la 25 de raze solare (). Aceste stele rare și misterioase sunt printre cele mai fierbinți, mai mari și mai strălucitoare obiecte din regiunea studiată.

Datorită maselor lor enorme, au o durată de viață relativ scurtă (10-50 de milioane de ani) și sunt prezente doar în structuri cosmice tinere, cum ar fi clustere deschise, brațe spiralate și galaxii neregulate. Practic, nu se găsesc niciodată în nucleele galaxiilor spirale și eliptice sau în clustere globulare, despre care se crede că sunt obiecte vechi.

În ciuda rarității și a vieții lor scurte, supergiganții albaștri se găsesc adesea printre stelele vizibile cu ochiul liber; luminozitatea lor inerentă compensează numărul lor mic.

Interconversia supergiganților

Gamma Orionis, Algol B și Soarele (centru).

Supergiganții albastre sunt stele masive care se află într-o anumită fază a procesului de „moare”. În această fază, intensitatea reacțiilor termonucleare care au loc în miezul stelei scade, ceea ce duce la comprimarea stelei. Ca urmare a unei scăderi semnificative a suprafeței, densitatea energiei emise crește, iar aceasta, la rândul său, implică încălzirea suprafeței. Acest tip de compresie a unei stele masive duce la transformarea unei supergigante roșii într-una albastră. Procesul invers este de asemenea posibil - transformarea unei supergigante albastre într-una roșie.

În timp ce vântul stelar de la o supergigant roșie este dens și lent, vântul de la o supergigant albastră este rapid, dar subțire. Dacă contracția face ca o supergigantă roșie să devină albastră, vântul mai rapid se ciocnește cu vântul mai lent emis anterior și face ca materialul ejectat să se compacteze într-o coajă subțire. Aproape toate supergiganții albastre observate au un plic similar, confirmând faptul că toate erau supergiganți roșii anterior.

Pe măsură ce o stea evoluează, ea poate trece de mai multe ori de la o supergigantă roșie (vânt lent, dens) la o supergigantă albastră (vânt rapid, subțire) și invers, care creează cochilii concentrice slabe în jurul stelei. În faza intermediară, steaua poate fi galbenă sau albă, cum ar fi Steaua Polară. De obicei, o stea masivă își încheie existența cu o explozie, dar un număr foarte mic de stele, a căror masă variază de la opt până la douăsprezece mase solare, nu explodează, ci continuă să evolueze și, în cele din urmă, se transformă în stele cu oxigen-neon. Nu este încă clar exact cum și de ce aceste pitice albe sunt formate din stele, care teoretic ar trebui să își încheie evoluția cu o mică explozie de supernovă. Atât supergiganții albaștri, cât și roșii pot evolua într-o supernovă.

Deoarece stelele masive își petrec cea mai mare parte a timpului în starea de supergigantă roșie, vedem mai multe supergiganți roșii decât supergiganți albastre, iar majoritatea supernovelor provin de la supergiganți roșii. Astrofizicienii chiar au presupus că toate supernovele provin din supergiganți roșii, dar supernova SN 1987A a fost formată dintr-o supergigantă albastră și, prin urmare, această presupunere s-a dovedit a fi incorectă. Acest eveniment a dus și la o revizuire a unor prevederi ale teoriei evoluției stelare.

Exemple de supergiganți albaștri

Rigel

Cel mai faimos exemplu este Rigel (beta Orionis), cea mai strălucitoare stea din constelația Orion, cu masa de aproximativ 20 de ori mai mare și luminozitatea de aproximativ 130.000 de ori mai mare decât Soarele, ceea ce o face una dintre cele mai puternice stele din galaxie (în orice caz). ).caz, cea mai puternică dintre cele mai strălucitoare stele de pe cer, deoarece Rigel este cea mai apropiată stea cu o luminozitate atât de enormă). Vechii egipteni l-au asociat pe Rigel cu Sakh, regele stelelor și patronul morților, iar mai târziu cu Osiris.

Gamma Parusov

Gamma Vela este o stea multiplă, cea mai strălucitoare din constelația Vela. Are o magnitudine aparentă de +1,7 m. Distanța până la stelele sistemului este estimată la 800 de ani lumină. Gamma Parus (Regor) este o supergigantă albastră masivă. Are o masă de 30 de ori mai mare decât masa Soarelui. Diametrul său este de 8 ori mai mare decât al soarelui. Luminozitatea lui Regor este de 10.600 de luminozități solare. Spectrul neobișnuit al stelei, unde în loc de linii de absorbție întunecate există linii de emisie luminoase, a dat stelei numele „Perla spectrală a cerului sudic”.

Girafa Alfa

Distanța până la stea este de aproximativ 7 mii de ani lumină și totuși steaua este vizibilă cu ochiul liber. Este a treia cea mai strălucitoare stea din constelația Girafei, cu Beta Giraffe și CS Giraffe ocupând primul și, respectiv, al doilea.

Zeta Orionis

Zeta Orionis (numită Alnitak) este o stea din constelația Orion, care este cea mai strălucitoare stea din clasa O, cu o magnitudine vizuală de +1,72 (maxim +1,72 și minimă până la +1,79), asterismul din stânga și cel mai apropiat „Centura lui Orion”. . Distanța până la stea este de aproximativ 800 de ani lumină, luminozitatea sa este de aproximativ 35.000 de ani-lumină.

Tau Canis Majoris

Stea dublă spectrală din constelația Canis Major. Este cea mai strălucitoare stea din clusterul deschis de stele NGC 2362, situat la o distanță de 3200 de lumină. ani de la . Tau Canis Majoris este o supergigantă albastră din clasa spectrală O cu o magnitudine aparentă de +4,37 m. Sistemul stelar Tau Canis Majoris este format din cel puțin cinci componente. Într-o primă aproximare, Tau Canis Majoris este o stea triplă în care două stele au magnitudini aparente de +4,4m și +5,3m și sunt separate de 0,15 secunde de arc, iar a treia stea are o magnitudine aparentă de +10m și sunt separate de ele. cu 8 secunde de arc, orbitând cu o perioadă de 155 de zile în jurul perechii interioare.

Zeta Stern

Zeta Puppis așa cum l-a imaginat un artist

Zeta Puppis este cea mai strălucitoare stea din constelația Puppis. Steaua are propriul nume Naos. Este o stea albastră masivă cu o luminozitate de 870.000 de ori mai mare decât luminozitatea Soarelui. Zeta Puppis este de 59 de ori mai masiv decât Soarele. Are o clasă spectrală O9.

În următoarele sute de mii de ani, Zeta Puppis este de așteptat să se răcească și să se extindă treptat și va trece prin toate clasele spectrale: B, A, F, G, K și M pe măsură ce se răcește. Pe măsură ce se întâmplă acest lucru, radiația principală a stelei se va muta în domeniul vizibil, iar Naos va deveni una dintre cele mai strălucitoare stele de pe cerul viitorului pământ. După 2 milioane de ani, Naos va avea o clasă spectrală M5, iar dimensiunea sa va fi mult mai mare decât orbita actuală a Pământului. Naos va exploda apoi într-o supernovă. Datorită distanței scurte până la Pământ, această supernova va fi mult mai strălucitoare decât strălucirea maximă, iar miezul stelei se va prăbuși imediat în . Este posibil ca aceasta să fie însoțită de o explozie puternică de raze gamma.