Z izjemo Lune in vseh planetov je vsak na videz mirujoč objekt na nebu zvezda – termonuklearni vir energije, vrste zvezd pa segajo od pritlikavk do supervelikank.

Naša je zvezda, vendar se zdi tako svetla in velika, ker je tako blizu nas. Večina zvezd je tudi v močnih teleskopih videti kot svetleče točke, vendar o njih nekaj vemo. Vemo torej, da so različnih velikosti in da jih je vsaj polovica sestavljena iz dveh ali več zvezd, ki jih povezuje gravitacija.

Kaj je zvezda?

Zvezdice- To so ogromne plinske krogle vodika in helija s sledovi drugih kemičnih elementov. Gravitacija potegne snov navznoter, pritisk vročega plina pa jo potisne ven in tako vzpostavi ravnotežje. Vir energije zvezde je v njenem jedru, kjer se milijoni ton vodika vsako sekundo zlijejo v helij. In čeprav ta proces v globinah Sonca neprekinjeno poteka že skoraj 5 milijard let, je porabljen le zelo majhen del vseh zalog vodika.

Vrste zvezd

Zvezde glavnega niza. V začetku 20. stol. Nizozemec Einar Hertzsprung in Henry Norris Russell iz ZDA sta sestavila Hertzsprung-Russellov (HR) diagram, po osi katerega je narisan sij zvezde v odvisnosti od temperature na njeni površini, kar omogoča določanje razdalje do zvezde. zvezde.

Večina zvezd, vključno s Soncem, pade v pas, ki seka diagonalno čez diagram HR, imenovan glavno zaporedje. Te zvezde pogosto imenujemo pritlikavke, čeprav so nekatere od njih 20-krat večje od Sonca in svetijo 20-tisočkrat močneje.

Rdeči palčki

Na hladnem, temnem koncu glavnega zaporedja so rdeče pritlikavke, najpogostejša vrsta zvezd. Ker so manjše od Sonca, varčno uporabljajo svoje zaloge goriva, da podaljšajo svoj obstoj za več deset milijard let. Če bi bilo mogoče videti vse rdeče pritlikavke, bi bilo nebo dobesedno posejano z njimi. Rdeče pritlikavke pa svetijo tako slabo, da lahko opazujemo le najbližje, kot je Proksima Kentavra.

Bele pritlikavke

Še manjše od rdečih pritlikavk so bele pritlikavke. Običajno je njihov premer približno enak premeru Zemlje, vendar je njihova masa lahko enaka premeru Sonca. Prostornina bele pritlikavke, enaka prostornini te knjige, bi imela maso okoli 10 tisoč ton! Njihov položaj na diagramu srčnega utripa kaže, da se zelo razlikujejo od rdečih pritlikavk. Njihov jedrski vir je izčrpan.

Rdeči velikani

Za zvezdami glavnega zaporedja so najpogostejše rdeče velikanke. Imajo približno enako površinsko temperaturo kot rdeče pritlikavke, vendar so veliko svetlejše in večje, zato se nahajajo nad glavnim zaporedjem na HR diagramu. Masa teh velikanov je običajno približno enaka soncu, če pa bi eden od njih prevzel mesto naše zvezde, bi notranji planeti sončnega sistema končali v njegovi atmosferi.

Nadvelikanke

Na vrhu diagrama GR so redke supervelikanke. Betelgeza v Orionovem ramenu ima premer skoraj 1 milijardo km. Še en svetel objekt v Orionu je Rigel, ena najsvetlejših zvezd, vidnih s prostim očesom. Je skoraj desetkrat manjša od Betelgeuse in hkrati skoraj 100-krat večja od velikosti Sonca.

Zvezde super velikanke – kozmična usoda teh ogromnih svetil jim je namenila, da ob določenem času eksplodirajo kot supernove.

Vse zvezde so rojene na enak način. Ogromen oblak molekularnega vodika se pod vplivom gravitacije začne sesedati v kroglo, dokler notranja temperatura ne sproži jedrske fuzije. Ves čas svojega obstoja so svetila v stanju boja sama s seboj, na zunanjo plast pritiska sila težnosti, na jedro pa sila segrete snovi, ki teži k širitvi. Med svojim obstojem vodik in helij postopoma izgorita v središču in običajne zvezde s pomembno maso postanejo supergiganti. Takšne predmete najdemo v mladih formacijah, kot so nepravilne galaksije ali odprte kopice.

Lastnosti in možnosti

Pri nastanku zvezd ima odločilno vlogo masa – v velikem jedru se sintetizira večja količina energije, kar poveča temperaturo zvezde in njeno aktivnost. Ko se približuje končnemu obdobju obstoja, postanejo objekti, katerih teža presega sončno maso za 10-70-krat, supergiganti. V diagramu Hertzsprung-Russell, ki označuje razmerje med zvezdno magnitudo, svetilnostjo, temperaturo in spektralnim tipom, so takšne svetilke nameščene na vrhu, kar kaže na visoko (od +5 do +12) navidezno magnitudo predmetov. So krajše od tistih drugih zvezd, ker dosežejo svoje stanje na koncu evolucijskega procesa, ko zaloge jedrskega goriva zmanjkajo. V vročih predmetih zmanjka helija in vodika, zgorevanje pa se nadaljuje na račun kisika in ogljika ter naprej do železa.

Klasifikacija supervelikank

Po Yerkesovi klasifikaciji, ki odraža podrejenost svetlobnega spektra, spadajo nadrejaki v razred I. Razdeljeni so bili v dve skupini:

• Ia – svetli supergiganti ali hipergiganti;
• Ib so manj svetleči supergiganti.

Glede na njihov spektralni tip v harvardski klasifikaciji te zvezde zasedajo območje od O do M. Modre supergigante predstavljajo razredi O, B, A, rdeče - K, M, vmesne in slabo raziskane rumene - F, G.

Rdeči supergiganti

Velike zvezde zapustijo glavno zaporedje, ko začneta ogljik in kisik goreti v njihovih jedrih – postanejo rdeče supervelikanke. Njihova plinska lupina zraste do ogromnih velikosti in se razprostira na milijone kilometrov. Kemični procesi, ki se pojavljajo s prodiranjem konvekcije iz lupine v jedro, vodijo do sinteze težkih elementov železovega vrha, ki se po eksploziji razpršijo v prostoru. Rdeči supergiganti običajno končajo življenje zvezde in eksplodirajo v supernovi. Iz plinskega ovoja zvezde nastane nova meglica, degenerirano jedro pa se spremeni v belo pritlikavko. in - največji predmeti med umirajočimi rdečimi zvezdami.

Modri ​​supergiganti

V nasprotju z rdečimi velikani, ki živijo dolgo, so to mlade in vroče zvezde, katerih masa presega sončno 10-50-krat, njihov polmer pa 20-25-krat. Njihova temperatura je impresivna - je 20-50 tisoč stopinj. Površina modrih supergigantov se zaradi kompresije hitro zmanjšuje, sevanje notranje energije pa nenehno narašča in povečuje temperaturo zvezde. Rezultat tega procesa je transformacija rdečih supergigantov v modre. Astronomi so opazili, da gredo zvezde skozi različne stopnje svojega razvoja, pri čemer se vmesne stopnje obarvajo rumeno ali belo. Najsvetlejša zvezda Orion je odličen primer modrega supervelikana. Njegova impresivna masa je 20-krat večja od Sonca, njegova svetilnost je 130-tisočkrat večja.

Revija: Skrivnosti vesolja št. 6 (116), 2017
Kategorija: Astrofizika

Rdeči supergiganti

Vendar so tudi najbližje zvezde tako daleč od nas, da so tudi v najboljših sodobnih teleskopih vidne le kot svetleče točke. Zato so znanstveniki šele v začetku 20. stoletja našli način za izračun dejanskega premera zvezd. Rezultati raziskave so bili osupljivi - izkazalo se je, da je zvezdno nebo naseljeno tako s pritlikavci kot z velikani. Tako so leta 1920 izmerili premer zvezde Betelgeuse in izkazalo se je, da je skoraj 350-krat večji od premera Sonca. Površina Betelgeuse je približno 120 tisočkrat večja od njene površine, njena prostornina pa 40 milijonov krat večja od prostornine naše zvezde! Če bi bila Betelgeza na mestu Sonca, bi zapolnila ves prostor daleč onkraj orbite Marsa.
Toda ta nebesni velikan še zdaleč ni največja zvezda v ogromnih vesoljskih prostranstvih. Za največjo zvezdo je dolgo časa veljala VY, ki se nahaja v ozvezdju Velikega psa. Polmer te zvezde je milijarda kilometrov, kar je tisoč in pol krat več od polmera Sonca. Idejo o velikosti tega kolosa dajejo naslednji izračuni: ena revolucija okoli hipergigantske zvezde bo trajala 1200 let, nato pa, če letite s hitrostjo 800 kilometrov na uro. Če Zemljo zmanjšamo na 1 centimeter v premeru in sorazmerno zmanjšamo tudi VY, potem bo velikost slednjega 2,2 kilometra. Res je, da je masa te zvezde "samo" 40-krat večja od mase Sonca (to je razloženo z dejstvom, da je gostota super velikank zelo nizka). Toda VY sije 500 tisočkrat močneje od našega nebesnega telesa.

Zvezdniško življenje

Betelgeza in VY sta rdeči supervelikanki. Kot je znano, zvezde nastanejo iz kozmičnih kopičenj vodika. Ko je takšen oblak dovolj gost, začnejo delovati gravitacijske sile, ki povzročajo stiskanje in segrevanje plina. Ko dosežemo določeno mejo, se v segretem in stisnjenem središču oblaka začnejo termonuklearne reakcije – to pomeni, da je zvezda zasvetila. V goreči zvezdi se vodik v milijonih in celo milijardah let spremeni v helij. Če je zvezda dovolj velika, pride čas, ko se ogljik in kisik vključita v termonuklearne reakcije - zvezda postane rdeča velikanka ali supervelikanka. Plinski ovoj takšne zvezde zraste do ogromnih velikosti in se razprostira na milijone kilometrov. Rdeči supervelikani običajno končajo svoje življenje z eksplozijo supernove. Navsezadnje je obstoj zvezde določen z ravnovesjem med silami gravitacije, ki težijo k stiskanju zvezde, in pritiskom sevanja, ki jo "razširja" od znotraj. Ko je sevanje premajhno za kompenzacijo gravitacijskega polja zvezde, pride do katastrofalnega kolapsa zvezde. Gravitacijsko stiskanje povzroči "eksplozijo navznoter" - proces spremlja sproščanje ogromne količine energije.
Zvezda postane supernova in za kratek čas zasije svetleje kot vse zvezde v galaksiji skupaj. Nato se eksplozija supernove konča. Iz plinastega ovoja mrtve zvezde nastane nova meglica, degenerirano jedro pa se spremeni v objekt majhne velikosti, a pošastne gostote (lahko je bela pritlikavka, nevtronska zvezda ali celo črna luknja).
Žal, supervelikanka Betelgeza, bližnja soseda Osončja po kozmičnih standardih (nahaja se približno pet tisoč svetlobnih let stran), je dosegla zadnjo stopnjo svojega razvoja in lahko zelo kmalu eksplodira. In ta kataklizma je lahko nevarna za Zemljo. Sevanje supernove med eksplozijo je usmerjeno neenakomerno - največje sevanje določajo magnetni poli zvezde. In če se izkaže, da je eden od Betelgeusovih polov usmerjen neposredno proti Zemlji, potem bo po eksploziji supernove naš planet udaril smrtonosni tok rentgenskega sevanja ...

Ali veš to…

Nekateri znanstveniki domnevajo, da ima Sonce morda satelit - "temno" zvezdo Nemesis. Lahko bi bila bela ali rjava pritlikavka, ki kroži okoli Sonca na razdalji približno 1,5 svetlobnega leta. Po mnenju znanstvenikov, ki so avtorji hipoteze, ima Nemesis lahko določen škodljiv učinek na sestavne dele sončnega planetarnega sistema, oziroma spremeni orbite asteroidov in kometov. Ti predmeti, ki so doživeli vpliv Nemesis, spremenijo svojo pot tako, da postanejo nevarni za Zemljo.

Ogromen in svetel

Toda rdeči supergiganti še zdaleč niso najtežje in najsvetlejše zvezde. Prvaki med danes znanimi zvezdami so modri supergiganti. V nasprotju z rdečimi, ki živijo dolgo, so to mlade in vroče zvezde, milijonkrat svetlejše od Sonca in z maso, desetkrat in stokrat večjo od mase Sonca. Površina modrih supergigantov se zaradi kompresije hitro zmanjšuje, sevanje notranje energije pa nenehno narašča in povečuje temperaturo zvezde. Ta razred zvezd vključuje najsvetlejšo zvezdo, zanesljivo znano znanstvenikom. Odkritje se je zgodilo pred kratkim: leta 2010 so raziskovalci med preučevanjem Velikega Magellanovega oblaka odkrili zvezdo R136a1. Ta velikan je 256-krat večji od našega Sonca!
To pomeni, da R136a1 tehta 5 × 10 32 kg; ali 5000000000000000000000000000 ton! Ti podatki so postali razodetje za znanstvenike, saj se je domnevalo, da zvezde, ki presegajo maso Sonca več kot 150-krat, ne obstajajo. Poleg tega je R136a1 desetmilijonkrat svetlejši od Sonca! Zvezda se nahaja v Velikem Magellanovem oblaku, pritlikavi galaksiji, ki kroži okoli naše Rimske ceste. Razdalja od Zemlje do meglice je nepredstavljivih 160 tisoč svetlobnih let, zato je velikanska zvezda vidna s pomočjo močnih teleskopov. In če bi se ta neverjetna svetilka nahajala na mestu ene od zvezd, ki so najbližje sončnemu sistemu, bi sij R136a 1 presegel sij Sonca.
Vendar pa je možno, da se bo R136a1 kmalu odrekel "naslovu prvaka" skrivnostni dvojni zvezdi R144, odkriti sredi aprila 2013. R144 je enoten sistem dveh zvezd, ki krožita ena okoli druge v tesnih orbitah, s skupno maso komponente približno 300 sončnih mas. V bližnji prihodnosti se lahko združita v en sam objekt, ki se bo izkazal za večjo zvezdo od trenutnega rekorderja (ki se je najverjetneje rodil na enak način).
Dvojna zvezda je tudi skrivnostni objekt LBV 1806-20, katerega svetlost je menda 12-milijonkrat svetlejša od Sonca (več kot R136a1). Pošastna zvezda LBV (svetlo modra spremenljivka), skrita za plinom in prahom, ima maso 130–190 sončnih mas. Ta superzvezda v 2-3 sekundah odda približno enako količino energije kot Sonce v enem letu. Ni naključje, da sta LBV1806-20 in R144 dvojni zvezdi. Študije kažejo, da ima tri četrtine modrih superjakov bližnjo zvezdo spremljevalko, približno tretjina pa jih je na poti, da se združijo in tvorijo eno samo zvezdo (preostala četrtina »enih« modrih superjank je očitno rezultat pretekle združitve zvezd). Zato so takšne zvezde dobile neizrečeno ime "vampirske zvezde" (glavna zvezda binarnega sistema "sesa" snov s površine svojega soseda).

Ali veš to…

Sonce je ena od 220-400 milijard zvezd v naši Galaksiji. Skupaj je v astronomskih katalogih vključenih približno 50 milijard zvezd - vendar je to ogromno število le majhen del zvezd naše Galaksije. Hkrati nam sodobni instrumenti omogočajo opazovanje 130 milijard galaksij! Število zvezd v opazovanem vesolju je približno ocenjeno na 30 milijard bilijonov.

Pošastno težka...

Čeprav so modri supergiganti najsvetlejše zvezde, ki jih znanost pozna, ostaja vprašanje najtežjih zvezd odprto. Obstaja razlog za domnevo, da so v vesolju "hladne" zvezde s takšno maso, da bi se R136a1 na njihovem ozadju zdela pritlikavka. Astronome zanima Epsilon Aurigae - zvezda, ki je tako hladna, da kljub svoji pošastni velikosti ni vidna niti v najmočnejših teleskopih, saj je njeno šibko sevanje skoraj v celoti v infrardečem območju. Za obstoj te "skrite" zvezde vemo samo zato, ker ima svetel satelit, ki ga občasno zasenči. Na podlagi posrednih dokazov so znanstveniki predlagali, da je skrivnostni "mrkljivi" predmet temna zvezda - infrardeči velikan s premerom 4 milijarde kilometrov. Če je ta hipoteza pravilna, potem bi Epsilon Aurigae, ki je na mestu Sonca, zapolnil ves prostor Osončja vse do orbite Urana!
Medtem je nemogoče reči, kakšno velikost lahko dosežejo infrardeči supervelikani - navsezadnje je tako hladno zvezdo, da seva skoraj izključno v infrardečem delu spektra, zelo težko zaznati. Nedvomno se v globinah vesolja skrivajo temne zvezde, veliko večje od Epsilon Aurigae - in le ugibati je mogoče, kakšno največjo velikost (in največjo maso) lahko dosežejo.
Ne glede na to, kakšna je hipoteza resnična, ni dvoma, da se bodo kmalu pojavili novi rekorderji med zvezdami - navsezadnje se znanstveniki še niso naveličali raziskovanja vesolja in novih odkritij. Kdo ve, kakšni levijatani se skrivajo v prostranem vesolju?

Med zvezdami so velikani in pritlikavci. Največje med njimi so rdeče orjakinje, ki kljub šibkemu sevanju s kvadratnega metra površine svetijo 50.000-krat močneje od Sonca. Največji velikani so 2400-krat večji od Sonca. V notranjost bi lahko sprejeli naš sončni sistem do orbite Saturna. Sirius je ena izmed belih zvezd, sije 24-krat močneje od Sonca, ima približno dvakrat večji premer od Sonca.

Toda pritlikavih zvezd je veliko. Večinoma so to rdeče pritlikavke s premerom polovice ali celo petine premera našega Sonca. Sonce je po velikosti povprečna zvezda, takšnih zvezd je v naši galaksiji na milijarde.

Posebno mesto med zvezdami zavzemajo bele pritlikavke. Toda o njih bomo razpravljali kasneje, kot o zadnji stopnji evolucije navadne zvezde.

Spremenljive zvezde

Spremenljive zvezde so zvezde, katerih svetlost se spreminja. Nekatere spremenljivke občasno spreminjajo svetlost, druge pa doživljajo naključne spremembe svetlosti. Za označevanje spremenljivih zvezd se uporabljajo latinske črke, ki označujejo ozvezdje. Znotraj enega ozvezdja je spremenljivim zvezdam zaporedno dodeljena ena latinska črka, kombinacija dveh črk ali črka V s številko. Na primer, S Car, RT Per, V 557 Sgr.

Spremenljive zvezde so razdeljene v tri velike razrede: pulzirajoče, eruptivne (eksplozivne) in mrkljive.

Utripajoče zvezde kažejo gladke spremembe svetlosti. Povzročajo jih periodične spremembe polmera in površinske temperature. Obdobja utripajočih zvezd se gibljejo od delcev dneva (zvezde tipa RR Lyrae) do desetin (kefeide) in stotin dni (miridi - zvezde tipa Mira Ceti). Odkritih je bilo približno 14 tisoč utripajočih zvezd.

Drugi razred spremenljivih zvezd so eksplozivne ali, kot jih imenujemo tudi eruptivne zvezde. Sem sodijo predvsem supernove, nove, ponavljajoče se nove, zvezde Dvojčkov tipa I, novem podobne in simbiotske zvezde. Eruptivne zvezde vključujejo mlade hitro spremenljive zvezde, zvezde tipa IV Ceti in številne sorodne objekte. Število odprtih eruptivnih spremenljivk presega 2000.

Utripajoče in eruptivne zvezde imenujemo fizične spremenljive zvezde, ker spremembe v njihovem navideznem sijaju povzročajo fizični procesi, ki se na njih odvijajo. To spremeni temperaturo, barvo in včasih velikost zvezde.

Oglejmo si podrobneje najbolj zanimive vrste fizičnih spremenljivih zvezd. Na primer cefeide. To je zelo pogosta in zelo pomembna vrsta fizične spremenljive zvezde. Imajo značilnosti zvezde Cepheus. Njen sijaj se nenehno spreminja. Spremembe se ponavljajo vsakih 5 dni in 8 ur. Sijaj se po maksimumu povečuje hitreje kot pada. Cephei je periodična spremenljiva zvezda. Spektralna opazovanja kažejo spremembe v radialnih hitrostih in spektralnem razredu. Spreminja se tudi barva zvezde. To pomeni, da se v zvezdi dogajajo globoke spremembe splošne narave, katerih vzrok je pulzacija zunanjih plasti zvezde. Kefeide so nestacionarne zvezde. Izmenično stiskanje in širjenje poteka pod vplivom dveh nasprotujočih si sil: sile privlačnosti proti središču zvezde in sile tlaka plina, ki potisne snov ven. Zelo pomembna značilnost cefeid je obdobje. Za vsako zvezdo je konstantna z veliko natančnostjo. Kefeide so zvezde velikanke in supergigantke z velikim sijem.

Glavna stvar je, da obstaja povezava med svetilnostjo in periodo cefeid: daljša kot je svetilnost cefeide, večja je njena svetilnost. Tako je iz obdobja, znanega iz opazovanj, mogoče določiti sij oziroma absolutno magnitudo, nato pa še razdaljo do cefeide. Mnoge zvezde bodo verjetno nekaj časa v življenju cefeide. Zato je njihovo preučevanje zelo pomembno za razumevanje razvoja zvezd. Poleg tega pomagajo določiti razdaljo do drugih galaksij, kjer so vidne zaradi velikega sijaja. Cefeide prav tako pomagajo določiti velikost in obliko naše Galaksije.

Druga vrsta rednih spremenljivk so Miras, dolgoperiodične spremenljivke, poimenovane po zvezdi Mira (O Ceti). Ti rdeči velikani spektralnega razreda so ogromni po prostornini in milijone in desetine milijonkrat presegajo prostornino Sonca M utripajo zelo počasi, z obdobji od 80 do 1000 dni. Sprememba svetilnosti v vidnih žarkih za različne predstavnike te vrste zvezd se pojavi od 10 do 2500-krat. Vendar se skupna oddana energija spremeni le 2-2,5-krat. Polmeri zvezd nihajo okoli povprečnih vrednosti v območju 5-10%, svetlobne krivulje pa so podobne cefeidnim.

Kot že omenjeno, vse fizične spremenljive zvezde ne kažejo periodičnih sprememb. Znanih je veliko zvezd, ki pripadajo polpravilnim ali nepravilnim spremenljivkam. Pri takih zvezdah je težko ali celo nemogoče opaziti vzorce v spremembah svetlosti.

Oglejmo si zdaj tretji razred spremenljivk - spremenljivke mrka. To so binarni sistemi, katerih orbitalna ravnina je vzporedna z vidno linijo. Ko se zvezde gibljejo okoli skupnega težišča, se izmenično zasenčijo, kar povzroči nihanje njihovega sijaja. Zunaj mrkov pride svetloba obeh komponent do opazovalca, med mrkom pa svetlobo oslabi komponenta mrka. V tesnih sistemih lahko spremembe celotne svetlosti povzročijo tudi popačenja v obliki zvezd. Obdobja mrkov zvezd segajo od nekaj ur do več deset let.

Obstajajo tri glavne vrste spremenljivih zvezd mrka. Prva so spremenljive zvezde tipa Algol ( Perzej). Sestavine teh zvezd so sferične oblike, pri čemer je velikost zvezde spremljevalke večja in svetilnost manjša od glavne zvezde. Obe komponenti sta beli ali pa je glavna zvezda bela in spremljevalna zvezda rumena. Čeprav ni mrka, je svetlost zvezde skoraj konstantna. Ko je glavna zvezda mrk, se svetlost močno zmanjša (primarni minimum), ko satelit zaide za glavno zvezdo, pa je zmanjšanje svetlosti nepomembno (sekundarni minimum) ali pa ga sploh ni. Iz analize svetlobne krivulje je mogoče izračunati radije in svetilnosti komponent.

Druga vrsta spremenljivih zvezd mrka so zvezde tipa Lire. Njihova svetlost se zvezno in gladko spreminja v približno dveh magnitudah. Med glavnimi padci se nujno pojavi plitvejši sekundarni minimum. Obdobja spremenljivosti segajo od pol dneva do nekaj dni. Sestavni deli teh zvezd so masivni modro-beli in beli velikani spektralnih razredov B in A. Zaradi znatne mase in relativne bližine sta obe komponenti podvrženi močnim vplivom plimovanja, zaradi česar sta pridobili elipsoidna oblika. V tako tesnih parih atmosfere zvezd prodirajo druga v drugo in prihaja do neprekinjene izmenjave snovi, od katerih del gre v medzvezdni prostor.

Tretji tip mrkovih dvojnih zvezd so zvezde, po tej zvezdi imenovane zvezde tipa W Veliki medved, katerih variabilna (in obhodna) doba je le 8 ur. Težko si je predstavljati ogromno hitrost, s katero se vrtijo ogromne komponente te zvezde. Spektralni tipi teh zvezd so F in G.

Obstaja tudi majhen ločen razred spremenljivih zvezd - magnetne zvezde. Poleg velikega magnetnega polja imajo močne nehomogenosti površinskih karakteristik. Takšne nehomogenosti med vrtenjem zvezde povzročijo spremembo svetlosti.

Za približno 20.000 zvezd razred variabilnosti ni bil določen.

Preučevanje spremenljivih zvezd je zelo pomembno. Spremenljive zvezde pomagajo določiti starost zvezdnih sistemov, kjer jih najdemo, in vrsto zvezdne populacije, ki jo vsebujejo; razdalje do oddaljenih delov naše Galaksije, pa tudi do drugih galaksij. Sodobna opazovanja so pokazala, da so nekatere spremenljive dvojne zvezde viri rentgenskega sevanja.

Rigel in meglica, ki jo osvetljuje, IC 2118.

Modri ​​supergigant je vrsta supergiganta (svetovni razred I) spektralnih razredov O in B.

Splošne značilnosti

To so mlade, zelo vroče in svetle zvezde s površinsko temperaturo 20.000-50.000 °C. Na Hertzsprung-Russellovem diagramu se nahajajo v zgornjem levem delu. Njihova masa je v območju 10-50 sončnih mas (), največji polmer doseže 25 sončnih radijev (). Te redke in skrivnostne zvezde so med najbolj vročimi, največjimi in najsvetlejšimi objekti v proučevanem območju.

Zaradi svoje ogromne mase imajo razmeroma kratko življenjsko dobo (10-50 milijonov let) in so prisotni le v mladih kozmičnih strukturah, kot so odprte kopice, spiralni rokavi in ​​nepravilne galaksije. Skoraj nikoli jih ne najdemo v jedrih spiralnih in eliptičnih galaksij ali v kroglastih kopicah, za katere se verjame, da so stari objekti.

Kljub svoji redkosti in kratkemu življenju so modri supergiganti pogosto med zvezdami, vidnimi s prostim očesom; njihova inherentna svetlost kompenzira njihovo majhno število.

Interkonverzija supervelikank

Gama Orionis, Algol B in Sonce (na sredini).

Modri ​​supergiganti so masivne zvezde, ki so v določeni fazi procesa "umiranja". V tej fazi se intenzivnost termonuklearnih reakcij, ki potekajo v jedru zvezde, zmanjša, kar vodi do stiskanja zvezde. Zaradi znatnega zmanjšanja površine se poveča gostota oddane energije, kar posledično povzroči segrevanje površine. Tovrstno stiskanje masivne zvezde vodi do preobrazbe rdečega supergiganta v modrega. Možen je tudi obraten proces - preoblikovanje modrega supergiganta v rdečega.

Medtem ko je zvezdni veter iz rdečega supergiganta gost in počasen, je veter iz modrega supergiganta hiter, a tanek. Če krčenje povzroči, da rdeči supergigant postane moder, hitrejši veter trči v prej oddani počasnejši veter in povzroči, da se izvrženi material stisne v tanko lupino. Skoraj vse opazovane modre velikanke imajo podobno ovojnico, kar potrjuje, da so bile prej vse rdeče supervelikanke.

Ko se zvezda razvija, lahko večkrat preide iz rdečega supergiganta (počasen, gost veter) v modrega supergiganta (hiter, tanek veter) in obratno, kar ustvari koncentrične šibke lupine okoli zvezde. V vmesni fazi je lahko zvezda rumena ali bela, kot na primer Severnica. Običajno masivna zvezda konča svoj obstoj z eksplozijo, vendar zelo majhno število zvezd, katerih masa sega od osem do dvanajst sončnih mas, ne eksplodira, ampak se še naprej razvija in se sčasoma spremeni v kisikovo-neonske zvezde. Ni še povsem jasno, kako in zakaj te bele pritlikavke nastanejo iz zvezd, ki naj bi teoretično svoj razvoj končale z majhno eksplozijo supernove. Tako modri kot rdeči supergiganti se lahko razvijejo v supernovo.

Ker masivne zvezde večino svojega časa preživijo v stanju rdečih nadvelikank, vidimo več rdečih supervelikank kot modrih superveličank in večina supernov prihaja iz rdečih supervelikank. Astrofiziki so pred tem celo domnevali, da vse supernove izvirajo iz rdečih supervelikank, supernova SN 1987A pa je nastala iz modre superveličanke, zato se je ta domneva izkazala za napačno. Ta dogodek je privedel tudi do revizije nekaterih določb teorije o evoluciji zvezd.

Primeri modrih supergigantov

Rigel

Najbolj znan primer je Rigel (beta Orionis), najsvetlejša zvezda v ozvezdju Orion, s približno 20-kratno maso in približno 130.000-kratno svetilnostjo Sonca, zaradi česar je ena najmočnejših zvezd v Galaksiji (vsekakor ). primer najmočnejša od najsvetlejših zvezd na nebu, saj je Rigel najbližja zvezda s tako ogromnim sijem). Stari Egipčani so Rigel povezovali s Sakhom, kraljem zvezd in pokroviteljem mrtvih, kasneje pa z Ozirisom.

Gama Parusov

Gama Vela je večkratna zvezda, najsvetlejša v ozvezdju Vela. Ima navidezno magnitudo +1,7m. Razdalja do zvezd sistema je ocenjena na 800 svetlobnih let. Gamma Parus (Regor) je ogromen modri supergigant. Ima maso, ki je 30-krat večja od mase Sonca. Njegov premer je 8-krat večji od premera sonca. Regorjev sijaj je 10.600 sončnih sijajev. Nenavaden spekter zvezde, kjer so namesto temnih absorpcijskih črt svetle emisijske črte, je dal zvezdi ime "spektralni biser južnega neba".

Alfa žirafa

Razdalja do zvezde je približno 7 tisoč svetlobnih let, vendar je zvezda vidna s prostim očesom. Je tretja najsvetlejša zvezda v ozvezdju Žirafe, z Beta Giraffe in CS Giraffe na prvem in drugem mestu.

Zeta Orionis

Zeta Orionis (imenovana Alnitak) je zvezda v ozvezdju Orion, ki je najsvetlejša zvezda razreda O z vizualno magnitudo +1,72 (največja +1,72 in najmanjša do +1,79), levi in ​​najbližji zvezdni asterizem "Orionov pas" . Razdalja do zvezde je približno 800 svetlobnih let, njena svetilnost je približno 35.000 sončnih.

Tau Canis Majoris

Spektralna dvojna zvezda v ozvezdju Velikega psa. Je najsvetlejša zvezda v odprti zvezdni kopici NGC 2362, ki se nahaja na razdalji 3200 svetlobe. leta od . Tau Canis Majoris je modri supergigant spektralnega razreda O z navidezno magnitudo +4,37 m. Zvezdni sistem Tau Canis Majoris je sestavljen iz najmanj petih komponent. V prvem približku je Tau Canis Majoris trojna zvezda, pri kateri imata dve zvezdi navidezni magnitudi +4,4m in +5,3m in sta med seboj ločeni za 0,15 kotne sekunde, tretja zvezda pa ima navidezno magnitudo +10m in je ločena od njiju. za 8 ločnih sekund, kroži s periodo 155 dni okoli notranjega para.

Zeta Stern

Zeta Puppis, kot si jo zamisli umetnik

Zeta Puppis je najsvetlejša zvezda v ozvezdju Puppis. Zvezda ima svoje ime Naos. Je masivna modra zvezda s sijem 870.000-krat večjim sijem Sonca. Zeta Puppis je 59-krat večja od Sonca. Ima spektralni razred O9.

V naslednjih sto tisočih letih naj bi se Zeta Puppis postopoma ohlajal in širil ter bo med ohlajanjem šel skozi vse spektralne razrede: B, A, F, G, K in M. Ko se bo to zgodilo, se bo glavno sevanje zvezde premaknilo v vidno območje in Naos bo postal ena najsvetlejših zvezd na prihodnjem zemeljskem nebu. Po 2 milijonih let bo imel Naos spektralni razred M5 in bo veliko večji od Zemljine trenutne orbite. Naos bo nato eksplodiral v supernovo. Zaradi kratke razdalje do Zemlje bo ta supernova veliko svetlejša od polne, jedro zvezde pa se bo takoj sesedlo v . Možno je, da bo to spremljal močan izbruh sevanja gama.