Содержание
Слайд 1
Захарова Алина 25 гр.
Слайд 2
Двойные звёзды – это две и более звезды, обращающиеся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс под действием сил тяготения. Приблизительно половина всех ”звезд» на самом деле — двойные или кратные системы , хотя многие из них расположены так близко, что компоненты по отдельности наблюдать невозможно.
Слайд 3
Как правило, двойные звезды на небе обнаруживаются визуально по изменению видимого блеска (можно перепутать с цефеидами) и близкому нахождению друг к другу. Иногда бывает, что две звезды случайно видны рядом, а на самом деле находятся на значительном расстоянии и не имеют общего центра тяжести (т.е. оптически двойные звезды), однако, это встречается довольно редко.
Слайд 4
Эти звезды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Много таких звезд открыл и изучил в начале нашего века русский астроном С. Н. Блажко. Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное
Слайд 5
Обычно физические двойные звезды связаны силами тяготения. Компоненты двойной звезды образуют тесные пары. Периоды обращения компонентов двойной звезды не превышают сотни лет, иногда бывают значительно меньше.
Слайд 6
Пример оптически двойной звезды, но физически они между собой не связаны. По Мицару и Алькору древние греки проверяли зоркость глаза. Угловое расстояние между Мицаром и Алькором 12 мин., а линейное расстояние между этими звездами порядка 17000 а.е.,
Слайд 7
Часто двойственность звезд можно выявить по периодическому изменению их блеска. Первая затменно-переменная звезда – Алголь (β Персея) – была открыта в 1669 году итальянским астрономом Монтанари Кривая блеска Алголя повторяется каждые 2 суток 20 часов и 49 минут. В 1784 году Гудрайк открывает вторую затменную звезду – β Лиры. Ее период 12 суток 21 час и 56 минут, и, в отличие от Алголя, блеск изменяется плавно. Затменно-двойные звёзды Алголи
Слайд 8
В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звёзд вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск.
Слайд 9
В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды. В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образуется газовый диск, В случае же систем с большими массами материал устремляется прямо на нейтронную звезду — ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами.
Слайд 10
Если предположить, что закон всемирного тяготения постоянен в любой части нашей галактики, то, возможно, измерить массу двойных звезд исходя из законов Кеплера. По III закону Кеплера: где m1 и m2 – массы звезд P – их период обращения T – один год A – большая полуось орбиты спутника относительно главной звезды a — расстояние от Земли до Солнца. Из этого уравнения можно найти сумму масс двойной звезды, то есть массу системы. Пусть М солнца = 1, учитывая, что М⊙>> М⊕, Т = 1 год, а – 1 а.е
Тогда Учитывая, что , получим
Слайд 11
— двойная звезда Сириус В – белый карлик
Слайд 12
Слайд 13
Слайд 14
Спасибо за внимание
Посмотреть все слайды
Физические характеристики и их закономерности, кратко
Физические параметры и свойства звезд варьируются в широком диапазоне. Для того чтобы их можно было легко сравнить между собой, физики и астрономы используют солнечные величины: массу Солнца — M, его светимость — L, радиус — R.
Массы большинства звезд варьируются в пределах от 0,075 M до 120 М. Масса самой большой составляет 320 М. Светимости составляют от 0,0001 до 1000000 L. Радиусы — от 0,01 до 10000 R.
Еще один важный параметр — магнитное поле. У некоторых небесных тел оно непостоянное, имеет сложную изменчивую структуру. У других более стабильное, но имеет особенности из-за разницы в интенсивности термоядерных реакций.
Астрономические объекты[]
| Объекты Солнечной системы | Внесолнечные объекты | ||
|---|---|---|---|
| Простые объекты | Составные объекты | Пространственные объекты | |
|
|
|
|
Кратные звёздные системы
Тройные. Такие сообщества встречаются уже много реже систем двойных – примерно, в 20 раз. Чаще всего, это главная пара, состоящая из двойной звезды, имеющая отдалённый спутник. Его вращение происходит вокруг этой пары, являющейся для него словно единым телом. Ближайшая к нам звезда – Проксима созвездия Центавра – как раз и есть спутник двойной системы того же созвездия – Альфа А и Альфа В.
Системы из четырёх звёзд. Для такого сообщества, встречающегося очень редко, необходимо иное строение системы. Это две тесные звёздные пары, разделённые расстоянием, которое не может быть меньше пятикратного расстояния между самими звёздами (пример — Эпсилон созвездия Лиры).
Пять и шесть членов. Это предел для кратности звёздных систем, а встречаются они чрезвычайно редко. Примером может быть Кастор, главная звезда Близнецов. Он состоит из шести объектов – двойной спутник обращается вокруг пары звёзд, которые тоже двойные – Кастор А и Кастор В.
Ссылки[]
- Monthly skymaps for every location on Earth
|
Выделить Астрономический объект и найти в:
|
|
|
- Страница — краткая статья
- Страница 1 — энциклопедическая статья
- Разное — на страницах: 2 , 3 , 4 , 5
- Прошу вносить вашу информацию в «Астрономический объект 1», чтобы сохранить ее
Типы звезд: гигантские и сверхгигантские звезды
Гиганты и сверхгиганты образуются, когда у звезды заканчивается водород и начинается сжигание гелия.
Это самые большие звезды во Вселенной.
По мере того, как ядро звезды сжимается и нагревается, возникающее в результате тепло впоследствии заставляет внешние слои звезды расширяться наружу.
Звезды с малой или средней массой превращаются в красных гигантов, а звезды с большой массой, примерно в 10+ раз больше, чем Солнце, становятся красными сверхгигантами.
Звезда может сжаться и стать голубым сверхгигантом в периоды медленного синтеза.
Синий цвет обычно присутствует, когда температура распределяется по небольшой площади поверхности, что делает их более горячими.
Также могут возникать колебания между красным и синим.
Синий гигант
Голубые гиганты очень редки, потому что они развиваются только из более массивных и менее распространенных звезд, а также потому, что у них короткая жизнь.
Звезды с классами светимости III и II (яркий гигант и гигант) называются голубыми гигантами.
Их спектральные классы — O, B и A.
Термин «голубой гигант» относится к множеству звезд, находящихся на разных стадиях развития.
Это эволюционировавшие звезды, которые переместились с главной последовательности, но имеют мало общего.
Однако настоящие голубые гиганты имеют температуру выше 10 000 К.
Температура голубого гиганта может варьироваться вплоть до 33 000+ К, а светимость примерно в 1000 раз больше, чем у Солнца.
Они имеют массу от 2 до 150 масс нашего Солнца и обычно существуют от 10 до 100 миллионов лет.
Примерами голубого гиганта являются «Мейсса» и «Йота Орионис».
Синий сверхгигант
Голубые сверхгиганты также редки.
В науке они известны как сверхгиганты OB и обычно имеют классификацию светимости I и спектральную классификацию B9 или более раннюю.
Обычно они крупнее Солнца, но меньше красных сверхгигантов с массой от 10 до 100 масс Солнца.
Голубые сверхгиганты имеют температуру от 10 000 до 50 000 К и светимость от 10 000 до 1 миллиона раз больше, чем у Солнца.
Они живут очень короткой жизнью, около 10 миллионов лет.
Из-за своей массы голубые сверхгиганты быстро сжигают запасы водорода.
Некоторые звезды эволюционируют непосредственно в звезды Вольфа-Райе (Wolf-Rayet), перескакивая через обычную фазу голубого сверхгиганта.
Примерами голубого сверхгиганта являются «Ригель» и «Тау Большого Пса».
Красный гигант
Красные гиганты относятся к спектральным классам M и K, они намного меньше красных сверхгигантов и гораздо менее массивны.
Когда звезда израсходовала свой запас водорода в своем ядре, синтез прекращается, и звезда больше не создает внешнее давление, чтобы противодействовать внутреннему давлению, стягивающему ее.
Поэтому водородная оболочка вокруг ядра воспламеняется, продолжая жизнь звезды, но заставляя ее резко увеличиваться в размерах.
Это то, что создает красный гигант.
Красные гиганты могут быть в 100 раз больше, чем была звезда в фазе своей главной последовательности.
Когда это водородное топливо израсходовано, в реакциях термоядерного синтеза могут быть израсходованы дополнительные оболочки гелия и даже более тяжелых элементов.
Обычно они имеют температуру от 3300 до 5300 К и светимость от 100 до 1000 раз больше, чем у Солнца.
Они также имеют массу от 0,3 до 10 масс Солнца.
Красные гиганты живут от 0,1 до 2 миллиардов лет, прежде чем у них полностью закончится топливо и они станут белыми карликами.
Примерами красного гиганта являются «Альдебаран» и «Арктур».
Красный сверхгигант
Красные сверхгигантские звезды — это звезды, которые исчерпали свой запас водорода в своих ядрах, и поэтому их внешние слои сильно расширяются по мере того, как они эволюционируют от главной последовательности.
Они относятся к спектральным классам K и M и являются одними из самых больших звезд во Вселенной, хотя и не самыми массивными или яркими.
Они имеют температуру от 3500 до 4500 К и светимость от 1000 до 800000 раз больше, чем у Солнца.
Красные сверхгиганты имеют массу от 10 до 40 масс Солнца и живут от 3 до 100 миллионов лет.
Некоторые красные сверхгиганты, которые все еще могут создавать тяжелые элементы, в конечном итоге взрываются как сверхновые II типа.
Примерами красного сверхгиганта являются «Антарес» и «Бетельгейзе».
Интересные факты
Из колодца днём видны только облака
- Вопреки расхожему мнению, днём звёзды не видны даже со дна самого глубокого колодца в мире! Любопытно, что многие авторы были убеждены этим народным заблуждением настолько, что считали его фактом, но никто из них, от Аристотеля до Джона Гершеля (сына Уильяма Гершеля) не проверил это на практике. Звёзды нельзя увидеть днём потому, что освещённая атмосфера Земли рассеивает солнечные лучи в таком количестве, перед которым свет звёзд ничтожно мал. Это условие не изменится для глаза, помещённого в шахту, просто отпадёт боковая видимость, но небо всё равно останется синим.
- С высокой горы можно увидеть яркие звёзды даже днём! Например, с вершины горы Арарат (5137 м.) звёзды первой величины на тёмно-синем небе хорошо различаются в 2 часа пополудни .
- В некоторых странах есть фирмы, готовые за крупную сумму денег продать право назвать безымянную звезду любым именем по желанию заказчика. Несмотря на все предоставляемые «гарантии», любая подобная деятельность является мошенничеством и не имеет ничего общего с Международным Астрономическим Союзом (МАС), в чьём ведении находится звёздная номенклатура. Яркие звезды носят древние арабские имена, и их координаты занесены в каталоги, отдельным звёздам также дают имена, но это не связано с коммерцией. Как высказываются в МАС: Подобно настоящей любви и многим другим замечательным вещам в человеческой жизни, красота звездного неба не продается, но доступна всем для бесплатного наслаждения.
Пульсары и нейтронные звезды
Когда жизнь звезды заканчивается, на ее месте образуется уникальное космическое тело – нейтронная звезда. Это компактные астрономические объекты, радиус которых не превышает 10 километров. А масса нейтронной звезды составляет около 1,4 массы Солнца. Состоят такие объекты в основном из нейтронов. Эти звезды относятся к самым интересным астрофизическим объектам.
Вещество, из которого состоят эти тела, имеет сверхпроводимость, сверхтекучесть, излучение нейтрино, наличие сверхсильных магнитных полей и прочее. Просто огромна и плотность нейтронной звезды. Именно поэтому она при небольших размерах имеет невероятную массу. Строение нейтронной звезды ни на что не похоже. Внутри нее кипит раскаленное вещество, заключенное в тонкую твердую оболочку, над которой бушует горячая плазма. Это тело имеет магнитное поле, которое превосходит солнечное в триллионы раз.
То, что во Вселенной могут существовать макрообъекты, состоящие в основном из нейтронов, доказал еще академик Л.Д.Ландау. Предположение о том, что нейтронные звезды рождаются во вспышках сверхновых, было сделано в 1934 году американскими учеными Ф. Цвикки и В.Бааде. Но, учитывая их небольшую светимость, обнаружить нейтронные звезды длительное время не удавалось. Такие тела имеют и другое название – пульсары. Их магнитные поля постоянно захватывают электроны из слоя плазмы, которые в результате начинают излучать радиосигналы.
Впервые такие радиоимпульсы были пойманы из определенных участков неба английскими учеными из Кембриджа в 1967 году. В ходе изучения мерцаний космических радиоисточников Д.Белл, работавшая под руководством Э.Хьюшина (первооткрыватель пульсаров, Лауреат Нобелевской премии в области физики за 1974 год), обнаружила строго периодический сигнал. Тогда некоторые исследователи решили, что имеют дело с сигналами внеземной цивилизации. Поэтому работы в данном направлении были засекречены. В дальнейшем было доказано, что это обычное природное явление.
Данные, полученные группой Хьюшина, стали известны другим ученым. И скоро исследователи пришли к выводу, что радиопульсары и нейтронные звезды обозначают одно и то же понятие. Самое интересное, что нейтронные звезды ученые наблюдали еще за пять лет до открытия радиопульсаторов. Вот только сделать это помогли не радиоволны, а рентгеновские лучи.
В 1962 году ученые установили на ракете специальный детектор и с его помощью смогли обнаружить достаточно мощный источник рентгеновского излучения в созвездии Скорпиона. С Земли подобные исследования провести не удавалось, поскольку рентгеновские лучи поглощаются нашей атмосферой.
Современной науке известны интересные тесные двойные системы, состоящие из двух нейтронных звезд. За счет гравитационных волн они довольно быстро сближаются.
В итоге за время, меньше возраста Вселенной, они должны слиться, выделив при этом колоссальное количество энергии, намного превосходящее энергию взрыва сверхновой звезды. За одной из таких систем и наблюдали в 1970 году Р. Халс и Жд.Тейлор, которые за результатами своей работы были удостоены Нобелевской премии в области физики.
Столкновение двух нейтронных звезд Источник
Взаимодействие двойных и кратных звёзд
В силу того, что расстояния между участниками в двойных и иных звёздных сообществах различны, их взаимодействие имеет разный характер.
Если звёзды расположены близко, то возникают явления приливов и перетекания газов от одного компаньона к другому.
Поэтому периоды обращения в этих системах могут укладываться в часы и сутки. Если же расстояния в парах очень велики, то периоды обращений могут достигать тысячелетий, а взаимодействие членов сообщества будет практически незаметно. Также имеет значение взаимодействие двойных звёзд с иными объектами. Ими могут стать, например, молекулярные облака гигантских размеров.
Происхождение и эволюция двойных звезд
Происхождение и эволюция двойных звезд происходит, в принципе, по тому же сценарию, что и у обычных звезд. Однако есть некоторые нюансы, которые отличают происхождение и эволюцию двойных систем от происхождения и эволюции одиночных светил.
Эволюция тесной двойной системы в представлении художника
Как и одинарные звезды, двойные системы образуются под влиянием гравитационных сил из газопылевого облака. В современной астрономии существует три наиболее популярных теории образования двойных звезд. Первая из них связывает образование двойных систем с разделением на раннем этапе общего ядра протооблака, которое послужило материалом для возникновения двойной системы. Вторая теория связана с фрагментацией протозвездного диска, в результате чего могут появиться не только двойные, но и многократные системы звезд. Происходит фрагментация протозвездного диска на более позднем этапе, чем фрагментация ядра. Последняя теория гласит, что образование двойных звезд возможно путем динамических физико-химических процессов внутри протооблака, которое служит материалом для образования звезд.
Новые и сверхновые звезды
Иногда на небе ученые наблюдают резкую сильную вспышку, которая не имеет никакого отношения к мерцанию переменных светил. Так образуются новые и сверхновые звезды. Новые получили свое название, потому что раньше считалось, что на месте появления такого объекта первоначально была пустота. В ХХ веке, когда проводилось регулярное фотографирование небосвода, установили, что на месте вспышки «новых» светил все-таки была небольшая слабозаметная звездочка, но в определенный момент она почему-то резко увеличила свое свечение.
Новые звезды вспыхивают раз в несколько лет. И даже, несмотря на то, что количество излучаемого света увеличивается в десятки тысяч раз, заметить их невооруженных взглядом невозможно, настолько далеко они расположены.
Вспышка сверхновой звезды – куда более масштабное явление. Энергия, которая образуется при взрыве, сопоставима с солнечной, которую оно излучает за несколько миллиардов лет. Сверхновые звезды вспыхивают еще реже. Данное явление происходит как в нашей Галактике, так и за ее пределами. В 1054 г в китайских и японских хрониках в Галактике был отмечен взрыв сверхновой звезды, который видели даже в дневное время. В 1987 году с помощью современной аппаратуры удалось наблюдать вспышку сверхновой от начала до конца. Произошла она в галактике Большое Магелланово Облако.
Почему же вспыхивают новые и сверхновые звезды? Ответ на этот вопрос удалось найти лишь в середине ХХ века. Во время очередной вспышки, специалисты заметили, что произошел взрыв одной звезды из двойной системы. В этой паре одна звезда похожа на Солнце, относится в главной последовательности. Вторая – очень плотный белый карлик, его диаметр в 100 раз меньше Солнца. Звезды находятся очень близко друг к другу. В результате приливных сил вещество из желтого светила «переливалось» на карлика. Там оно попало в условия высоких температур и давления, что запустило термоядерные реакции. На Солнце такие реакции происходят в недрах и являются относительно спокойными. В системе звезд это спровоцировало взрыв, в результате которого оболочка белого карлика начала сильно расширяться, а светимость двойной системы многократно увеличилась. Однако плотность оболочки была настолько низкой, что она никак не повредила желтой звезде. Сейчас светило продолжает «снабжать» карлика веществом и вполне вероятно, что через несколько сотен лет произойдет еще одна вспышка новой звезды на небе.
Со сверхновыми дела обстоят немного иначе. В созвездии Тельца учеными было обнаружено светящееся газовое облако – Крабовидная туманность. Сейчас оно расширяется и специалистам удается определить скорость этого расширения. Если в течение определенного времени скорость не менялась, то примерно 1000 лет назад, вещество из туманности находилось в одной точке – в том месте, где произошла вспышка сверхновой звезды. Так ученые определили, что Крабовидная туманность – это остатки после вспышки. Позже были обнаружены еще аналогичные туманности. Самое интересное, что в центре Крабовидной туманности находится звезда пульсар. Ее вещество гораздо плотнее, чем у белых карликов. Ели очень массивные светила в конце своей жизни теряют устойчивость, то это становится причиной взрыва сверхновой звезды.
Наблюдать за звездами увлекательно и познавательно. Даже не используя никакой современной аппаратуры, можно для себя сделать много удивительных открытий. На небосводе регулярно появляются новые объекты. Только в нашей Галактике Млечный Путь ежегодно рождается около пяти новых звезд.
Классификация двойных звёзд
Классификация двойных звёзд производится по способу их наблюдения.
Визуально-двойные. К звёздам такого типа относятся объекты, которые реально увидеть раздельно, то есть, они могут быть разрешены. Поскольку наблюдение их происходит с помощью телескопов, то большей частью они расположены не очень далеко от Солнца, а периоды их обращений достаточно велики. Каталоги WDS и CCDM насчитывают 78 000 и 110 000 подобных объектов. Но лишь для сотни из них точность вычисленных орбит позволяет определить массы компонентов.
Спектрально-двойные. Таковыми звёзды считаются, если их двойную природу определили при помощи спектрального анализа. Каталог SB9, считающийся самым известным и обширным, содержит 2839 объектов, относящихся к классу спектрально-двойных звёзд.
Большое число звёзд видимых в нашей галактике и за её пределами принадлежат к двойным и более кратным звёздным системам. То есть с уверенностью можно сказать, что наша одиночная звезда Солнце принадлежит к меньшинству в классификации звёздных систем. О том, что это за такие системы, давайте поговорим.
В некоторых источниках говорится, что лишь 30% от общего числа звёзд — одиночные, в других можно найти число 25. Но с совершенствованием методик измерения и изучения двойных и кратных звёзд, процентное соотношение одиночных изменяется. Связано это в первую очередь со сложностью обнаружения маленьких (по размерам, но не массе) звёзд. На сегодняшний день астрономами открыто множество экзопланет, которые при первом обнаружении могут подходить под описание вторичных звёзд в системе двух и более звёзд, только после детального изучения и множества расчётов исключается вариант, что это звёзда, а найденный объект относят к планетам (определяется это по массе, по гравитационному притяжению, по взаимному расположению, поведению и ещё многим другим факторам).
Оптические двойные звёзды
Оптическими двойными звёздами (оптически-двойными) называют две звезды,
которые просто находятся почти на одной линии с наблюдателем, то есть на малом угловом расстоянии друг с другом.
И, при этом, между ними нет гравитационного взаимодействия.
Легко догадаться, что некоторые звёзды оказыватся оптически-двойными при взгляде в телескоп —
просто положения двух звёзд случайно почти совпали на небосводе.
Здесь интересен случай Мицара и Алькора. Это пара звёзд в ручке ковша Большой Медведицы.
Если у вас хорошее зрение, то вы вполне можете видеть там две звёздочки,
но всё равно эта пара упоминается как оптически двойная звезда — всё зависит от зрения конкретного человека.
Есть ли между Мицаром и Алькором гравитационное взаимодействие пока точно не установлено.
На снимке около ярких Мицара и Алькора видны по четыре дифракционных луча —
такое оптическое искажение является признаком того, что фото делалось через зеркальный телескоп-рефлектор системы Ньютон.
На самом деле никаких лучей у звёзд конечно же нет.
О выборе телескопа и о видах искажений в разных их системах читайте здесь.
Характерные примеры двойных звезд.
a Центавра
a Центавра состоит из двух звезд — a Центавра А и a Центавра В:
a Центавра А имеет параметры, почти аналогичные параметрам Солнца: Спектральный класс G, температура около 6000 K и такую же массу и плотность;
a Центавра В имеет массу на 15% меньше, спектральный класс K5, температуру 4000 K, диаметр 3/4 солнечного, эксцентриситет (степень вытянутости эллипса, равная отношению расстояния от фокуса до центра к длине большей полуоси, т.е. эксцентриситет окружности равен 0 – 0,51).
Период обращения – 78,8 года, большая полуось – 23,3 а. е., плоскость орбиты наклонена к лучу зрения под углом 11, центр тяжести системы приближается к нам со скоростью 22 км/c , поперечная скорость 23 км/c, т.е. общая скорость направлена к нам под углом 45o и составляет 31 км/c.
Сириус
Сириус, как и a Центавра, тоже состоит из двух звезд – А и В, однако в отличие от неё обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и, следовательно, значительно большую температуру (A-10000 K, B- 8000 K).
Масса Сириуса А – 2,5M солнца, Сириуса В – 0,96M солнца. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают у этих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз, т.е. он почти такой же, как Земля. Между тем масса у него почти такая же, как и у Солнца. Следовательно, белый карлик имеет огромную плотность.
При исследовании Сириуса, даже зная о существовании спутника, его долго не могли обнаружить из-за того, что его плотность в 75 тысяч раз больше, чем у Сириуса А, а следовательно, размер и светимость ≈ в 10 тысяч раз меньше.
Звездообразование
Звезды формируются в огромных облаках газа и пыли.
Гравитация заставляет облака сжиматься, притягивая газ ближе, и по мере того, как эти материалы накапливаются в центре, плотность повышается, а давление увеличивается.
Затем это заставляет материю нагреваться и светиться, в то время как масса увеличивается.
Температура и давление продолжают расти до тех пор, пока не удастся синтезировать водород.
Тепло, выделяемое этим ядерным синтезом, заставляет газ расширяться, и когда достигается гидростатическое равновесие, рождается звезда.
Большинство звезд формируются группами, называемыми звездными скоплениями, но многие из них в конечном итоге выбрасываются из этих скоплений.
| Класс | Температура (K) | Цветность | Масса (M☉) | Радиус (R☉) | Светимость (L☉) | Продолжительность жизни (лет) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| O | ≥ 30,000 | синий | ≥ 16 | ≥ 6.6 | ≥ 30,000 | 10 миллионов |
| B | 10,000–30,000 | сине-белый | 2.1–16 | 1.8–6.6 | 25-30,000 | 100 миллионов |
| A | 7,500–10,000 | белый (сине-белый) | 1.4–2.1 | 1.4–1.8 | 5–25 | 1 миллиард |
| F | 6,000–7,500 | белый (желто-белый) | 1.04–1.4 | 1.15–1.4 | 1.5–5 | 3 миллиарда |
| G | 5,200–6,000 | желтый | 0.8–1.04 | 0.96–1.15 | 0.6–1.5 | 10 миллиардов |
| K | 3,700–5,200 | оранжевый | 0.45–0.8 | 0.7–0.96 | 0.08–0.6 | 50 миллиардов |
| M | 2,400–3,700 | оранжево-красный | 0.08–0.45 | ≤ 0.7 | ≤ 0.08 | 200 миллиардов |
