Най-светлата звезда

Най-светлата звезда позната на човечеството.

най-светлата звездаПоследните наблюдения на LBV 1806-20, намираща се на 45000 светлинни години от Земята показват, че тя е между 5 милиона и 40 милиона пъти по светла от слънцето. Масата и е 150 пъти масата на Слънцето, а диаметъра и е 200 пъти на Слънцето. Съвременните теории за образуването на звезди предполагат, че една звезда може да има най-много около 120 слънчеви маси, но LBV 1806-20 е била измерена да има най-малко 150 слънчеви маси. Някои измервания дори дават на звездата от 150 до 200 слънчеви маси. Има спор обаче дали LBV 1806-20 е една звезда или съвкупност от две или повече звезди.

Звездата е огромно газово кълбо с голяма маса, което под влияние на гравитационните сили се стреми да се свие максимално много, и в резултат на това се повишава температурата в центъра дотолкова, че възниква ядрен синтез – образуване на хелий от водород, придружено с отделяне на огромни количества енергия. За създаване на условия за термоядрен синтез, звездата трябва да бъде масивна. Слънцето има маса, 333000 пъти по-голяма от масата на Земята. Съществуват звезди, чиято маса е до 100 пъти по-голяма от слънчевата, а също така и звезди, чиято маса е около 8% от тази на Слънцето, и това се явява минималната маса, при която са възможни термоядрените реакции в ядрото на звездата. Звездите под тази граница се наричат кафяви джуджета и са видими в инфрачервения диапазон на електромагнитния спектър поради ниската си температура. Звездите имат различна продължителност на своя живот, в зависимост от тяхната маса. Подобните на Слънцето звезди живеят около 10 млрд.години, докато звездите с над 20 пъти по-голяма маса имат хиляда пъти по-кратък живот – около 10 млн.години. Слънцето е звезда от среден тип, в средата на своя живот и е на възраст около 4.5 млрд.години. При масивните звезди водородът се изгаря много бързо и това е причината за техния кратък живот.

Звездите се образуват в мъглявините – огромните облаци от газ и прах. Ако газовият облак е достатъчно масивен, той започва да се свива под влияние на гравитационните сили. Това свиване предизвиква повишаване на налягането и температурата в него. Обектът, който се формира в тази област, се нарича протозвезда и е началният стадий от живота на звездата. Протозвезда може да се наблюдава в инфрачервената област от електромагнитния спектър, тъй като не излъчва светлина от видимия спектър. Когато налягането и температурата се повишат достатъчно, започват ядрени реакции, които превръщат водорода в хелий.

След милиарди години водородът се изчерпва и налягането от ядрените реакции намалява. Балансът между налягането и гравитационните сили се нарушава и звездата започва да се свива отново. Това предизвиква повишаване на температурата в ядрото до стойност, от която започва изгарянето на хелия. Тази фаза от живота на звездата се нарича червен гигант, заради цвета и увеличения размер на звездата. Слънцето ще изгори своя водород след около 5 млрд.години и ще се превърне в червен гигант, достигайки до орбитата на Марс. В червения гигант горенето продължава, докато се изчерпи ядреното му гориво и тогава настъпва ново свиване. Ако има достатъчно маса в звездата, това свиване може да повиши температурата достатъчно, за да предизвика реакции на сливане на все по-тежки елементи, докато реакциите нe образуват желязо.

Класификация на звездите
Клас О -Имат повърхностна температура в диапазона от 28000 до 50000 К и синьо-бял цвят. Техният спектър съдържа линии на неутрален и йонизиран хелий. Пример за такава звезда е Минтака.
Клас B – Тези звезди имат повърхностна температура в границите 11000-25000 К и синьо-бял цвят. Характерно за техния спектър са линиите на поглъщане на неутралния хелий. Пример за такива звезди са Спика и Ригел.
Клас A – Имат повърхностна температура в границите от 7500-11000 К и бял цвят. В техните спектри преобладават линиите на водорода, а също така има линии на тежки елементи – желязо, особено в по-хладните звезди. Примери за такива звезди са Сириус и Вега.
Клас F – Имат повърхностна температура от порядъка 6000-7400 К. Техният спектър се характеризира с линии на поглъщането на йонизиран калций, които са по-изразени от линиите на водорода. Има и линии на поглъщането на желязо и други тежки елементи. Такива звезди са Процион и Полярната звезда.
Клас G – Звезди от типа на Слънцето, с подобна маса и радиус и температура на повърхността 4900-6000К. Техният цвят е жълт. В техния спектър има линии на поглъщане на неутрални и йонизирани метали. Друг пример за такава звезда, освен Слънцето, е Капела.
Клас К – Звезди с оранжев цвят и температура 3500-4900 К. Примери за такива звезди са Алдебаран и Арктур.
Клас М – Звездите от този клас имат повърхностна температура 2400-3480 К и червен цвят. Примери за такива звезди са Проксима от Кентавър и свръхгиганта Антарес.

Share Button
Обновено на: 27/10/2014 — 14:17

Вашият коментар

Вашият имейл адрес няма да бъде публикуван. Задължителните полета са отбелязани с *

Проверка за спам * Time limit is exhausted. Please reload CAPTCHA.

Любопитко © 2010 - 2015 Всички права запазени! Frontier Theme