Stručnjaci iznose nekoliko teorija o njihovoj pojavi. Najvjerovatnije od dna kaže da su takve zvijezde plava boja, bili su binarni veoma dugo i bili su u procesu spajanja. Kada se 2 zvezde ujedine, pojavljuje se nova zvezda sa mnogo većim sjajem, masom, temperaturom.
Primjeri plavih zvijezda:
- Gamma Sails;
- Rigel;
- Zeta Orion;
- Alpha Giraffe;
- Zeta Korma;
- Tau Big Dog.
Bijele zvijezde - bijele zvijezde
Jedan naučnik je otkrio vrlo mutnu bijelu zvijezdu koja je bila Sirijusov satelit i nazvana je Sirijus B. Površina ove jedinstvene zvijezde je zagrijana na 25.000 Kelvina, a njen poluprečnik je mali.
Primjeri bijelih zvijezda:
- Altair u sazviježđu Orao;
- Vega u sazviježđu Lira;
- Castor;
- Sirius.
žute zvijezde - žute zvijezde
Takve zvijezde imaju žuti sjaj, a njihova masa je unutar mase Sunca - iznosi oko 0,8-1,4. Površina takvih zvijezda obično se zagrijava na temperaturu od 4-6 hiljada Kelvina. Takva zvijezda živi oko 10 milijardi godina.
Primjeri žutih zvijezda:
- Star HD 82943;
- Toliman;
- Dabih;
- Hara;
- Alhita.
crvene zvijezde crvene zvijezde
Prve crvene zvijezde otkrivene su 1868. Njihova temperatura je prilično niska, a vanjski slojevi crvenih divova ispunjeni su puno ugljika. Ranije su takve zvijezde činile dvije spektralne klase - N i R, ali sada su naučnici uspjeli identificirati još jednu. opšta klasa— C.
Zvezde su veoma različite: male i velike, svetle i ne baš sjajne, stare i mlade, tople i hladne, bele, plave, žute, crvene, itd.
Hertzsprung-Russell dijagram vam omogućava da shvatite klasifikaciju zvijezda.
Pokazuje odnos između apsolutne magnitude, luminoznosti, spektralnog tipa i površinske temperature zvijezde. Zvijezde na ovom dijagramu nisu raspoređene nasumično, već formiraju dobro definirana područja.
Većina zvijezda nalazi se na tzv glavna sekvenca. Postojanje glavnog niza je zbog činjenice da je faza sagorevanja vodonika ~90% vremena evolucije većine zvijezda: sagorijevanje vodonika u centralnim dijelovima zvijezde dovodi do formiranja izotermnog jezgra helijuma, prelazak u fazu crvenog diva i odlazak zvijezde iz glavne sekvence. Relativno kratka evolucija crvenih divova dovodi, ovisno o njihovoj masi, do stvaranja bijelih patuljaka, neutronskih zvijezda ili crnih rupa.
Nalazeći se u različitim fazama svog evolucijskog razvoja, zvijezde se dijele na zvijezde normalne, zvijezde patuljke, zvijezde gigante.
Normalne zvijezde su zvijezde glavnog niza. Naše sunce je jedno od njih. Ponekad se takve normalne zvijezde kao što je Sunce nazivaju žutim patuljcima.
žuti patuljak
Žuti patuljak je tip male zvijezde glavnog niza s masom između 0,8 i 1,2 solarne mase i površinskom temperaturom od 5000-6000 K.
Životni vijek žutog patuljka je u prosjeku 10 milijardi godina.
Nakon što cjelokupna zaliha vodonika izgori, zvijezda se višestruko povećava u veličini i pretvara se u crvenog diva. Primjer ove vrste zvijezda je Aldebaran.
Crveni džin izbacuje svoje vanjske slojeve plina, formirajući planetarne magline, a jezgro se urušava u mali, gusti bijeli patuljak.
Crveni džin je velika crvenkasta ili narandžasta zvijezda. Formiranje takvih zvijezda moguće je kako u fazi formiranja zvijezda tako iu kasnijim fazama njihovog postojanja.
U ranoj fazi, zvijezda zrači zbog gravitacijske energije oslobođene tokom kompresije, sve dok se kompresija ne zaustavi početkom termonuklearne reakcije.
U kasnijim fazama evolucije zvijezda, nakon što vodik izgori u njihovoj unutrašnjosti, zvijezde se spuštaju s glavnog niza i kreću se u područje crvenih divova i supergiganata Hertzsprung-Russell dijagrama: ova faza traje oko 10% vrijeme "aktivnog" života zvijezda, odnosno faze njihove evolucije, tokom kojih se odvijaju reakcije nukleosinteze u unutrašnjosti zvijezde.
Džinovska zvezda ima relativno niske temperature površine, oko 5000 stepeni. Ogroman radijus, koji doseže 800 solarnih i zbog toga velike veličine veliki sjaj. Maksimalno zračenje pada na crvene i infracrvene oblasti spektra, zbog čega se nazivaju crvenim divovima.
Najveći od divova pretvaraju se u crvene supergigante. Najviše je zvijezda koja se zove Betelgeuze u sazviježđu Orion odličan primjer crveni superdžin.
Patuljaste zvijezde su suprotnost divovima i mogu biti sljedeće.
Bijeli patuljak je ono što ostaje od obične zvijezde čija masa ne prelazi 1,4 solarne mase nakon što prođe kroz stadij crvenog džina.
Zbog odsustva vodonika, u jezgru takvih zvijezda ne dolazi do termonuklearne reakcije.
Bijeli patuljci su vrlo gusti. Nisu veličine više zemlje, ali se njihova masa može uporediti sa masom Sunca.
To su nevjerovatno vruće zvijezde, koje dostižu temperature od 100.000 stepeni ili više. Oni sijaju svojom preostalom energijom, ali s vremenom ona ponestane, a jezgro se ohladi, pretvarajući se u crnog patuljka.
Crveni patuljci su najčešći objekti tip zvijezde u Univerzumu. Procjene njihove zastupljenosti kreću se od 70 do 90% broja svih zvijezda u galaksiji. Prilično se razlikuju od ostalih zvijezda.
Masa crvenih patuljaka ne prelazi trećinu sunčeve mase (donja granica mase je 0,08 solarnih, zatim smeđi patuljci), površinska temperatura dostiže 3500 K. Crveni patuljci imaju spektralni tip M ili kasni K. Zvijezde ovog tipa tip emituju vrlo malo svjetlosti, ponekad i 10.000 puta manje od Sunca.
S obzirom na njihovu nisku radijaciju, nijedan od crvenih patuljaka nije vidljiv sa Zemlje golim okom. Čak i najbliži crveni patuljak Suncu, Proxima Centauri (najbliža zvezda u trostrukom sistemu Suncu) i najbliži pojedinačni crveni patuljak, Barnardova zvezda, imaju prividnu magnitudu od 11,09 odnosno 9,53. Istovremeno se golim okom može uočiti zvijezda magnitude do 7,72.
Zbog niske brzine sagorevanja vodonika, crveni patuljci imaju veoma dug životni vek - od desetina milijardi do desetina biliona godina (crveni patuljak mase 0,1 solarne mase će gorjeti 10 triliona godina).
Kod crvenih patuljaka termonuklearne reakcije koje uključuju helijum su nemoguće, pa se ne mogu pretvoriti u crvene divove. S vremenom se postepeno skupljaju i zagrijavaju sve više i više dok ne potroše cjelokupnu zalihu vodikovog goriva.
Postupno, prema teorijskim konceptima, oni se pretvaraju u plave patuljke - hipotetičku klasu zvijezda, dok se nijedan od crvenih patuljaka još nije uspio pretvoriti u plavog patuljka, a zatim u bijele patuljke s helijumskom jezgrom.
Smeđi patuljci su subzvezdani objekti (sa masama u rasponu od približno 0,01 do 0,08 solarnih masa, odnosno od 12,57 do 80,35 Jupiterovih masa i prečnika približno jednakim Jupiterovom), u čijim dubinama, za razliku od glavnih sekvence zvijezda, ne postoji reakcija termonuklearne fuzije sa konverzijom vodonika u helijum.
Minimalna temperatura zvijezda glavnog niza je oko 4000 K, temperatura smeđih patuljaka je u rasponu od 300 do 3000 K. Smeđi patuljci se konstantno hlade tokom svog života, dok što je veći patuljak to se sporije hladi.
subbraon patuljci
Podsmeđi patuljci ili smeđi patuljci su hladne formacije koje leže ispod granice smeđeg patuljaka u masi. Njihova masa je manja od oko jedne stote mase Sunca ili, respektivno, 12,57 masa Jupitera, donja granica nije definirana. Oni se češće smatraju planetima, iako naučna zajednica još nije došla do konačnog zaključka o tome šta se smatra planetom, a šta podsmeđim patuljkom.
crni patuljak
Crni patuljci su bijeli patuljci koji su se ohladili i stoga ne zrače u vidljivom opsegu. Predstavlja završnu fazu u evoluciji bijelih patuljaka. Mase crnih patuljaka, kao i mase bijelih patuljaka, ograničene su odozgo za 1,4 solarne mase.
Binarna zvijezda su dvije gravitaciono vezane zvijezde koje se okreću oko zajedničkog centra mase.
Ponekad postoje sistemi od tri ili više zvijezda, u takvim opšti slučaj sistem se naziva višestruka zvijezda.
U slučajevima kada takav zvjezdani sistem nije previše udaljen od Zemlje, pojedine zvijezde se mogu razlikovati kroz teleskop. Ako je udaljenost značajna, onda shvatiti da je pred astronomima dvostruka zvijezda moguća samo po indirektnim znacima - fluktuacijama sjaja uzrokovanim periodičnim pomračenjem jedne zvijezde drugom i nekim drugim.
Nova zvijezda
Zvijezde koje naglo povećaju sjaj za faktor od 10.000. Nova je binarni sistem koji se sastoji od bijelog patuljka i zvijezde pratioca glavne sekvence. U takvim sistemima, gas iz zvijezde postepeno teče u bijeli patuljak i povremeno tamo eksplodira, uzrokujući nalet sjaja.
Supernova
Supernova je zvijezda koja završava svoju evoluciju u katastrofalnom eksplozivnom procesu. Baklja u ovom slučaju može biti nekoliko redova veličine veća nego u slučaju nova zvijezda. Ovako snažna eksplozija posljedica je procesa koji se odvijaju u zvijezdi u posljednjoj fazi evolucije.
neutronska zvijezda
Neutronske zvijezde (NS) su zvjezdane formacije s masama reda 1,5 solarne mase i veličinama znatno manjim od bijelih patuljaka, tipični radijus neutronske zvijezde je, vjerovatno, reda 10-20 kilometara.
Sastoje se uglavnom od neutralnih subatomskih čestica - neutrona, čvrsto komprimiranih gravitacijskim silama. Gustina takvih zvijezda je izuzetno velika, srazmjerna je, a prema nekim procjenama može biti i nekoliko puta veća od prosječne gustine atomskog jezgra. Jedan kubni centimetar NZ materije težio bi stotine miliona tona. Sila gravitacije na površini neutronske zvijezde je oko 100 milijardi puta veća nego na Zemlji.
U našoj galaksiji, prema naučnicima, može biti od 100 miliona do 1 milijarde neutronske zvijezde, odnosno negde oko jedne od hiljadu običnih zvezda.
Pulsari
Pulsari su kosmički izvori elektromagnetnog zračenja koje dolazi na Zemlju u obliku periodičnih praska (impulsa).
Prema dominantnom astrofizičkom modelu, pulsari se vrte sa neutronskim zvijezdama magnetsko polje, koji je nagnut prema osi rotacije. Kada Zemlja padne u konus formiran ovim zračenjem, moguće je snimiti impuls zračenja koji se ponavlja u intervalima jednakim periodu okretanja zvijezde. Neke neutronske zvijezde naprave do 600 okretaja u sekundi.
cefeida
Cefeidi su klasa pulsirajućih promjenjivih zvijezda s prilično preciznim odnosom period-luminoznost, nazvane po zvijezdi Delta Cephei. Jedna od najpoznatijih cefeida je zvijezda Sjevernjača.
Gornja lista glavnih tipova (tipova) zvijezda sa njihovim kratak opis, naravno, ne iscrpljuje svu moguću raznolikost zvijezda u svemiru.
Svi znaju kako zvijezde izgledaju na nebu. Mali, sija hladnim snežno belim svetlima. U davna vremena ljudi nisu mogli smisliti objašnjenje za ovaj fenomen. Zvijezde su se smatrale očima bogova, dušama preminulih predaka, čuvarima i zagovornicima, štiteći mir čovjeka u tami noći. Tada niko nije mogao pomisliti da je i Sunce zvezda.
Prošlo je mnogo vekova pre nego što su ljudi shvatili šta su zvezde. Vrste zvijezda, njihove karakteristike, ideje o kemijskim i fizičkim procesima koji se tamo odvijaju - ovo je novo polje znanja. Najstariji astrolozi nisu mogli ni zamisliti da takva svjetiljka zapravo uopće nije sićušna svjetlost, već nezamisliva lopta vrućeg plina u kojoj se odvijaju reakcije termonuklearne fuzije. Čudan je paradoks u tome da je prigušena svjetlost zvijezda zasljepljujući sjaj nuklearna reakcija, ali udoban solarna toplota- monstruozna toplota miliona kelvina.
Sve zvezde koje se golim okom mogu videti na nebu nalaze se u galaksiji Mlečni put. Sunce je takođe deo ovog zvezdanog sistema, a nalazi se na njegovoj periferiji. Nemoguće je zamisliti kako bi izgledalo noćno nebo da je Sunce u centru Mliječnog puta. Na kraju krajeva, broj zvijezda u ovoj galaksiji je više od 200 milijardi.
Malo o istoriji astronomije
Najstariji astrolozi su takođe mogli da pričaju neobične i fascinantne stvari o zvezdama na nebu. Sumerani su već razlikovali pojedinačna sazvežđa i zodijački krug, prvi put su izračunali i podelu punog ugla za 3600. Napravili su i lunarni kalendar i mogli da ga sinhronizuju sa solarnim. Egipćani su vjerovali da je Zemlja u centru svemira, ali su znali da se Merkur i Venera okreću oko Sunca.
U Kini se astronomija kao nauka već praktikovala krajem 3. milenijuma pre nove ere. e., a prve opservatorije su se pojavile u XII veku. BC e. Proučavali su mjesec i pomračenja sunca, dok su mogli razumjeti njihov uzrok, pa čak i izračunati datume prognoze, promatrali su kiše meteora i putanje kometa.
Drevne Inke su poznavale razliku između zvijezda i planeta. Postoje indirektni dokazi da su poznavali Galilejeve satelite Jupitera i vizuelno zamućenje obrisa diska Venere, zbog prisustva atmosfere na planeti.
Stari Grci su bili u stanju potkrijepiti sferičnost Zemlje, iznijeti pretpostavku o heliocentričnosti sistema. Pokušali su izračunati prečnik Sunca, iako pogrešno. Ali Grci su bili prvi koji su, u principu, sugerisali da je Sunce veće od Zemlje, ranije su svi, oslanjajući se na vizuelna zapažanja, mislili drugačije. Grčki Hiparh je prvi put napravio katalog svetila i izdvojio ih različite vrste zvijezde. Sistematizacija zvijezda u ovome naučni rad na osnovu intenziteta svetlosti. Hiparh je izdvojio 6 klasa sjaja, ukupno je u katalogu bilo 850 svetiljki.
Na šta su drevni astrolozi obraćali pažnju?
Početna sistematizacija zvijezda bila je zasnovana na njihovoj sjajnosti. Na kraju krajeva, ovaj kriterij je jedini lako dostupan astrologu naoružanom samo teleskopom. Čak su primljene i najsjajnije zvezde ili one sa jedinstvenim vidljivim svojstvima vlastita imena, a svaki narod ima svoje. Dakle, Deneb, Rigel i Algol su arapska imena, Sirius je latinsko, a Antares grčko. Polarna zvijezda u svakoj naciji ima svoje ime. Ovo je možda jedan od najvažnijih u "praktičnom smislu" zvijezda. Njegove koordinate na noćnom nebu su nepromijenjene, uprkos rotaciji Zemlje. Ako se ostale zvijezde kreću po nebu, idući od izlaska do zalaska sunca, tada zvijezda Sjevernjača ne mijenja svoju lokaciju. Stoga su ga mornari i putnici posebno koristili kao pouzdan vodič. Inače, suprotno uvriježenom mišljenju, ovo nije najviše Svijetla zvijezda na nebu. Sjevernjača se ni po čemu ne ističe spolja - ni po veličini, ni po intenzitetu sjaja. Možete ga pronaći samo ako znate gdje da tražite. Nalazi se na samom kraju "ručke kutlače" Malog medvjeda.
Na čemu se zasniva sistematizacija zvijezda?
Moderni astrolozi, odgovarajući na pitanje koje su to vrste zvijezda, vjerojatno neće spomenuti svjetlinu sjaja ili lokaciju na noćnom nebu. Osim ako se radi o povijesnoj digresiji ili u predavanju namijenjenom publici koja je jako daleko od astronomije.
Savremena sistematizacija zvijezda zasnovana je na njihovoj spektralna analiza. U ovom slučaju obično se takođe navode masa, sjaj i poluprečnik nebeskog tela. Svi ovi pokazatelji dati su u odnosu na Sunce, odnosno, njegove karakteristike se uzimaju kao mjerne jedinice.
Sistematizacija zvijezda zasniva se na takvom kriteriju kao što je apsolutna veličina. Ovo je prividni stepen sjaja nebeskog tela bez atmosfere, uslovno lociranog na udaljenosti od 10 parseka od tačke posmatranja.
Osim toga, uzimaju se u obzir varijabilnost sjaja i veličina zvijezde. Vrste zvijezda u današnje vrijeme određene su njihovom spektralnom klasom i, detaljnije, njihovom podklasom. Astrolozi Russell i Hertzsprung nezavisno su analizirali odnos između sjaja, apsolutne magnitude, površine temperature i spektralne klase svjetiljki. Napravili su grafikon s odgovarajućim koordinatnim osama i otkrili da rezultat nije nimalo haotičan. Svetiljke na grafikonu bile su locirane u jasno prepoznatljivim grupama. Dijagram omogućava, znajući spektralni tip zvijezde, da odredi njenu apsolutnu magnitudu s barem približnom tačnošću.
Kako se rađaju zvijezde
Ovaj dijagram je poslužio kao jasna potvrda u prilog moderna teorija evolucija podataka nebeska tela. Grafikon jasno pokazuje da su najbrojnije klase one koje pripadaju takozvanim zvijezdama glavnog niza. Tipovi zvijezda koji pripadaju ovom segmentu su na najčešćoj tački razvoja u ovom trenutku u Univerzumu. Ovo je faza u razvoju svjetiljke, u kojoj se energija utrošena na zračenje kompenzira energijom primljenom u procesu termonuklearne reakcije. Trajanje boravka u ovoj fazi razvoja određeno je masom nebeskog tijela i postotkom elemenata težih od helijuma.
Trenutno prihvaćena teorija zvjezdane evolucije to kaže početna faza razvoj svjetiljke je razrijeđeni kiklopski plinski oblak. Pod uticajem sopstvene gravitacije, smanjuje se, postepeno se pretvarajući u loptu. Što je kompresija jača, to se gravitaciona energija bolje pretvara u toplinu. Gas se zagrijava, a kada temperatura dostigne 15-20 miliona K, počinje termonuklearna reakcija u novorođenoj zvijezdi. Nakon toga proces gravitacijske kontrakcije je obustavljen.
Glavni period u životu zvezde
U početku, reakcije vodonikovog ciklusa prevladavaju u utrobi mladog svjetiljka. Ovo je najduži period u životu zvezde. Vrste zvijezda koje se nalaze u ovoj fazi razvoja predstavljene su u najmasovnijem glavnom nizu gore opisanog dijagrama. Vremenom se vodonik u jezgru zvezde kompletira, pretvarajući se u helijum. Nakon toga, termonuklearno sagorijevanje može se dogoditi samo na periferiji jezgra. Zvijezda postaje svjetlija, njeni vanjski slojevi se značajno šire, a temperatura opada. Nebesko tijelo se pretvara u crvenog diva. Ovaj period života zvezde je mnogo kraći od prethodnog. Malo se zna o njenoj budućoj sudbini. Postoje razne pretpostavke, ali pouzdana potvrda za njih još nije dobijena. Najčešća teorija kaže da kada ima previše helijuma, zvjezdano jezgro, koje nije u stanju da izdrži sopstvenu masu, smanjuje se. Temperatura raste sve dok helijum već ne uđe u termonuklearnu reakciju. Monstruozne temperature dovode do novog širenja, a zvijezda se pretvara u crvenog diva. Buduća sudbina zvijezde, prema naučnicima, zavisi od njene mase. Ali teorije o tome samo su rezultat kompjuterskih simulacija, a ne potvrđene opservacijama.
rashladne zvijezde
Pretpostavlja se da će se crveni divovi male mase smanjiti, pretvarati se u patuljke i postepeno se hladiti. Zvezdice srednje težine može da se transformiše u planetarne magline, dok će u centru takve formacije jezgro, lišeno spoljnih omotača, nastaviti da postoji, postepeno se hladeći i pretvarajući se u snežno belog patuljaka. Ako je centralna zvijezda emitovala značajno infracrveno zračenje, pojavljuju se uslovi za aktivaciju u širenju plinovitog omotača planetarne magline svemirskog masera.
Masivne svjetiljke, koje se skupljaju, mogu dostići takav nivo pritiska da se elektroni praktično utisnu u atomska jezgra pretvaraju se u neutrone. Budući da između ovih čestica nema elektrostatičkog odbijanja, zvijezda se može smanjiti na veličinu od nekoliko kilometara. Istovremeno, njegova gustina će premašiti gustinu vode za 100 miliona puta. Takva zvijezda se naziva neutronska zvijezda i zapravo je ogromno atomsko jezgro.
Supermasivne zvijezde nastavljaju postojati, uzastopno se sintetišu u tom procesu termonuklearne reakcije od helijuma - ugljenik, zatim kiseonik, od njega - silicijum i, na kraju, gvožđe. U ovoj fazi termonuklearne reakcije dolazi do eksplozije supernove. Supernove se, zauzvrat, mogu pretvoriti u neutronske ili, ako je njihova masa prilično velika, nastaviti kolabirati do kritične granice i formirati crne rupe.
Dimenzije
Sistematizacija zvijezda po veličini može se realizovati na dvostruki način. Fizička veličina zvijezde može se odrediti njenim radijusom. Jedinica mjerenja u ovom slučaju je radijus Sunca. Ima patuljaka, zvijezda srednja veličina, divovi i supergiganti. Inače, samo Sunce je samo patuljak. Radijus neutronskih zvijezda može doseći samo nekoliko kilometara. A u supergigantu će stati cijela orbita planete Mars. Veličina zvezde se takođe može shvatiti kao njena masa. Usko je povezan sa prečnikom zvezde. Što je zvezda veća, to je njena gustina manja, i obrnuto, što je zvezda manja, to je veća gustina. Ovaj kriterijum nije toliko održiv. Postoji vrlo malo zvijezda koje bi mogle biti 10 puta veće ili manje od Sunca. Većina svetiljki se uklapa u interval od 60 do 0,03 solarne mase. Gustina Sunca, uzeta kao početni indikator, iznosi 1,43 g/cm3. Gustina snježnobijelih patuljaka dostiže 1012 g/cm3, dok gustina rijetkih supergiganata može biti milione puta manja od gustine sunca.
U standardnoj sistematizaciji zvijezda, shema raspodjele mase izgleda ovako. U male spadaju svetiljke sa masom od 0,08 do 0,5 solarnih. Do umjerenih - od 0,5 do 8 solarnih masa, a do masivnih - od 8 ili više.
Sistematizacija zvijezda . Od plave do bijele
Sistematizacija zvijezda po boji zapravo se ne oslanja na vidljivi sjaj tijela, već na spektralne karakteristike. Spektar emisije objekta određen je hemijskim sastavom zvijezde, koji također određuje njenu temperaturu.
Najčešća je harvardska sistematizacija, nastala početkom 20. vijeka. Prema tada prihvaćenim standardima, sistematizacija zvijezda po boji podrazumijeva podelu na 7 tipova.
Dakle, zvezde sa najvišom temperaturom, od 30 do 60 hiljada K, svrstavaju se u sijalice klase O. Plave su boje, masa takvih nebeskih tela dostiže 60 solarnih masa (cm), a radijus je 15 solarnih radijusa ( p. R.). Linije vodonika i helijuma u njihovom spektru su prilično slabe. Osvetljenost takvih nebeskih objekata može dostići 1 milion 400 hiljada sunčevih luminoziteta (s. s.).
Zvijezde klase B uključuju svjetiljke s temperaturom od 10 do 30 hiljada K. To su nebeska tijela bijelo-plave boje, njihova masa počinje od 18 s. m., a radijus - od 7 s. m. Najniža svjetlina objekata ove klase je 20 hiljada s. s., a vodonikove linije u spektru su pojačane, dostižući prosječne vrijednosti.
Zvijezde klase A imaju temperature u rasponu od 7,5 do 10 hiljada K, snježno bijele su boje. Minimalna masa takvih nebeskih tijela počinje od 3,1 s. m., a radijus - od 2,1 s. R. Svjetlost objekata je u rasponu od 80 do 20 hiljada s. With. Vodikove linije u spektru ovih zvijezda su jake i pojavljuju se metalne linije.
Objekti klase F su zapravo žuto-bijele boje, ali izgledaju snježno bijeli. Njihova temperatura se kreće od 6 do 7,5 hiljada K, masa varira od 1,7 do 3,1 cm, radijus - od 1,3 do 2,1 s. R. Svjetlost takvih zvijezda varira od 6 do 80 s. With. Vodikove linije u spektru slabe, metalne linije se, naprotiv, povećavaju.
Dakle, sve vrste snežno belih zvezda spadaju u klase od A do F. Dalje, prema sistematizaciji, slede žućkasta i narandžasta svetila.
Žućkaste, narandžaste i crvene zvijezde
Vrste zvijezda su raspoređene u boji od plave do crvene, kako temperatura opada, a veličina i sjaj objekta opada.
Zvijezde klase G, u koje spada i Sunce, dostižu temperaturu od 5 do 6 hiljada K, žućkaste su boje. Masa takvih objekata je od 1,1 do 1,7 s. m., radijus - od 1,1 do 1,3 s. R. Osvetljenost - od 1,2 do 6 s. With. Spektralne linije helijuma i metala su intenzivne, linije vodonika sve slabije.
Svetiljke koje pripadaju klasi K imaju temperaturu od 3,5 do 5 hiljada K. Izgledaju žuto-narandžasto, ali prava boja ovih zvijezda je narandžasta. Radijus ovih objekata je u rasponu od 0,9 do 1,1 s. r., težina - od 0,8 do 1,1 s. m. Svjetlina se kreće od 0,4 do 1,2 s. With. Vodikove linije su gotovo neprimjetne, metalne linije su vrlo jake.
Najhladnije i najmanje zvijezde su klase M. Njihova temperatura je samo 2,5 - 3,5 hiljada K i izgledaju crvene, iako su u stvari ovi objekti narandžasto-crvene boje. Masa zvijezda je u rasponu od 0,3 do 0,8 s. m., radijus - od 0,4 do 0,9 s. R. Osvetljenost - samo 0,04 - 0,4 s. With. Ovo su umiruće zvezde. Samo su nedavno otkriveni smeđi patuljci hladniji od njih. Za njih je dodijeljena posebna klasa M-T.
Vrijednosti. Po opštem dogovoru, ove skale su odabrane tako da Bijela zvijezda, kao i Sirius, imao je istu vrijednost na obje skale. Razlika između fotografske i fotovizuelne veličine naziva se indeks boja date zvijezde. Za takve plave zvijezde kao što je Rigel, ovaj će broj biti negativan, jer takve zvijezde na običnoj ploči daju veće crnjenje nego na žuto osjetljivoj.
Za crvene zvijezde poput Betelgeusea, indeks boja doseže + 2-3 magnitude. Ovo merenje boje je takođe merenje površinske temperature zvezde, pri čemu su plave zvezde mnogo toplije od crvenih.
Pošto se indeksi boja mogu prilično lako dobiti čak i za vrlo slabe zvijezde, oni jesu veliki značaj prilikom proučavanja distribucije zvijezda u svemiru.
Instrumenti su među najvažnijim alatima za proučavanje zvijezda. Čak i najpovršniji pogled na spektre zvijezda otkriva da nisu sve iste. Balmerove linije vodonika su jake u nekim spektrima, slabe u nekim, a u nekima potpuno odsutne.
Ubrzo je postalo jasno da se spektri zvijezda mogu podijeliti na mali broj klasa, postepeno prelazeći jedna u drugu. Struja spektralna klasifikacija je razvijen na Harvardskoj opservatoriji pod vodstvom E. Pickeringa.
U početku su spektralne klase označavane latiničnim slovima po abecednom redu, ali su u procesu dorade klasifikacije ustanovljene sljedeće oznake za uzastopne klase: O, B, A, F, G, K, M. nekoliko neobičnih zvijezda kombinirano je u klase R, N i S, a pojedini pojedinci koji se uopće ne uklapaju u ovu klasifikaciju označeni su simbolom PEC (neobičan - poseban).
Zanimljivo je napomenuti da je raspored zvijezda po klasama također raspored po bojama.
- Zvijezde klase B, kojoj pripadaju Rigel i mnoge druge zvijezde u Orionu, su plave;
- klase O i A - bijela (Sirius, Deneb);
- klase F i G - žuta (Procyon, Capella);
- klase K i M - narandžasta i crvena (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).
Raspoređujući spektre istim redosledom, vidimo kako se maksimum intenziteta emisije pomera od ljubičastog ka crvenom kraju spektra. Ovo ukazuje na smanjenje temperature kako se prelazi iz klase O u klasu M. Mjesto zvijezde u nizu je više određeno temperaturom površine nego njenim hemijskim sastavom. Općenito je prihvaćeno da hemijski sastav isto za veliku većinu zvijezda, ali različite površinske temperature i pritisci uzrokuju velike razlike u spektrima zvijezda.
Plave zvijezde klase O su najtoplije. Temperatura njihove površine dostiže 100.000°C. Njihovi spektri su lako prepoznatljivi po prisutnosti nekih karakterističnih svijetlih linija ili po širenju pozadine daleko u ultraljubičasto područje.
Oni se direktno prate plave zvijezde klase B, takođe su veoma vrući (temperatura površine 25.000°C). Njihovi spektri sadrže linije helijuma i vodonika. Prvi slabe, dok drugi jačaju u prelasku na klasa A.
IN klase F i G(tipična zvijezda G-klase je naše Sunce) linije kalcija i drugih metala, kao što su željezo i magnezij, postepeno se povećavaju.
IN klasa K linije kalcija su vrlo jake, a pojavljuju se i molekularne trake.
klasa M uključuje crvene zvijezde s površinskom temperaturom ispod 3000°C; trake titanijum oksida su vidljive u njihovim spektrima.
Klase R, N i S pripadaju paralelnoj grani hladnih zvijezda čiji spektri sadrže druge molekularne komponente.
Za poznavaoce, međutim, postoji vrlo velika razlika između "hladnih" i "vrućih" zvijezda klase B. U preciznom sistemu klasifikacije, svaka klasa je podijeljena na još nekoliko podklasa. Najzgodnije zvezde klase B su podklasa VO, zvijezde sa prosječnom temperaturom za ovu klasu - k podklasa B5, najhladnije zvijezde - do podklasa B9. Zvijezde su direktno iza njih. podklasa AO.
Proučavanje spektra zvijezda pokazalo se vrlo korisnim, jer omogućava grubu klasifikaciju zvijezda prema njihovim apsolutnim magnitudama. Na primjer, VZ zvijezda je div s apsolutnom magnitudom od približno -2,5. Moguće je, međutim, da će zvijezda biti deset puta svjetlija (apsolutna vrijednost - 5,0) ili deset puta slabija (apsolutna vrijednost 0,0), jer je nemoguće dati precizniju procjenu samo iz spektralnog tipa.
Prilikom uspostavljanja klasifikacije zvjezdanih spektra, vrlo je važno pokušati odvojiti divove od patuljaka unutar svake spektralne klase ili, gdje ta podjela ne postoji, izdvojiti iz normalnog niza zvijezde divova koje imaju previsoku ili prenisku svjetlost. .
Svima su poznata tri stanja materije - čvrsto, tečno i gasovito.. Šta se događa sa supstancom kada se uzastopno zagrije na visoke temperature u zatvorenom volumenu? - Uzastopni prelaz sa jednog stanje agregacije drugome: solidan- tečnost - gas(zbog povećanja brzine kretanja molekula s povećanjem temperature). Daljnjim zagrijavanjem plina na temperaturama iznad 1.200 ºS počinje razgradnja molekula plina na atome, a na temperaturama iznad 10.000 ºS djelomična ili potpuna razgradnja atoma plina na njihove sastavne dijelove. elementarne čestice- elektroni i jezgra atoma. Plazma je četvrto stanje materije, u kojem su molekuli ili atomi materije djelomično ili potpuno uništeni visokim temperaturama ili iz drugih razloga. 99,9% materije u Univerzumu je u stanju plazme.
Zvijezde su klasa kosmičkih tijela mase 10 26 -10 29 kg.
Zvijezda je sferično kosmičko tijelo vruće plazme, koje se po pravilu nalazi u hidrodinamičkoj i termodinamičkoj ravnoteži.
Ako je ravnoteža poremećena, zvijezda počinje da pulsira (promijene se njene dimenzije, sjaj i temperatura). Zvezda postaje promenljiva zvezda.
promenljiva zvezda je zvijezda čiji se sjaj (prividni sjaj na nebu) mijenja tokom vremena. Razlozi za varijabilnost mogu biti fizički procesi u dubini zvezde. Takve zvijezde se zovu fizičke varijable(na primjer, δ Cephei. Promjenjive zvijezde slične njemu počele su se nazivati Cefeide).
upoznati i eclipse varijable zvijezde čija je varijabilnost uzrokovana međusobnim pomračenjem njihovih komponenti(na primjer, β Perseus - Algol. Njegovu varijabilnost je prvi otkrio talijanski ekonomista i astronom Geminiano Montanari 1669. godine).
Pomračujuće promjenljive zvijezde su uvijek duplo, one. sastavljena od dvije blisko razmaknute zvijezde. Promjenjive zvijezde na zvjezdanim kartama označene su zaokruženim krugom:
Zvezde nisu uvek lopte. Ako se zvijezda vrlo brzo rotira, tada njen oblik nije sferičan. Zvijezda se skuplja sa polova i postaje poput mandarine ili bundeve (na primjer, Vega, Regulus). Ako je zvijezda dvostruka, onda međusobna privlačnost ovih zvijezda jedna prema drugoj također utječe na njihov oblik. Postaju jajoliki ili u obliku dinje (na primjer, komponente dvojne zvijezde β Lyra ili Spica):
Zvezde su glavni stanovnici naše Galaksije (naša Galaksija se piše velikim slovom). Sadrži oko 200 milijardi zvijezda. Uz pomoć čak i najvećih teleskopa može se vidjeti samo pola procenta od ukupnog broja zvijezda u Galaksiji. Više od 95% svih materija koje se posmatraju u prirodi koncentrisano je u zvezdama. Preostalih 5% su međuzvjezdani plin, prašina i sva nesvjetleća tijela.
Osim Sunca, sve zvezde su toliko daleko od nas da čak iu većini veliki teleskopi posmatraju se u obliku svetlećih tačaka različitih boja i sjaja. Najbliži Suncu je sistem α Centauri, koji se sastoji od tri zvijezde. Jedan od njih - crveni patuljak po imenu Proxima - je najbliža zvijezda. Udaljena je 4,2 svjetlosne godine. Do Siriusa - 8.6 St. godine, do Altaira - 17 St. godine. Do Vege - 26 St. godine. Do zvijezde Sjevernjače - 830 St. godine. Do Deneba - 1.500 St. godine. Po prvi put, udaljenost do druge zvijezde (to je bila Vega) 1837. godine uspio je odrediti V.Ya. Struve.
Prva zvijezda koja je uspjela da dobije sliku diska (pa čak i neke tačke na njemu) je Betelgeze (α Orion). Ali to je zato što je Betelgeuze 500-800 puta veći od Sunca u prečniku (zvijezda pulsira). Dobijena je i slika Altairovog diska (α Orao), ali to je zato što je Altair jedna od najbližih zvijezda.
Boja zvijezda ovisi o temperaturi njihovih vanjskih slojeva. Raspon temperature - od 2000 do 60000 °C. Najhladnije zvezde su crvene, a najtoplije plave. Po boji zvijezde možete ocijeniti koliko su topli njeni vanjski slojevi.
Primjeri crvenih zvijezda: Antares (α Škorpion) i Betelgeze (α Orion).
Primjeri narandžastih zvijezda: Aldebaran (α Bik),
Arcturus (α Bootes)
i Poluks (β Blizanci).
Primeri žutih zvezda: Sunce, Kapela (α Aurigae) i Toliman (α Centauri).
Primjeri žućkasto-bijelih zvijezda su Procyon (α Mali Canis) i Canopus (α Carinae).
Primjeri bijelih zvijezda su Sirijus (α Canis Major), Vega (α Lyrae), Altair (α Eagle) i Deneb (α Cygnus).
Primjeri plavkastih zvijezda: Regulus (α Lav) i Spica (α Djevica).
Zbog činjenice da vrlo malo svjetlosti dolazi od zvijezda, ljudsko oko može razlikovati nijanse boja samo u najsjajnijim od njih. Kroz dvogled, a još više kroz teleskop (oni hvataju više svjetla od oka), boja zvijezda postaje uočljivija.
Temperatura raste sa dubinom. Čak i najhladnije zvezde u centru dostižu milione stepeni. Sunce ima oko 15.000.000°C u centru (koriste i Kelvinovu skalu - skalu apsolutnih temperatura, ali kada je riječ o vrlo visokim temperaturama, razlika od 273 º između Kelvinove i Celzijusove skale može se zanemariti).
Šta je to što toliko zagreva zvezdanu unutrašnjost? Ispostavilo se da postoje termonuklearni procesi, što rezultira oslobađanjem ogromne količine energije. Na grčkom, "termos" znači toplo. Glavni hemijski element od kojeg se sastoje zvijezde je vodonik. On je taj koji je gorivo za termonuklearne procese. U tim procesima se jezgra atoma vodika pretvaraju u jezgra atoma helija, što je praćeno oslobađanjem energije. Broj jezgara vodika u zvijezdi se smanjuje, dok se broj jezgara helijuma povećava. Vremenom, drugo hemijski elementi. Svi hemijski elementi koji čine molekule raznih supstanci nekada su rođeni u dubinama zvezda."Zvijezde su prošlost čovjeka, a čovjek je budućnost zvijezde", - to se ponekad figurativno kaže.
Proces kojim zvijezda emituje energiju u obliku elektromagnetnih valova i čestica naziva se radijacije. Zvijezde zrače energiju ne samo u obliku svjetlosti i topline, već i druge vrste zračenja - gama zrake, rendgenske zrake, ultraljubičasto, radio zračenje. Osim toga, zvijezde emituju tokove neutralnih i nabijenih čestica. Ovi potoci formiraju zvezdani vetar. Zvezdani vetar je proces odliva materije iz zvezda u svemir. Kao rezultat toga, masa zvijezda se stalno i postepeno smanjuje. To je zvjezdani vjetar sa Sunca (solarni vjetar) koji dovodi do pojave auroras na Zemlji i drugim planetama. Sunčev vetar je taj koji odbija repove kometa od Sunca.
Zvijezde se, naravno, ne pojavljuju iz praznine (prostor između zvijezda nije apsolutni vakuum). Materijal je plin i prašina. Oni su neravnomjerno raspoređeni u prostoru, formirajući bezoblične oblake vrlo niske gustine i ogromnog opsega - od jedne ili dvije do desetine svjetlosnih godina. Takvi oblaci se zovu difuzno magline gasa i prašine. Temperatura u njima je veoma niska - oko -250 °C. Ali ne stvara svaka maglina gas-prašina zvijezde. Neke magline mogu dugo vremena postoji bez zvezda. Koji su uslovi potrebni za početak procesa rađanja zvijezda? Prvi je masa oblaka. Ako nema dovoljno materije, tada se, naravno, zvijezda neće pojaviti. Drugo, kompaktnost. U oblaku koji je previše proširen i labav, procesi njegovog kompresije ne mogu započeti. Pa, i treće, potrebno nam je sjeme - tj. gomila prašine i gasa, koja će kasnije postati embrion zvezde - protozvezde. protostar je zvijezda u završnoj fazi svog formiranja. Ako su ovi uvjeti ispunjeni, tada počinje gravitacijsko sabijanje i zagrijavanje oblaka. Ovaj proces se završava formiranje zvijezda- pojava novih zvijezda. Ovaj proces traje milionima godina. Astronomi su pronašli magline u kojima je proces formiranja zvijezda u punom jeku – neke zvijezde su već zasvijetlile, neke su u obliku embriona – protozvijezda, a maglina je još očuvana. Primjer je Velika maglina Oriona.
Main fizičke karakteristike zvijezde su sjaj, masa i polumjer(ili prečnik), koji se određuju iz zapažanja. Poznavajući ih, kao i hemijski sastav zvijezde (koji je određen njenim spektrom), moguće je izračunati model zvijezde, tj. fizičke uslove u njegovim dubinama, da istraži procese koji se u njemu odvijaju.Zaustavimo se detaljnije na glavnim karakteristikama zvijezda.
Težina. Masa se može direktno procijeniti samo pomoću gravitacioni uticaj zvijezde na okolnim tijelima. Masa Sunca, na primjer, određena je iz poznatih perioda okretanja planeta oko njega. Druge zvijezde ne posmatraju direktno planete. Pouzdano mjerenje mase moguće je samo za binarne zvijezde (u ovom slučaju se koristi Keplerov zakon generaliziran Njutnom III, no i tada je greška 20-60%). Otprilike polovina svih zvijezda u našoj galaksiji su binarne. Mase zvijezda kreću se od ≈0,08 do ≈100 solarnih masa.Zvijezde s masom manjom od 0,08 mase Sunca ne postoje, one jednostavno ne postaju zvijezde, već ostaju tamna tijela.Zvijezde s masom većom od 100 solarnih masa su izuzetno rijetke. Većina zvijezda ima masu manju od 5 solarnih masa. Sudbina zvezde zavisi od mase, tj. scenarij prema kojem se zvijezda razvija, evoluira. Mali hladni crveni patuljci koriste vodonik veoma ekonomično i stoga njihov život traje stotinama milijardi godina. Životni vek Sunca - žutog patuljka - je oko 10 milijardi godina (Sunce je već proživelo otprilike polovinu svog života). Masivni supergiganti brzo troše vodonik i izumiru u roku od nekoliko miliona godina nakon rođenja. Što je zvezda masivnija, njen životni put je kraći.
Starost svemira procjenjuje se na 13,7 milijardi godina. Dakle, zvijezde starije od 13,7 milijardi godina još ne postoje.
- Zvijezde sa masom 0,08 mase Sunca su smeđi patuljci; njihova sudbina je stalna kontrakcija i hlađenje sa prestankom svih termonuklearnih reakcija i transformacijom u tamna planeta slična tijela.
- Zvijezde sa masom 0,08-0,5
mase Sunca (to su uvijek crveni patuljci) nakon trošenja vodonika počinju polako da se smanjuju, dok se zagrijavaju i postaju bijeli patuljak.
- Zvijezde sa masom 0,5-8
Sunčeve mase na kraju života prvo se pretvaraju u crvene divove, a zatim u bijele patuljke. Vanjski slojevi zvijezde su raspršeni vanjski prostor as planetarna maglina. Planetarna maglina je često sfernog ili prstenastog oblika.
- Zvijezde sa masom 8-10 solarne mase mogu eksplodirati na kraju svog života, ili mogu tiho stare, prvo se pretvarajući u crvene supergigante, a zatim u crvene patuljke.
- Zvijezde s masom većom od 10
mase sunca na kraju životni put prvo postaju crveni supergiganti, zatim eksplodiraju kao supernove (supernova nije nova, već stara zvijezda), a zatim se pretvaraju u neutronske zvijezde ili postaju crne rupe.
Crne rupe- to nisu rupe u svemiru, već objekti (ostaci masivne zvezde) sa vrlo velikom masom i gustinom. Crne rupe ne posjeduju nikakve natprirodne ili magične moći, nisu "čudovišta svemira". Jednostavno imaju toliko jako gravitaciono polje da ih nikakvo zračenje (ni vidljivo – svjetlo, ni nevidljivo) ne može napustiti. Stoga crne rupe nisu vidljive. Međutim, mogu se otkriti po njihovom djelovanju na okolne zvijezde, magline. Crne rupe su sasvim uobičajena pojava u svemiru i ne treba ih se bojati. Možda postoji supermasivna crna rupa u centru naše Galaksije.
Radijus (ili prečnik). Veličine zvijezda uvelike variraju - od nekoliko kilometara (neutronske zvijezde) do 2.000 sunčevih promjera (supergiganti). Po pravilu, što je zvezda manja, to je veća njena prosečna gustina. U neutronskim zvijezdama, gustoća dostiže 10 13 g / cm 3! Naprstak takve supstance bio bi težak 10 miliona tona na Zemlji. Ali kod supergiganata, gustina je manja od gustine vazduha blizu površine Zemlje.
Prečnici nekih zvijezda u poređenju sa Suncem:
Sirijus i Altair su 1,7 puta veći,
Vega je 2,5 puta veća,
Regulus 3,5 puta više
Arktur je 26 puta veći
Polar je 30 puta veći,
Rigel je 70 puta veći,
Deneb je 200 puta više
Antares je 800 puta veći
YV Canis Major je 2000 puta veći (najveća poznata zvijezda).
Svjetlost je ukupna energija koju emituje objekat (u ovom slučaju zvijezde) u jedinici vremena. Svjetlost zvijezda se obično upoređuje sa sjajem Sunca (svjetlost zvijezda se izražava kroz luminoznost Sunca). Sirijus, na primjer, zrači 22 puta više energije od Sunca (svjetlost Sirijusa je 22 Sunca). Sjaj Vega je 50 Sunaca, a sjaj Deneba je 54.000 Sunca (Deneb je jedna od najmoćnijih zvijezda).
Prividni sjaj (tačnije, sjaj) zvezde na Zemljinom nebu zavisi od:
- udaljenosti do zvezde. Ako nam se zvijezda približi, tada će se njen prividni sjaj postepeno povećavati. Nasuprot tome, kako se zvijezda udaljava od nas, njen prividni sjaj će se postepeno smanjivati. Ako uzmemo dvije identične zvijezde, onda će nam najbliža izgledati svjetlija.
- na temperaturu vanjskih slojeva.Što je zvijezda toplija, to više svjetlosne energije šalje u svemir i izgledat će svjetlije. Ako se zvijezda ohladi, tada će se njen prividni sjaj na nebu smanjiti. Dvije zvijezde iste veličine i na istoj udaljenosti od nas će izgledati iste po prividnom sjaju, pod uslovom da emituju istu količinu svjetlosne energije, tj. imaju istu temperaturu vanjskih slojeva. Ako je jedna od zvijezda hladnija od druge, tada će izgledati manje sjajna.
- veličina (prečnik). Ako uzmemo dvije zvijezde sa istom temperaturom vanjskih slojeva (iste boje) i postavimo ih na istoj udaljenosti od nas, tada će veća zvijezda emitovati više svjetlosne energije, što znači da će izgledati svjetlije na nebu.
- od apsorpcije svetlosti od strane oblaka kosmičke prašine i gasa koji se nalaze na putanji linije vida.Što je deblji sloj kosmičke prašine, to više svjetlosti iz zvijezde apsorbira, a zvijezda je slabija. Ako uzmemo dvije identične zvijezde i ispred jedne od njih postavimo maglinu plin-prašina, tada će samo ova zvijezda izgledati manje sjajna.
- sa visine zvezde iznad horizonta. U blizini horizonta uvijek postoji gusta izmaglica, koja upija dio svjetlosti zvijezda. Blizu horizonta (ubrzo nakon izlaska ili malo prije zalaska sunca) zvijezde su uvijek tamnije nego kada su iznad njih.
Veoma je važno ne brkati pojmove "pojaviti se" i "biti".
star may biti veoma svetao sam po sebi, ali izgleda prigušeno iz raznih razloga: zbog velike udaljenosti do njega, zbog male veličine, zbog apsorpcije njegove svjetlosti kosmičkom prašinom ili prašinom u Zemljinoj atmosferi. Stoga, kada govore o sjaju zvijezde na zemaljskom nebu, koriste frazu "prividna svjetlina" ili "sjaj".
Kao što je već pomenuto, postoje binarne zvezde. Ali postoje i trostruki (na primjer, α Centauri), i četverostruki (na primjer, ε Lyra), i pet, i šest (na primjer, Castor), itd. pojedinačne zvijezde u zvezdani sistem pozvao komponente. Zvijezde sa više od dvije komponente se nazivaju višestruki zvijezde. Sve komponente višestruke zvijezde povezane su međusobnim gravitacijskim silama (formiraju sistem zvijezda) i kreću se po složenim putanjama.
Ako postoji mnogo komponenti, onda ovo više nije višestruka zvijezda, već zvezdano jato. Razlikovati lopta I rasuti zvezdana jata. Kuglasta jata sadrže mnogo starih zvijezda i starija su od otvorenih jata, koja sadrže mnogo mladih zvijezda. Kuglasti skupovi su prilično stabilni, jer zvijezde u njima su na malim udaljenostima jedna od druge i sile međusobnog privlačenja između njih su mnogo veće nego između zvijezda otvorenih jata. Otvoreni klasteri se vremenom još više raspršuju.
Otvorena jata, kako je tačno, nalaze se u pojasu Mliječnog puta ili u blizini. Naprotiv, kuglasta jata se nalaze na zvezdanom nebu daleko od Mlečnog puta.
Neka zvjezdana jata mogu se vidjeti na nebu čak i golim okom. Na primjer, otvorena jata Hijada i Plejada (M 45) u Biku, otvorena jata (M 44) u Raku, kuglasta jata M 13 u Herkulu. Dosta ih se može vidjeti dvogledom.
