Odborníci předložili několik teorií jejich výskytu. Nejpravděpodobnější hypotéza tvrdí, že takové hvězdy modrá barva, byly po velmi dlouhou dobu dvojité a procházely procesem slučování. Když se 2 hvězdy spojí, objeví se nová hvězda s mnohem větší jasností, hmotností a teplotou.
Příklady modrých hvězd:
- Gama Parušov;
- Rigel;
- Zeta Orionis;
- Alfa žirafa;
- Zeta Poop;
- Tau Canis Major.
Bílé hvězdy - bílé hvězdy
Jeden vědec objevil velmi slabou bílou hvězdu, která byla satelitem Síria a byla pojmenována Sirius B. Povrch této unikátní hvězdy je zahřátý na 25 000 Kelvinů a její poloměr je malý.
Příklady bílých hvězd:
- Altair v souhvězdí Aquila;
- Vega v souhvězdí Lyry;
- Castor;
- Sírius.
Žluté hvězdy - žluté hvězdy
Takové hvězdy mají žlutou záři a jejich hmotnost je v rámci hmotnosti Slunce - asi 0,8-1,4. Povrch takových hvězd se obvykle zahřeje na teplotu 4-6 tisíc Kelvinů. Taková hvězda žije asi 10 miliard let.
Příklady žlutých hvězd:
- Star HD 82943;
- Toliman;
- Dabih;
- Hara;
- Alhita.
Hvězdy, které jsou červené, jsou červené hvězdy
První červené hvězdy byly objeveny v roce 1868. Jejich teploty jsou poměrně nízké a vnější vrstvy červených obrů jsou naplněny velkým množstvím uhlíku. Dříve takové hvězdy tvořily dvě spektrální třídy - N a R, ale nyní se vědcům podařilo identifikovat jinou obecná třída— C.
Hvězdy mohou být velmi odlišné: malé a velké, jasné a nepříliš jasné, staré a mladé, horké a „studené“, bílé, modré, žluté, červené atd.
Hertzsprungův–Russellův diagram vám umožňuje porozumět klasifikaci hvězd.
Ukazuje vztah mezi absolutní magnitudou, svítivostí, spektrálním typem a povrchovou teplotou hvězdy. Hvězdy v tomto diagramu nejsou umístěny náhodně, ale tvoří jasně viditelné oblasti.
Většina hvězd je na tzv hlavní sekvence. Existence hlavní sekvence je způsobena skutečností, že fáze hoření vodíku tvoří ~ 90 % evoluční doby většiny hvězd: hoření vodíku v centrálních oblastech hvězdy vede k vytvoření izotermického jádra helia, přechod na stupeň rudého obra a odchod hvězdy z hlavní sekvence. Relativně krátký vývoj červených obrů vede v závislosti na jejich hmotnosti ke vzniku bílých trpaslíků, neutronových hvězd nebo černých děr.
Vzhledem k tomu, že jsou hvězdy v různých fázích svého evolučního vývoje, dělí se na normální hvězdy, trpasličí hvězdy a obří hvězdy.
Normální hvězdy jsou hvězdy hlavní posloupnosti. Patří mezi ně naše Slunce. Někdy se normální hvězdy jako Slunce nazývají žlutí trpaslíci.
Žlutý trpaslík
Žlutý trpaslík je typ malé hvězdy hlavní posloupnosti s hmotností mezi 0,8 a 1,2 hmotnosti Slunce a povrchovou teplotou 5000–6000 K.
Životnost žlutého trpaslíka je v průměru 10 miliard let.
Poté, co celá zásoba vodíku shoří, hvězda mnohonásobně zvětší svou velikost a změní se v červeného obra. Příkladem tohoto typu hvězdy je Aldebaran.
Červený obr vyvrhuje své vnější vrstvy plynu a vytváří planetární mlhoviny, zatímco jádro se zhroutí do malého, hustého bílého trpaslíka.
Červený obr je velká hvězda s načervenalou nebo oranžovou barvou. Vznik takových hvězd je možný jak ve fázi vzniku hvězd, tak v pozdějších fázích jejich existence.
V raném stadiu hvězda vyzařuje díky gravitační energii uvolněné při kompresi, dokud kompresi nezastaví zahájená termonukleární reakce.
V pozdějších fázích vývoje hvězd, po spálení vodíku v jejich jádrech, hvězdy opouštějí hlavní posloupnost a přesouvají se do oblasti červených obrů a veleobrů Hertzsprung-Russellova diagramu: tato fáze trvá přibližně 10 % dobu „aktivního“ života hvězd, tedy etapy jejich vývoje, během kterých dochází ve hvězdném nitru k nukleosyntetickým reakcím.
Obří hvězda má srovnatelně nízká teplota povrch, asi 5000 stupňů. Obrovský poloměr, dosahující 800 slunečních paprsků a díky tomu velké velikosti obrovská svítivost. Maximum záření se vyskytuje v červené a infračervené oblasti spektra, proto se jim říká rudí obři.
Největší z obrů se promění v červené veleobry. Hvězda jménem Betelgeuse ze souhvězdí Orion je nejvíce zářný příkladčervený veleobr.
Trpasličí hvězdy jsou opakem obrů a mohou být další.
Bílý trpaslík je to, co zbylo z obyčejné hvězdy s hmotností menší než 1,4 hmotnosti Slunce poté, co prošla stupněm červeného obra.
Kvůli nedostatku vodíku nedochází v jádru takových hvězd k termonukleárním reakcím.
Bílí trpaslíci jsou velmi hustí. Nejsou stejně velké více než Země, ale jejich hmotnost lze srovnat s hmotností Slunce.
Jsou to neuvěřitelně horké hvězdy, jejich teploty dosahují 100 000 stupňů i více. Svítí pomocí své zbývající energie, ale ta časem dojde a jádro se ochladí a změní se v černého trpaslíka.
Červení trpaslíci jsou nejběžnějšími předměty typ hvězdy ve Vesmíru. Odhady jejich počtu se liší od 70 do 90 % počtu všech hvězd v galaxii. Jsou dost odlišné od ostatních hvězd.
Hmotnost červených trpaslíků nepřesahuje třetinu hmotnosti Slunce (spodní hranice hmotnosti je 0,08 sluneční, následují hnědí trpaslíci), povrchová teplota dosahuje 3500 K. Červení trpaslíci mají spektrální třídu M nebo pozdní K. Hvězdy tohoto typu vyzařují velmi málo světla, někdy až 10 000krát menší než Slunce.
Vzhledem k jejich nízké radiaci není žádný z červených trpaslíků ze Země viditelný pouhým okem. Dokonce i nejbližší červený trpaslík Slunci, Proxima Centauri (nejbližší hvězda v trojité soustavě ke Slunci), a nejbližší jediný červený trpaslík, Barnardova hvězda, mají zdánlivou magnitudu 11,09 a 9,53. V tomto případě lze pouhým okem pozorovat hvězdu s magnitudou až 7,72.
Díky nízké rychlosti spalování vodíku mají červení trpaslíci velmi dlouhou životnost, která se pohybuje od desítek miliard do desítek bilionů let (červený trpaslík o hmotnosti 0,1 hmotnosti Slunce bude hořet 10 bilionů let).
U červených trpaslíků jsou termonukleární reakce zahrnující helium nemožné, takže se nemohou proměnit v červené obry. Postupem času se postupně zmenšují a zahřívají stále více, až spotřebují celou zásobu vodíkového paliva.
Postupně se podle teoretických koncepcí mění v modré trpaslíky – hypotetickou třídu hvězd, přičemž žádnému z červených trpaslíků se zatím nepodařilo proměnit v modrého trpaslíka a následně v bílé trpaslíky s heliovým jádrem.
Hnědý trpaslík - subhvězdné objekty (s hmotnostmi v rozmezí přibližně 0,01 až 0,08 hmotností Slunce, respektive od 12,57 do 80,35 hmotností Jupitera a průměrem přibližně rovným průměru Jupitera), v jejichž hloubkách na rozdíl od hlavní sekvence hvězd, nedochází k termonukleární fúzní reakci s přeměnou vodíku na helium.
Minimální teplota hvězd hlavní posloupnosti je asi 4000 K, teplota hnědých trpaslíků leží v rozmezí od 300 do 3000 K. Hnědí trpaslíci se po celý život neustále ochlazují a čím větší je trpaslík, tím pomaleji se ochlazuje.
Subhnědí trpaslíci
Subhnědí trpaslíci nebo hnědí trpaslíci jsou chladné útvary, které spadají pod hmotnostní limit hnědého trpaslíka. Jejich hmotnost je menší než přibližně jedna setina hmotnosti Slunce, respektive 12,57 hmotnosti Jupitera, spodní hranice není definována. Obecně jsou považovány za planety, i když vědecká komunita dosud nedospěla ke konečnému závěru o tom, co je považováno za planetu a co je subhnědý trpaslík.
Černý trpaslík
Černí trpaslíci jsou bílí trpaslíci, kteří se ochladili a v důsledku toho nevyzařují ve viditelné oblasti. Představuje konečnou fázi evoluce bílých trpaslíků. Hmotnosti černých trpaslíků, stejně jako hmotnosti bílých trpaslíků, jsou omezeny nad 1,4 hmotnosti Slunce.
Dvojhvězda jsou dvě gravitačně vázané hvězdy obíhající kolem společného těžiště.
Někdy existují soustavy tří a více hvězd, ve kterých obecný případ soustava se nazývá vícenásobná hvězda.
V případech, kdy takový hvězdný systém není příliš daleko od Země, lze jednotlivé hvězdy rozlišit pomocí dalekohledu. Pokud je vzdálenost významná, pak astronomové mohou pochopit, že dvojhvězda je viditelná pouze nepřímými znaky - kolísáním jasnosti způsobeným periodickými zatměními jedné hvězdy druhou a některých dalších.
Nová hvězda
Hvězdy, jejichž svítivost se náhle zvýší 10 000krát. Nova je binární systém sestávající z bílého trpaslíka a doprovodné hvězdy umístěné na hlavní posloupnosti. V takových systémech plyn z hvězdy postupně proudí k bílému trpaslíkovi a tam periodicky exploduje, což způsobí výbuch jasu.
Supernova
Supernova je hvězda, která končí svůj vývoj v katastrofickém výbušném procesu. Vzplanutí v tomto případě může být o několik řádů větší než v případě nova. Taková silná exploze je důsledkem procesů probíhajících ve hvězdě na posledním stupni vývoje.
Neutronová hvězda
Neutronové hvězdy (NS) jsou hvězdné útvary s hmotností řádově 1,5 Slunce a velikostmi znatelně menšími než bílí trpaslíci; typický poloměr neutronové hvězdy je pravděpodobně řádově 10-20 kilometrů.
Skládají se převážně z neutrálních subatomárních částic – neutronů, těsně stlačených gravitačními silami. Hustota takových hvězd je extrémně vysoká, je srovnatelná a podle některých odhadů může být několikanásobně vyšší než průměrná hustota atomového jádra. Jeden krychlový centimetr látky NS bude vážit stovky milionů tun. Gravitace na povrchu neutronové hvězdy je asi 100 miliardkrát vyšší než na Zemi.
V naší Galaxii jich podle vědců může být od 100 milionů do 1 miliardy neutronové hvězdy, tedy někde kolem jedné promile běžných hvězd.
Pulsary
Pulsary jsou kosmické zdroje elektromagnetického záření přicházejícího na Zemi ve formě periodických záblesků (pulsů).
Podle dominantního astrofyzikálního modelu jsou pulsary rotujícími neutronovými hvězdami magnetické pole, která je nakloněna k ose otáčení. Když Země spadne do kužele vytvořeného tímto zářením, je možné detekovat pulzní záření opakující se v intervalech rovných periodě otáčení hvězdy. Některé neutronové hvězdy rotují až 600krát za sekundu.
Cefeidy
Cefeidy jsou třídou pulzujících proměnných hvězd s poměrně přesným vztahem mezi periodou a svítivostí, pojmenované po hvězdě Delta Cephei. Jednou z nejznámějších cefeid je Polaris.
Následuje seznam hlavních typů (typů) hvězd s jejich stručný popis, samozřejmě nevyčerpává celou možnou škálu hvězd ve vesmíru.
Každý ví, jak vypadají hvězdy na obloze. Drobná světýlka zářící studeným sněhově bílým světlem. V dávných dobách lidé nemohli přijít na vysvětlení tohoto jevu. Hvězdy byly považovány za oči bohů, duše mrtvých předků, strážců a přímluvců, chránících mír člověka v temnotě noci. Pak si nikdo nemohl myslet, že Slunce je také hvězda.
Uplynulo mnoho staletí, než lidé pochopili, co jsou hvězdy. Typy hvězd, jejich charakteristiky, představy o chemických a fyzikálních procesech, které se tam vyskytují - to je nová oblast znalostí. Nejstarší astrologové si ani nedokázali představit, že takové svítidlo ve skutečnosti vůbec není malé světýlko, ale nepředstavitelně velká koule horkého plynu, ve které probíhají termonukleární fúzní reakce. Ve skutečnosti je zvláštní paradox, že tlumené světlo hvězd je oslnivé záření jaderná reakce, ale útulné sluneční teplo- monstrózní teplo milionů Kelvinů.
Všechny hvězdy, které lze na obloze vidět pouhým okem, se nacházejí v galaxii Mléčná dráha. Součástí tohoto hvězdného systému je i Slunce a nachází se na jeho okraji. Je nemožné si představit, jak by vypadala noční obloha, kdyby Slunce bylo ve středu Mléčné dráhy. Koneckonců, počet hvězd v této galaxii je více než 200 miliard.
Něco málo o historii astronomie
Nejstarší astrologové mohli také vyprávět neobvyklé a fascinující věci o hvězdách na obloze. Již Sumerové identifikovali jednotlivá souhvězdí a zodiakální kruh, jako první vypočítali dělení plného úhlu 3600. Vytvořili také lunární kalendář a dokázali jej synchronizovat se slunečním. Egypťané věřili, že Země je středem vesmíru, ale také věděli, že Merkur a Venuše obíhají kolem Slunce.
V Číně byla astronomie jako věda studována již na konci 3. tisíciletí před naším letopočtem. e. a první observatoře se objevily ve 12. století. před naším letopočtem E. Studovali lunární a zatmění Slunce Když se jim podařilo pochopit jejich příčinu a dokonce vypočítali data předpovědi, pozorovali meteoritové roje a trajektorie komet.
Staří Inkové znali rozdíly mezi hvězdami a planetami. Existují nepřímé důkazy, že znali galileovské satelity Jupitera a vizuální rozmazání obrysů disku Venuše kvůli přítomnosti atmosféry na planetě.
Staří Řekové byli schopni doložit kulovitost Země a předložit předpoklad, že systém byl heliocentrický. Pokusili se vypočítat průměr Slunce, i když chybně. Ale Řekové byli první, kdo v zásadě naznačil, že Slunce je větší než Země, dříve si každý, spoléhal se na vizuální pozorování, myslel jinak. Řecký Hipparchos byl první, kdo vytvořil katalog svítidel a zvýraznění odlišné typy hvězdy Systematizace hvězd v tomto vědecká práce na základě intenzity záře. Hipparchos identifikoval 6 tříd jasu, celkem bylo v katalogu 850 svítidel.
Čemu starověcí astrologové věnovali pozornost?
Počáteční systematizace hvězd byla založena na jejich jasnosti. Koneckonců, toto konkrétní kritérium je jediné snadno dostupné pro astrologa vyzbrojeného pouze dalekohledem. Byly dokonce přijaty nejjasnější hvězdy nebo hvězdy s jedinečnými viditelnými vlastnostmi vlastní jména a každý národ má své vlastní. Deneb, Rigel a Algol jsou tedy arabská jména, Sirius je latina a Antares je řečtina. Polární hvězda v každém národě má své vlastní jméno. To je možná jedna z nejdůležitějších hvězd v „praktickém smyslu“. Jeho souřadnice na noční obloze se nemění, navzdory rotaci Země. Pokud se ostatní hvězdy pohybují po obloze od východu do západu slunce, pak Polárka nemění své umístění. Proto byl speciálně využíván námořníky a cestovateli jako spolehlivý průvodce. Mimochodem, na rozdíl od všeobecného přesvědčení to není nejvíc jasná hvězda na obloze. Polární hvězda zvenčí nijak nevyčnívá – ani velikostí, ani intenzitou své záře. Najdete ho, jen když víte, kde hledat. Nachází se na samém konci „držadla vědra“ Ursa Minor.
Na čem je založena hvězdná systemizace?
Moderní astrologové, kteří odpovídají na otázku, jaké typy hvězd existují, se pravděpodobně nezmíní o jasu záře nebo umístění na noční obloze. Třeba jako historický exkurz nebo v přednášce určené pro posluchače zcela vzdálené astronomii.
Moderní systemizace hvězd je založena na jejich spektrální analýza. V tomto případě se obvykle uvádí také hmotnost, svítivost a poloměr nebeského tělesa. Všechny tyto ukazatele jsou uvedeny ve vztahu ke Slunci, to znamená, že jeho specifické vlastnosti jsou brány jako jednotky měření.
Systematizace hvězd je založena na takovém kritériu, jako je absolutní hvězdná velikost. Toto je zdánlivý stupeň jasu nebeského tělesa bez atmosféry, běžně umístěného ve vzdálenosti 10 parseků od pozorovacího bodu.
Kromě toho se berou v úvahu variace jasnosti a velikost hvězdy. Typy hvězd jsou v současnosti určeny jejich spektrální třídou a podrobněji jejich podtřídou. Astrologové Russell a Hertzsprung nezávisle analyzovali vztah mezi svítivostí, absolutní magnitudou, teplotou povrchu a spektrální třídou svítidel. Nakreslili diagram s odpovídajícími souřadnicovými osami a zjistili, že výsledek není vůbec chaotický. Svítidla na mapě byla umístěna v jasně rozlišitelných skupinách. Diagram umožňuje při znalosti spektrální třídy hvězdy určit její absolutní velikost s alespoň přibližnou přesností.
Jak se rodí hvězdy
Tento diagram poskytl jasný důkaz ve prospěch moderní teorie vývoj dat nebeská těla. Z grafu je jasně patrné, že nejpočetnější třídou jsou ty, které patří k tzv. hvězdám hlavní posloupnosti. Typy hvězd patřící do tohoto segmentu jsou v tuto chvíli nejběžnějším bodem vývoje ve vesmíru. Jedná se o fázi vývoje hvězdy, ve které je energie vynaložená na záření kompenzována energií získanou při termonukleární reakci. Délka pobytu v této fázi vývoje je určena hmotností nebeského tělesa a procentem prvků těžších než helium.
Říká to v této době obecně přijímaná teorie hvězdného vývoje počáteční fáze vývoj, svítidlo je řídký kyklopský plynový oblak. Vlivem vlastní gravitace se stahuje a postupně se mění v kouli. Čím silnější je stlačení, tím lépe se gravitační energie přemění na tepelnou energii. Plyn se zahřeje, a když teplota dosáhne 15-20 milionů K, spustí se v novorozené hvězdě termonukleární reakce. Poté se proces gravitační komprese zastaví.
Hlavní období života hvězdy
Nejprve v hlubinách mladé hvězdy převládají reakce vodíkového cyklu. Toto je nejdelší období života hvězdy. Typy hvězd v této fázi vývoje jsou znázorněny v nejhmotnější hlavní sekvenci výše popsaného diagramu. V průběhu času je vodík v jádru hvězdy dokončen a mění se na helium. Poté může termonukleární spalování probíhat pouze na periferii jádra. Hvězda se stává jasnější, její vnější vrstvy se výrazně roztahují a její teplota klesá. Nebeské těleso se promění v červeného obra. Toto období života hvězdy je mnohem kratší než to předchozí. Její budoucí osud byl málo prozkoumán. Existují různé předpoklady, ale zatím nebylo obdrženo žádné spolehlivé potvrzení. Nejběžnější teorie říká, že když je helia příliš mnoho, hvězdné jádro, neschopné odolat vlastní hmotě, se smrští. Teplota stoupá, dokud helium vstoupí do termonukleární reakce. Monstrózní teploty vedou k další expanzi a hvězda se promění v červeného obra. Nadcházející osud hvězdy podle vědců závisí na její hmotnosti. Ale teorie týkající se toho jsou jen výsledkem počítačových simulací, které nejsou potvrzeny pozorováním.
Chladivé hvězdy
Pravděpodobně se červení obři s nízkou hmotností scvrknou, změní se v trpaslíky a postupně se ochladí. hvězdy Průměrná hmotnost se může přeměnit v planetární mlhoviny, zatímco ve středu takové formace bude jádro bez vnějších obalů nadále existovat, postupně se ochlazuje a mění se ve sněhově bílého liliputána. Pokud centrální hvězda emitovala významné infračervené záření, nastávají podmínky pro aktivaci kosmického maseru v rozpínajícím se plynovém obalu planetární mlhoviny.
Masivní hvězdy mohou při stlačení dosáhnout takové úrovně tlaku, do které jsou elektrony prakticky vtlačeny atomová jádra, měnící se v neutrony. Protože mezi těmito částicemi nejsou žádné elektrostatické odpudivé síly, může se hvězda zmenšit na velikost několika kilometrů. Navíc jeho hustota stomilionkrát překročí hustotu vody. Taková hvězda se nazývá neutronová hvězda a je to ve skutečnosti obrovské atomové jádro.
Supermasivní hvězdy nadále existují a v procesu se postupně syntetizují termonukleární reakce z helia - uhlík, pak kyslík, z něj - křemík a nakonec železo. V této fázi termonukleární reakce dochází k výbuchu supernovy. Supernovy se zase mohou proměnit v neutronové hvězdy nebo, pokud je jejich hmotnost poměrně velká, pokračovat v kolapsu na kritickou hranici a vytvářet černé díry.
Rozměry
Systematizaci hvězd podle velikosti lze realizovat dvěma způsoby. Fyzická velikost hvězdy může být určena jejím poloměrem. Jednotkou měření je v tomto případě poloměr Slunce. Jsou tam liliputáni, hvězdy průměrná velikost, obři a veleobri. Mimochodem, samotné Slunce je liliputánské. Poloměr neutronových hvězd může dosáhnout jen několik kilometrů. A veleobra se zcela vejde na oběžnou dráhu planety Mars. Velikost hvězdy může také odkazovat na její hmotnost. Úzce souvisí s průměrem hvězdy. Čím větší hvězda, tím menší hustota a naopak čím menší hvězda, tím vyšší hustota. Toto kritérium se příliš neliší. Existuje jen velmi málo hvězd, které by mohly být 10krát větší nebo menší než Slunce. Většina svítidel spadá do rozsahu od 60 do 0,03 hmotnosti Slunce. Hustota Slunce, braná jako výchozí indikátor, je 1,43 g/cm3. Hustota sněhobílých trpaslíků dosahuje 1012 g/cm3 a hustota vzácných veleobrů může být milionkrát menší než u Slunce.
Ve standardní systematizaci hvězd vypadá schéma rozložení hmoty takto. Malá svítidla zahrnují svítidla s hmotností od 0,08 do 0,5 slunečního záření. Střední - od 0,5 do 8 hmotností Slunce a masivní - od 8 nebo více.
Systematizace hvězd . Od modré po sněhově bílou
Systematizace hvězd podle barvy není ve skutečnosti založena na viditelné záři těla, ale na spektrálních charakteristikách. Emisní spektrum objektu je určeno chemickým složením hvězdy a závisí na něm i její teplota.
Nejběžnější je harvardská systemizace, vytvořená na počátku 20. století. Podle standardů přijatých v té době zahrnuje systematizace hvězd podle barvy rozdělení do 7 typů.
Hvězdy s nejvyšší teplotou, od 30 do 60 tisíc K, jsou tedy klasifikovány jako svítidla třídy O. Mají modrou barvu, hmotnost takových nebeských těles dosahuje 60 hmotností Slunce (s.m.) a poloměr je 15 slunečních poloměrů ( s.m.). R.). Čáry vodíku a helia v jejich spektru jsou spíše slabé. Svítivost takových nebeských objektů může dosáhnout 1 milion 400 tisíc slunečních jasů (s.s.).
Mezi hvězdy třídy B patří svítidla s teplotami od 10 do 30 tisíc K. Jedná se o nebeská tělesa bílo-modré barvy, jejich hmotnost začíná od 18 s. m. a poloměr je od 7 s. m. Nejnižší svítivost objektů této třídy je 20 tis. s., a vodíkové čáry ve spektru zesilují a dosahují průměrných hodnot.
Hvězdy třídy A mají teploty v rozmezí 7,5 až 10 tisíc K a mají sněhově bílou barvu. Minimální hmotnost takových nebeských těles začíná od 3,1 s. m. a poloměr je od 2,1 s. R. Svítivost objektů se pohybuje od 80 do 20 tisíc s. S. Vodíkové čáry ve spektru těchto hvězd jsou silné a objevují se kovové čáry.
Objekty třídy F mají ve skutečnosti žlutobílou barvu, ale vypadají sněhově bílé. Jejich teplota se pohybuje od 6 do 7,5 tisíc K, hmotnost se pohybuje od 1,7 do 3,1 cm, poloměr - od 1,3 do 2,1 s. R. Svítivost takových hvězd se pohybuje od 6 do 80 s. S. Čáry vodíku ve spektru slábnou, čáry kovů naopak zesilují.
Všechny typy sněhově bílých hvězd tedy spadají do tříd od A do F. Dále jsou podle systemizace nažloutlá a oranžová svítidla.
Žluté, oranžové a červené hvězdy
Typy hvězd se mění v barvě od modré po červenou, jak teplota klesá a velikost objektu a jeho svítivost klesá.
Hvězdy třídy G, kam patří i Slunce, dosahují teplot od 5 do 6 tisíc K a jsou nažloutlé barvy. Hmotnost takových objektů je od 1,1 do 1,7 s. m., poloměr - od 1,1 do 1,3 s. R. Svítivost - od 1,2 do 6 s. S. Spektrální čáry helia a kovů jsou intenzivní, čáry vodíku jsou stále slabší.
Svítidla patřící do třídy K mají teplotu 3,5 až 5 tisíc K. Vypadají žlutooranžově, ale skutečná barva těchto hvězd je oranžová. Poloměr těchto objektů je v rozmezí od 0,9 do 1,1 s. r., hmotnost - od 0,8 do 1,1 s. m. Jas se pohybuje od 0,4 do 1,2 s. S. Vodíkové čáry jsou téměř neviditelné, kovové čáry jsou velmi pevné.
Nejchladnější a nejmenší hvězdy jsou třídy M. Jejich teplota je pouze 2,5 - 3,5 tisíce K a vypadají červeně, i když ve skutečnosti jsou tyto objekty oranžově červené. Hmotnost hvězd je v rozmezí od 0,3 do 0,8 s. m., poloměr - od 0,4 do 0,9 s. R. Svítivost je pouze 0,04 - 0,4 s. S. Tohle jsou umírající hvězdy. Jedinými chladnějšími jsou nedávno objevení hnědí trpaslíci. Byla jim přidělena samostatná třída M-T.
V množství. Na základě obecné dohody jsou tato měřítka zvolena tak, že Bílá hvězda, jako je Sirius, měl na obou vahách stejnou hodnotu. Rozdíl mezi fotografickou a fotovizuální velikostí se nazývá barevný index dané hvězdy. Pro modré hvězdy, jako je Rigel, bude toto číslo záporné, protože takové hvězdy na běžné desce vykazují více zčernání než na desce citlivé na žlutou.
U červených hvězd jako Betelgeuse dosahuje barevný index +2-3 magnitudy. Toto barevné měření je také měřením povrchové teploty hvězdy, přičemž modré hvězdy jsou výrazně teplejší než červené.
Vzhledem k tomu, že barevné indexy lze poměrně snadno získat i pro velmi slabé hvězdy, mají velká důležitost při studiu rozložení hvězd ve vesmíru.
Mezi nejdůležitější nástroje pro studium hvězd patří přístroje. I ten nejpovrchnější pohled na spektra hvězd odhalí, že nejsou všechny stejné. Balmerovy čáry vodíku jsou v některých spektrech silné, v některých slabé a v jiných zcela chybí.
Brzy se ukázalo, že spektra hvězd lze rozdělit do malého počtu tříd, které se postupně přeměňují jedna v druhou. V současnosti používané spektrální klasifikace byl vyvinut na Harvardské observatoři pod vedením E. Pickeringa.
Nejprve byly spektrální třídy označeny latinkou v abecedním pořadí, ale v procesu upřesňování klasifikace byla stanovena tato označení pro po sobě jdoucí třídy: O, B, A, F, G, K, M. několik neobvyklých hvězd je sdruženo do tříd R, N a S a někteří jedinci, kteří do této klasifikace vůbec nezapadají, jsou označeni symbolem PEC (zvláštní - zvláštní).
Je zajímavé, že uspořádání hvězd podle třídy je také uspořádání podle barvy.
- Hvězdy třídy B, které zahrnují Rigel a mnoho dalších hvězd v Orionu, jsou modré;
- třídy O a A - bílá (Sirius, Deneb);
- třídy F a G - žlutá (Procyon, Capella);
- třídy K a M, - oranžová a červená (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).
Uspořádáme-li spektra ve stejném pořadí, vidíme, jak se maximální intenzita záření posouvá od fialového k červenému konci spektra. To ukazuje na pokles teploty při přechodu z třídy O do třídy M. Místo hvězdy v posloupnosti je určeno spíše teplotou povrchu než jejím chemickým složením. To je obecně přijímáno chemické složení je u naprosté většiny hvězd stejný, ale různé povrchové teploty a tlaky způsobují velké rozdíly ve spektrech hvězd.
Modré hvězdy třídy O jsou nejžhavější. Jejich povrchová teplota dosahuje 100 000°C. Jejich spektra lze snadno rozpoznat přítomností některých charakteristických jasných čar nebo šířením pozadí daleko do ultrafialové oblasti.
Jsou okamžitě následováni modré hvězdy třídy B, také velmi horké (povrchová teplota 25 000°C). Jejich spektra obsahují čáry helia a vodíku. První slábnou a druhé posilují během přechodu na třída A.
V třídy F a G(typickou hvězdou třídy G je naše Slunce), postupně sílí linie vápníku a dalších kovů, jako je železo a hořčík.
V třída K Vápníkové linie jsou velmi silné a objevují se také molekulární pásy.
Třída M zahrnuje červené hvězdy s povrchovou teplotou nižší než 3000 °C; v jejich spektrech jsou viditelné pásy oxidu titaničitého.
Třídy R, N a S patří do paralelní větve chladných hvězd, v jejichž spektrech jsou přítomny další molekulární složky.
Pro fajnšmekry je však velmi velký rozdíl mezi „studenými“ a „horkými“ hvězdami třídy B. V přesném klasifikačním systému je každá třída dále rozdělena do několika podtříd. Nejžhavější hvězdy třídy B jsou podtřída VO, hvězdy s průměrnou teplotou pro danou třídu - k podtřída B5, nejstudenější hvězdy - do podtřída B9. Hvězdy následují přímo za nimi. podtřída AO.
Studium spekter hvězd se ukazuje jako velmi užitečné, protože umožňuje zhruba klasifikovat hvězdy podle jejich absolutních velikostí. Například hvězda VZ je obr s absolutní magnitudou přibližně rovnou - 2,5. Je však možné, že hvězda bude desetkrát jasnější (absolutní magnituda - 5,0) nebo desetkrát slabší (absolutní magnituda 0,0), protože není možné poskytnout přesnější odhad pouze na základě spektrálního typu.
Při stanovení klasifikace hvězdných spekter je velmi důležité pokusit se v každé spektrální třídě oddělit obry od trpaslíků, nebo tam, kde toto rozdělení neexistuje, izolovat z normální sekvence obrů hvězdy, které mají příliš velkou nebo příliš malou svítivost. .
Každý zná tři fyzikální skupenství hmoty – pevné, kapalné a plynné.. Co se stane s látkou při postupném zahřívání na vysoké teploty v uzavřeném prostoru? - Sekvenční přechod z jednoho skupenství jinému: pevný- kapalina - plyn(v důsledku zvýšení rychlosti pohybu molekul s rostoucí teplotou). Při dalším zahřívání plynu při teplotách nad 1 200 ºС začíná rozpad molekul plynu na atomy a při teplotách nad 10 000 ºС - částečný nebo úplný rozpad atomů plynu na jejich složky elementární částice- elektrony a atomová jádra. Plazma je čtvrté skupenství hmoty, ve kterém jsou molekuly nebo atomy látky částečně nebo úplně zničeny vlivem vysokých teplot nebo z jiných důvodů. 99,9 % hmoty ve vesmíru je v plazmovém stavu.
Hvězdy jsou třídou vesmírných těles o hmotnosti 10 26 -10 29 kg.
Hvězda je horké plazmové sférické kosmické těleso, které je zpravidla v hydrodynamické a termodynamické rovnováze.
Pokud je rovnováha narušena, hvězda začne pulsovat (mění se její velikost, svítivost a teplota). Hvězda se stává proměnnou hvězdou.
Proměnná hvězda je hvězda, jejíž jasnost (viditelná jasnost na obloze) se v čase mění. Důvody pro variabilitu mohou být fyzikální procesy v útrobách hvězdy. Takové hvězdy se nazývají fyzikálních proměnných(například δ Cephei. Jemu podobné proměnné se začaly nazývat Cefeidy).
Seznamte se a zákrytové proměnné hvězd, jejichž proměnlivost je způsobena vzájemnými zákryty jejich složek(například β Persei - Algol. Jeho variabilitu poprvé objevil v roce 1669 italský ekonom a astronom Geminiano Montanari).
Zákrytové proměnné hvězdy jsou vždy dvojnásobek, těch. skládají se ze dvou blízko sebe ležících hvězd. Proměnné hvězdy na hvězdných mapách jsou označeny kroužkem:
Hvězdy nejsou vždy koule. Pokud se hvězda otáčí velmi rychle, pak její tvar není kulový. Hvězda se stahuje z pólů a stává se jako mandarinka nebo dýně (například Vega, Regulus). Pokud je hvězda dvojitá, pak vzájemná přitažlivost těchto hvězd k sobě ovlivňuje i jejich tvar. Stávají se vejčitým nebo melounovým tvarem (například součásti dvojité hvězdy β Lyrae nebo Spica):
Hvězdy jsou hlavními obyvateli naší Galaxie (naše Galaxie se píše s velkým písmenem). Je v něm asi 200 miliard hvězd. S pomocí i těch největších dalekohledů lze vidět pouze půl procenta z celkového počtu hvězd v Galaxii. Více než 95 % veškeré hmoty pozorované v přírodě je soustředěno ve hvězdách. Zbývajících 5 % tvoří mezihvězdný plyn, prach a všechna nesamosvítící tělesa.
Kromě Slunce jsou od nás všechny hvězdy tak daleko, že i nanejvýš velké dalekohledy jsou pozorovány ve formě světelných bodů různých barev a lesku. Nejbližší systém ke Slunci je systém α Centauri sestávající ze tří hvězd. Jeden z nich, červený trpaslík zvaný Proxima, je nejbližší hvězdou. Je vzdálená 4,2 světelných let. Na Sirius - 8,6 sv. let, do Altairu - 17. sv. let. Do Vega - 26. sv. let. K Polárce - 830 sv. let. Do Deneb - 1 500 sv. let. Poprvé v roce 1837 byl V.Ya schopen určit vzdálenost k jiné hvězdě (byla to Vega). Struve.
První hvězdou, pro kterou bylo možné získat obraz disku (a dokonce i některých skvrn na něm), je Betelgeuse (α Orionis). Ale je to proto, že Betelgeuse má 500-800krát větší průměr než Slunce (hvězda pulsuje). Byl také získán snímek Altairova disku (α Aquila), ale je to proto, že Altair je jednou z nejbližších hvězd.
Barva hvězd závisí na teplotě jejich vnějších vrstev. Teplotní rozsah - od 2 000 do 60 000 °C. Nejchladnější hvězdy jsou červené a nejžhavější modré. Podle barvy hvězdy můžete posoudit, jak horké jsou její vnější vrstvy.
Příklady červených hvězd: Antares (α Scorpii) a Betelgeuse (α Orionis).
Příklady oranžových hvězd: Aldebaran (α Tauri),
Arcturus (α Bootes)
a Pollux (β Gemini).
Příklady žlutých hvězd: Slunce, Capella (α Aurigae) a Toliman (α Centauri).
Příklady žlutobílých hvězd: Procyon (α Canis Minor) a Canopus (α Carinae).
Příklady bílých hvězd: Sirius (α Canis Majoris), Vega (α Lyrae), Altair (α Eagle) a Deneb (α Cygnus).
Příklady namodralých hvězd: Regulus (α Leo) a Spica (α Virgo).
Vzhledem k tomu, že z hvězd pochází velmi málo světla, je lidské oko schopno rozlišit barevné odstíny pouze od nejjasnějších z nich. S dalekohledem a ještě více s dalekohledem (zachytí více světla než oko) se barva hvězd stává nápadnější.
Teplota se zvyšuje s hloubkou. I ty nejchladnější hvězdy mají ve svých centrech teploty dosahující milionů stupňů. Slunce má ve svém středu asi 15 000 000 °C (používá se i Kelvinova stupnice - stupnice absolutních teplot, ale když mluvíme o velmi vysokých teplotách, lze zanedbat rozdíl 273 º mezi Kelvinovou a Celsiovou stupnicí).
Co tak zahřívá hvězdný interiér? Ukazuje se, že se dějí termonukleární procesy, v důsledku čehož se uvolňuje obrovské množství energie. V překladu z řečtiny znamená „termoska“ teplý. Hlavním chemickým prvkem, ze kterého se skládají hvězdy, je vodík. Právě ta je palivem pro termonukleární procesy. Při těchto procesech dochází k přeměně jader atomů vodíku na jádra atomů helia, což je doprovázeno uvolňováním energie. Počet jader vodíku ve hvězdě klesá a počet jader helia stoupá. Postupem času se ve hvězdě syntetizují další. chemické prvky. Všechny chemické prvky, které tvoří molekuly různých látek, se kdysi zrodily v hlubinách hvězd.„Hvězdy jsou minulostí člověka a člověk je budoucností hvězdy,“ jak se někdy obrazně říká.
Proces hvězdy vyzařující energii ve formě elektromagnetických vln a částic se nazývá záření. Hvězdy vyzařují energii nejen ve formě světla a tepla, ale i další druhy záření – gama záření, rentgenové záření, ultrafialové, rádiové záření. Hvězdy navíc vyzařují proudy neutrálních a nabitých částic. Tyto proudy tvoří hvězdný vítr. Hvězdný vítr je proces odlivu hmoty z hvězd do vesmíru. V důsledku toho se hmotnost hvězd neustále a postupně zmenšuje. Je to hvězdný vítr ze Slunce (sluneční vítr), který vede ke vzniku polární světla na Zemi a dalších planetách. Je to sluneční vítr, který vychyluje ohony komet ve směru opačném ke Slunci.
Hvězdy se samozřejmě neobjevují z prázdnoty (prostor mezi hvězdami není absolutní vakuum). Materiály jsou plyn a prach. V prostoru jsou rozmístěny nerovnoměrně a tvoří beztvará oblaka velmi nízké hustoty a obrovského rozsahu – od jednoho nebo dvou až po desítky světelných let. Takovým oblakům se říká šířit plyno-prachové mlhoviny. Teplota v nich je velmi nízká – asi -250 °C. Ale ne každá plyno-prachová mlhovina produkuje hvězdy. Některé mlhoviny mohou na dlouhou dobu existovat bez hvězd. Jaké podmínky jsou nutné pro zahájení procesu zrození hvězdy? První je hmotnost oblaku. Pokud není dostatek hmoty, tak se hvězda samozřejmě neobjeví. Za druhé, kompaktnost. Pokud je cloud příliš roztažený a uvolněný, nemohou začít procesy jeho komprese. No a do třetice je potřeba semínko - tzn. sraženina prachu a plynu, která se později stane zárodkem hvězdy – protohvězdy. Protostar- toto je hvězda v konečné fázi svého formování. Pokud jsou tyto podmínky splněny, pak začne gravitační komprese a ohřev oblaku. Tento proces končí formování hvězd- vzhled nových hvězd. Tento proces trvá miliony let. Astronomové našli mlhoviny, ve kterých je proces vzniku hvězd v plném proudu – některé hvězdy se již rozsvítily, některé jsou ve formě embryí – protohvězd a mlhovina je stále zachována. Příkladem je Velká mlhovina v Orionu.
Hlavní fyzikální vlastnosti hvězdy jsou svítivost, hmotnost a poloměr(neboli průměr), které jsou určeny z pozorování. Z jejich znalosti a také chemického složení hvězdy (které je určeno jejím spektrem) lze vypočítat model hvězdy, tzn. fyzikální podmínky v jeho hloubce, aby prozkoumal procesy, které se v něm odehrávají.Podívejme se podrobněji na hlavní charakteristiky hvězd.
Hmotnost. Hmotnost lze přímo odhadnout pouze podle gravitační vliv hvězdy na okolní těla. Hmotnost Slunce byla například určena ze známých období rotace planet kolem něj. Planety nejsou u jiných hvězd přímo pozorovány. Spolehlivé měření hmotnosti je možné pouze pro dvojhvězdy (pomocí Keplerova zákona zobecněného Newtonem III, na pak je chyba 20-60%). Asi polovina všech hvězd v naší Galaxii je dvojitá. Hmotnosti hvězd se pohybují od ≈0,08 do ≈100 hmotností Slunce.Neexistují žádné hvězdy s hmotností menší než 0,08 hmotnosti Slunce, jednoduše se nestávají hvězdami, ale zůstávají temnými tělesy.Hvězdy o hmotnosti větší než 100 hmotností Slunce jsou extrémně vzácné. Většina hvězd má hmotnost menší než 5 hmotností Slunce. Osud hvězdy závisí na její hmotnosti, tzn. scénář, podle kterého se hvězda vyvíjí a vyvíjí. Malí, chladní červení trpaslíci využívají vodík velmi střídmě, a proto jejich životy trvají stovky miliard let. Životnost Slunce, žlutého trpaslíka, je asi 10 miliard let (Slunce už prožilo asi polovinu svého života). Masivní veleobri rychle spotřebovávají vodík a během několika milionů let po svém narození zmizí. Čím hmotnější je hvězda, tím kratší je její životní dráha.
Stáří vesmíru se odhaduje na 13,7 miliardy let. Hvězdy starší než 13,7 miliardy let proto ještě neexistují.
- Hvězdy s hmotností 0,08 sluneční hmoty jsou hnědí trpaslíci; jejich osudem je neustálé stlačování a ochlazování se zastavením všech termonukleárních reakcí a přeměnou v temná tělesa podobná planetám.
- Hvězdy s hmotností 0,08-0,5
Hmoty Slunce (jedná se vždy o červené trpaslíky) se po spotřebování vodíku začnou pomalu stlačovat, přičemž se zahřívá a stává se z něj bílý trpaslík.
- Hvězdy s hmotností 0,5-8
hmoty Slunce se na konci svého života promění nejprve v červené obry a poté v bílé trpaslíky. Vnější vrstvy hvězdy jsou rozptýleny do vesmír tak jako planetární mlhovina. Planetární mlhovina má často kulovitý nebo prstencový tvar.
- Hvězdy s hmotností 8-10 sluneční hmoty mohou na konci svého života explodovat, nebo mohou tiše stárnout, nejprve se promění v červené veleobry a poté v červené trpaslíky.
- Hvězdy s hmotností větší než 10
hmotnost Slunce na konci cesta života nejprve se stanou červenými veleobry, pak explodují jako supernovy (supernova není nová hvězda, ale stará hvězda) a poté se změní v neutronové hvězdy nebo se stanou černými dírami.
Černé díry- nejsou to díry ve vesmíru, ale předměty (zbytky masivní hvězdy) s velmi vysokou hmotností a hustotou. Černé díry nemají ani nadpřirozené, ani magické schopnosti a nejsou „monstry vesmíru“. Mají prostě tak silné gravitační pole, že je nemůže opustit žádné záření (ani viditelné - světelné, ani neviditelné). Proto jsou černé díry neviditelné. Lze je však detekovat podle jejich účinku na okolní hvězdy a mlhoviny. Černé díry jsou ve Vesmíru zcela běžným jevem a není třeba se jich bát. Ve středu naší Galaxie může být supermasivní černá díra.
Poloměr (nebo průměr). Velikosti hvězd se velmi liší – od několika kilometrů (neutronové hvězdy) až po 2000násobek průměru Slunce (supergianti). Zpravidla platí, že čím menší je hvězda, tím vyšší je její průměrná hustota. U neutronových hvězd dosahuje hustota 10 13 g/cm 3! Náprstek takové látky by na Zemi vážil 10 milionů tun. Ale supergianti mají hustotu menší než hustotu vzduchu na povrchu Země.
Průměry některých hvězd ve srovnání se Sluncem:
Sirius a Altair jsou 1,7krát větší,
Vega je 2,5krát větší,
Regulus je 3,5krát větší,
Arcturus je 26krát větší
Polar je 30krát větší,
Příčka je 70krát větší,
Deneb je 200krát větší,
Antares je 800krát větší,
YV Canis Majoris je 2000krát větší (největší známá hvězda).
Svítivost je celková energie emitovaná objektem (v tomto případě hvězdami) za jednotku času. Svítivost hvězd se obvykle porovnává se svítivostí Slunce (svítivost hvězd se vyjadřuje pomocí svítivosti Slunce). Sirius například vyzařuje 22krát více energie než Slunce (svítivost Síria se rovná 22 Sluncím). Svítivost Vega je 50 Sluncí a svítivost Deneba je 54 000 Sluncí (Deneb je jedna z nejmocnějších hvězd).
Zdánlivá jasnost (přesněji jasnost) hvězdy na pozemské obloze závisí na:
- vzdálenost ke hvězdě. Pokud se k nám hvězda přiblíží, její zdánlivá jasnost se bude postupně zvyšovat. A naopak, jak se hvězda od nás vzdaluje, její zdánlivá jasnost bude postupně klesat. Vezmete-li dvě stejné hvězdy, bude se ta, která je k nám blíže, jevit jasnější.
- na teplotě vnějších vrstev.Čím je hvězda žhavější, tím více světelné energie vysílá do vesmíru a tím jasnější se jeví. Pokud se hvězda ochladí, její zdánlivá jasnost na obloze se sníží. Dvě hvězdy stejné velikosti a stejné vzdálenosti od nás se budou jevit stejně ve zdánlivé jasnosti za předpokladu, že budou vydávat stejné množství světelné energie, tzn. mají stejnou teplotu jako vnější vrstvy. Pokud je jedna z hvězd chladnější než druhá, bude se zdát méně jasná.
- na velikosti (průměru). Pokud vezmete dvě hvězdy se stejnou teplotou vnějších vrstev (stejnou barvou) a umístíte je do stejné vzdálenosti od nás, větší hvězda bude vyzařovat více světelné energie, a proto se bude na obloze jevit jako jasnější.
- z absorpce světla oblaky kosmického prachu a plynu umístěnými v dráze zorného pole.Čím silnější je vrstva kosmického prachu, tím více světla z hvězdy pohltí a hvězda se jeví slabší. Vezmeme-li dvě stejné hvězdy a před jednu z nich umístíme plyno-prachovou mlhovinu, bude se tato hvězda jevit méně jasná.
- z výšky hvězdy nad obzorem. V blízkosti obzoru je vždy hustý opar, který pohlcuje část světla z hvězd. V blízkosti obzoru (krátce po východu nebo těsně před západem slunce) se hvězdy vždy jeví slabší, než když jsou nad hlavou.
Je velmi důležité nezaměňovat pojmy „zjevit se“ a „být“.
Hvězda může být sám o sobě velmi světlý, ale zdát se tlumené z různých důvodů: kvůli velké vzdálenosti k němu, kvůli jeho malé velikosti, kvůli absorpci jeho světla kosmickým prachem nebo prachem v zemské atmosféře. Proto, když mluví o jasu hvězdy na pozemské obloze, používají frázi „zdánlivý jas“ nebo „brilance“.
Jak již bylo zmíněno, existují dvojhvězdy. Ale existují také trojité (například α Centauri) a čtyřnásobné (například ε Lyra) a pět a šest (například Castor) atd. Jednotlivé hvězdy v hvězdný systém volal komponenty. Nazývají se hvězdy s více než dvěma složkami násobky hvězdy. Všechny složky vícenásobné hvězdy jsou spojeny vzájemnými gravitačními silami (tvoří soustavu hvězd) a pohybují se po složitých trajektoriích.
Pokud existuje mnoho komponent, pak to již není vícenásobná hvězda, ale hvězdokupa. Rozlišovat míč A rozptýlené hvězdokupy. Kulové hvězdokupy obsahují mnoho starých hvězd a jsou starší než otevřené hvězdokupy, které obsahují mnoho mladých hvězd. Kulové hvězdokupy jsou poměrně stabilní, protože... hvězdy v nich jsou od sebe v malých vzdálenostech a síly vzájemné přitažlivosti mezi nimi jsou mnohem větší než mezi hvězdami otevřených hvězdokup. Otevřené shluky se v průběhu času dále rozptýlí.
Otevřené hvězdokupy se obvykle nacházejí na nebo blízko pásma Mléčné dráhy. Naopak kulové hvězdokupy se nacházejí na hvězdné obloze daleko od Mléčné dráhy.
Některé hvězdokupy lze na obloze vidět i pouhým okem. Například otevřené hvězdokupy Hyády a Plejády (M 45) v Býku, otevřená hvězdokupa Manger (M 44) v Raku, kulová hvězdokupa M 13 v Herkulovi. Poměrně hodně jich je vidět dalekohledem.
