Претходна. Видови ѕвезди во набљудуваниот универзум Вселенски ѕвезди

Наизглед незабележливиот UY Shield

Модерната астрофизика, во однос на ѕвездите, се чини дека повторно го преживува својот повој. Набљудувањето на ѕвездите дава повеќе прашања отколку одговори. Затоа, кога прашувате која ѕвезда е најголема во Универзумот, треба веднаш да бидете подготвени за одговарање на прашања. Дали прашувате за најголемата ѕвезда позната на науката или за тоа кои граници науката ги ограничува ѕвездата? Како што е обично случај, и во двата случаи нема да добиете јасен одговор. Најверојатниот кандидат за најголема ѕвезда сосема подеднакво ја дели дланката со своите „соседи“. Останува отворено и колку може да е помал од вистинскиот „крал на ѕвездата“.

Споредба на големини на Сонцето и ѕвездата UY Scuti. Сонцето е речиси невидлив пиксел лево од UY Scutum.

Со одредена резерва, суперџинот UY Scuti може да се нарече најголемата ѕвезда забележана денес. Зошто „со резервација“ ќе биде наведено подолу. UY Scuti е оддалечена 9.500 светлосни години од нас и е забележана како слаба променлива ѕвезда, видлива во мал телескоп. Според астрономите, неговиот радиус надминува 1.700 сончеви радиуси, а за време на периодот на пулсирање оваа големина може да се зголеми и до 2.000.

Излегува дека доколку таква ѕвезда би била поставена на местото на Сонцето, сегашните орбити на копнената планета би биле во длабочините на суперџин, а границите на нејзината фотосфера на моменти би се приближувале до орбитата. Ако ја замислиме нашата Земја како зрно леќата, а Сонцето како лубеница, тогаш дијаметарот на штитот UY ќе биде споредлив со висината на ТВ-кулата Останкино.

За летање околу таква ѕвезда со брзина на светлината ќе бидат потребни 7-8 часа. Да потсетиме дека светлината што ја емитува Сонцето стигнува до нашата планета за само 8 минути. Ако летате со иста брзина како што прави една револуција околу Земјата за час и половина, тогаш летот околу UY Scuti ќе трае околу 36 години. Сега да ги замислиме овие ваги, имајќи предвид дека ISS лета 20 пати побрзо од куршум и десетици пати побрзо од патничките авиони.

Маса и сјајност на UY Scuti

Вреди да се напомене дека таквата монструозна големина на UY Shield е целосно неспоредлива со неговите други параметри. Оваа ѕвезда е „само“ 7-10 пати помасивна од Сонцето. Излегува дека просечната густина на овој суперџин е речиси милион пати помала од густината на воздухот околу нас! За споредба, густината на Сонцето е еден и пол пати поголема од густината на водата, а зрно материја дури „тежи“ милиони тони. Грубо кажано, просечната материја на таква ѕвезда е слична по густина на слојот од атмосферата сместен на надморска височина од околу сто километри над морското ниво. Овој слој, исто така наречен Карман линија, е конвенционалната граница помеѓу земјината атмосфера и вселената. Излегува дека густината на UY Shield е само малку помала од вакуумот на просторот!

Исто така UY Scutum не е најсветлиот. Со сопствена сјајност од 340.000 сончеви зраци, таа е десетици пати послаба од најсјајните ѕвезди. Добар пример е ѕвездата R136, која, како најмасивна ѕвезда позната денес (265 соларни маси), е речиси девет милиони пати посветла од Сонцето. Згора на тоа, ѕвездата е само 36 пати поголема од Сонцето. Излегува дека R136 е 25 пати посветол и приближно ист број пати помасивен од UY Scuti, и покрај фактот што е 50 пати помал од гигантот.

Физички параметри на UY Shield

Генерално, UY Scuti е пулсирачки променлив црвен суперџин од спектрална класа M4Ia. Односно, на дијаграмот на спектарот-осветленост Херцпрунг-Расел, UY Scuti се наоѓа во горниот десен агол.

Во моментов, ѕвездата се приближува кон последните фази од својата еволуција. Како и сите суперџинови, почна активно да согорува хелиум и некои други потешки елементи. Според сегашните модели, за неколку милиони години, UY Scuti сукцесивно ќе се трансформира во жолт суперџин, а потоа во светло сина променлива или ѕвезда Wolf-Rayet. Последните фази од нејзината еволуција ќе бидат експлозија на супернова, за време на која ѕвездата ќе ја фрли својата обвивка, најверојатно оставајќи зад себе неутронска ѕвезда.

Веќе сега, UY Scuti ја покажува својата активност во форма на полуредовна варијабилност со приближен период на пулсирање од 740 дена. Имајќи предвид дека ѕвездата може да го промени својот радиус од 1700 на 2000 сончеви радиуси, брзината на нејзиното ширење и контракција е споредлива со брзината на вселенските бродови! Неговата загуба на маса е со импресивна стапка од 58 милиони соларни маси годишно (или 19 маси на Земјата годишно). Ова е речиси една и пол маса на Земјата месечно. Така, се наоѓа на главната низа пред милиони години, UY Scuti можеше да има маса од 25 до 40 соларни маси.

Гиганти меѓу ѕвездите

Враќајќи се на одрекувањето наведено погоре, забележуваме дека приматот на UY Scuti како најголема позната ѕвезда не може да се нарече недвосмислен. Факт е дека астрономите сè уште не можат да го одредат растојанието до повеќето ѕвезди со доволен степен на точност и затоа да ги проценат нивните големини. Покрај тоа, големите ѕвезди обично се многу нестабилни (сетете се на пулсирањето на UY Scuti). Исто така, тие имаат прилично заматена структура. Тие може да имаат прилично обемна атмосфера, непроѕирни обвивки од гас и прашина, дискови или голема придружна ѕвезда (на пример, VV Cephei, види подолу). Невозможно е точно да се каже каде лежи границата на таквите ѕвезди. На крајот на краиштата, воспоставениот концепт за границата на ѕвездите како радиус на нивната фотосфера е веќе крајно произволен.

Според тоа, оваа бројка може да вклучува околу десетина ѕвезди, кои вклучуваат NML Cygnus, VV Cephei A, VY Canis Majoris, WOH G64 и некои други. Сите овие ѕвезди се наоѓаат во близина на нашата галаксија (вклучувајќи ги и нејзините сателити) и на многу начини се слични една на друга. Сите тие се црвени суперџинови или хиперџинови (видете подолу за разликата помеѓу супер и хипер). Секој од нив ќе се претвори во супернова за неколку милиони, па дури и илјадници години. Тие се исто така слични по големина, лежат во опсег од 1400-2000 соларни.

Секоја од овие ѕвезди има своја особеност. Така, во UY Scutum оваа карактеристика е претходно споменатата варијабилност. WOH G64 има тороидална обвивка од гас-прашина. Исклучително интересна е променливата ѕвезда со двојно затемнување VV Cephei. Тоа е близок систем од две ѕвезди, кој се состои од црвениот хиперџин VV Cephei A и сината ѕвезда од главната низа VV Cephei B. Центарот на овие ѕвезди се наоѓа една од друга на околу 17-34 . Имајќи предвид дека радиусот на VV Cepheus B може да достигне 9 AU. (1900 соларни радиуси), ѕвездите се наоѓаат на „должината на раката“ една од друга. Нивниот тандем е толку близок што цели парчиња од хипергигантот течат со огромна брзина кон „малиот сосед“, кој е речиси 200 пати помал од него.

Во потрага по лидер

Во такви услови, проценката на големината на ѕвездите е веќе проблематична. Како можеме да зборуваме за големината на ѕвездата ако нејзината атмосфера се влева во друга ѕвезда или непречено се претвори во диск од гас и прашина? Ова е и покрај фактот што самата ѕвезда се состои од многу редок гас.

Покрај тоа, сите најголеми ѕвезди се крајно нестабилни и краткотрајни. Таквите ѕвезди можат да живеат неколку милиони, па дури и стотици илјади години. Затоа, кога набљудувате џиновска ѕвезда во друга галаксија, можете да бидете сигурни дека неутронска ѕвезда сега пулсира на нејзино место или црна дупка го свиткува просторот, опкружен со остатоци од експлозија на супернова. Дури и ако таква ѕвезда е оддалечена илјадници светлосни години од нас, не може да биде целосно сигурен дека сè уште постои или останува истиот џин.

На ова да ја додадеме несовршеноста на современите методи за одредување на растојанието до ѕвездите и голем број неодредени проблеми. Излегува дека дури и меѓу десетина познати најголеми ѕвезди, невозможно е да се идентификува конкретен лидер и да се подредат по редослед на зголемување на големината. Во овој случај, UY Shield беше наведен како најверојатен кандидат да ја води Големата десетка. Тоа воопшто не значи дека неговото водство е непобитно и дека, на пример, NML Cygnus или VY Canis Majoris не можат да бидат поголеми од неа. Затоа, различни извори можат да одговорат на прашањето за најголемата позната ѕвезда на различни начини. Ова помалку зборува за нивната неспособност отколку за фактот дека науката не може да даде недвосмислени одговори дури и на такви директни прашања.

Најголем во универзумот

Ако науката не се обврза да ја издвои најголемата меѓу откриените ѕвезди, како можеме да зборуваме за тоа која ѕвезда е најголема во Универзумот? Научниците проценуваат дека бројот на ѕвезди, дури и во вселената што може да се набљудува, е десет пати поголем од бројот на зрнца песок на сите плажи во светот. Се разбира, дури и најмоќните модерни телескопи можат да видат незамисливо помал дел од нив. Нема да помогне во потрагата по „ѕвезден водач“ што најголемите ѕвезди можат да се истакнат по нивната сјајност. Без оглед на нивната осветленост, таа ќе избледи кога ќе ги набљудувате далечните галаксии. Покрај тоа, како што беше забележано претходно, најсјајните ѕвезди не се најголеми (на пример, R136).

Да се ​​потсетиме и дека кога набљудуваме голема ѕвезда во далечна галаксија, всушност ќе го видиме нејзиниот „дух“. Затоа, не е лесно да се најде најголемата ѕвезда во универзумот; потрагата по неа едноставно ќе биде бесмислено.

Хипергиганти

Ако најголемата ѕвезда е практично невозможно да се најде, можеби вреди да се развие теоретски? Односно да се најде одредена граница по која постоењето на ѕвезда повеќе не може да биде ѕвезда. Сепак, и овде модерната наука се соочува со проблем. Современиот теоретски модел на еволуција и физика на ѕвездите не објаснува многу од она што всушност постои и се набљудува во телескопите. Пример за ова се хипергигантите.

Астрономите постојано мораа да ја подигнат границата на ѕвездената маса. Ова ограничување првпат беше воведено во 1924 година од англискиот астрофизичар Артур Едингтон. Добивајќи кубна зависност на сјајноста на ѕвездите од нивната маса. Едингтон сфатил дека ѕвездата не може да акумулира маса на неодредено време. Осветленоста се зголемува побрзо од масата, а тоа порано или подоцна ќе доведе до нарушување на хидростатската рамнотежа. Лесниот притисок на зголемената осветленост буквално ќе ги однесе надворешните слоеви на ѕвездата. Границата пресметана од Едингтон беше 65 соларни маси. Последователно, астрофизичарите ги усовршија неговите пресметки со додавање на непознати компоненти и користење на моќни компјутери. Значи, сегашната теоретска граница за масата на ѕвездите е 150 соларни маси. Сега запомнете дека R136a1 има маса од 265 соларни маси, речиси двојно повеќе од теоретската граница!

R136a1 е најмасивната ѕвезда во моментов позната. Покрај неа, неколку други ѕвезди имаат значителна маса, чиј број во нашата галаксија може да се изброи на една рака. Таквите ѕвезди биле наречени хиперџинови. Забележете дека R136a1 е значително помал од ѕвездите кои, се чини, треба да бидат пониски во класата - на пример, суперџинот UY Scuti. Тоа е затоа што не најголемите ѕвезди се нарекуваат хиперџинови, туку најмасивните. За такви ѕвезди, беше создадена посебна класа на дијаграмот на спектарот-осветленост (O), кој се наоѓа над класата на суперџинови (Ia). Точната почетна маса на хипергигантот не е утврдена, но, по правило, нивната маса надминува 100 соларни маси. Ниту една од најголемите ѕвезди на Биг Десет не ги достигнува тие граници.

Теоретски ќорсокак

Модерната наука не може да ја објасни природата на постоењето на ѕвезди чија маса надминува 150 сончеви маси. Ова го покренува прашањето како може да се одреди теоретската граница на големината на ѕвездите ако радиусот на ѕвездата, за разлика од масата, сам по себе е нејасен концепт.

Да го земеме предвид фактот дека не се знае точно какви биле ѕвездите од првата генерација и какви ќе бидат во текот на понатамошната еволуција на Универзумот. Промените во составот и металноста на ѕвездите може да доведат до радикални промени во нивната структура. Астрофизичарите допрва треба да ги сфатат изненадувањата што ќе им ги претстават понатамошните набљудувања и теоретски истражувања. Сосема е можно UY Scuti да испадне како вистинска трошка на позадината на хипотетичката „кралска ѕвезда“ која сјае некаде или ќе блесне во најоддалечените агли на нашиот Универзум.

Ѕвездите се огромни топчиња од топла плазма. Големината на некои од нив ќе го воодушеви и најневпечатливиот читател. Па, дали сте подготвени да бидете изненадени?
Подолу е листа на десетте најголеми (по дијаметар) ѕвезди во Универзумот. Веднаш да резервираме дека оваа десетка е составена од оние ѕвезди што веќе ги знаеме. Со голем степен на веројатност, во пространоста на нашиот огромен Универзум, има светилници со уште поголем дијаметар. Исто така, вреди да се напомене дека некои од претставените небесни тела припаѓаат на класата на променливи ѕвезди, т.е. тие периодично се прошируваат и се собираат. И, конечно, нагласуваме дека во астрономијата сите мерења имаат одредена грешка, така што бројките дадени овде може да се разликуваат во незначителен степен за таква скала од реалните големини на ѕвездите.

1. VY Canis Majoris
Овој црвен хиперџин ги остави далеку зад себе сите свои конкуренти. Радиусот на ѕвездата, според различни проценки, го надминува сончевиот за 1800-2100 пати. Ако VY Canis Majoris беше центарот на нашиот Сончев систем, неговиот раб би бил многу блиску до орбитата. Оваа ѕвезда се наоѓа на околу 4,9 илјади светлосни години во соѕвездието Големи кучиња.

2. В.В. Цефеи А
Ѕвездата се наоѓа во соѕвездието Цефеј на растојание од околу 2,4 илјади светлосни години. Овој црвен хиперџин е 1600-1900 пати поголем од нашиот.

3. Му Цефеи
Се наоѓа во истото соѕвездие. Овој црвен суперџин е 1650 пати поголем од Сонцето. Покрај тоа, Му Цефеи е една од најсјајните ѕвезди. Таа е повеќе од 38.000 пати посветла од нашата ѕвезда.

4. V838 Еднорог
Оваа црвена променлива ѕвезда се наоѓа во соѕвездието Моноцерос на оддалеченост од 20 илјади светлосни години од Земјата. Можеби оваа ѕвезда била дури и поголема од VV Cephei A и Mu Cephei, но огромното растојание што ја дели ѕвездата од нашата планета не дозволува попрецизни пресметки во моментов. Затоа, обично се доделува од 1170 до 1970 сончеви радиуси.

5. СЗО G64
Претходно се сметаше дека овој црвен хиперџин би можел да му парира на VY Canis Majoris по големина. Меѓутоа, неодамна беше откриено дека оваа ѕвезда од соѕвездието Дорадус е само 1540 пати поголема од Сонцето. Ѕвездата се наоѓа надвор од Млечниот Пат во џуџестата галаксија Големиот Магеланов Облак.

6. V354 Цефеи
Овој црвен хипергигант е прилично помал од СЗО G64: тој е 1520 пати поголем од Сонцето. Ѕвездата е релативно блиску, само 9 илјади светлосни години од Земјата во соѕвездието Цефеј.

7. КИ Лебед
Оваа ѕвезда е најмалку 1420 пати поголема од Сонцето. Но, според некои пресметки, тој би можел дури и да биде на врвот на листата: аргументот е сериозен - 2850 сончеви радиуси. Сепак, вистинската големина на небесното тело е најверојатно блиску до долната граница, што ја доведе ѕвездата до седмата линија од нашиот рејтинг. Ѕвездата се наоѓа на 5 илјади светлосни години од Земјата во соѕвездието Лебед.

8. KW Стрелец
Сместен во соѕвездието Стрелец, црвениот суперџин е 1460 пати поголем од радиусот на Сонцето.

9. РВ Цефеј
Сè уште има контроверзии околу димензиите на четвртиот претставник на соѕвездието Цефеј. Неговите димензии се околу 1260-1650 сончеви радиуси.

10. Бетелгез
Овој црвен суперџин се наоѓа на само 640 светлосни години од нашата планета во соѕвездието Орион. Неговата големина е 1180 сончеви радиуси. Научниците веруваат дека Бетелгез може повторно да се роди во секој момент и ние ќе можеме да го набљудуваме овој интересен процес речиси „од првиот ред“.

Споредбените големини на ѕвездите може да се проценат од ова видео:

За многу векови, милиони човечки очи, со почетокот на ноќта, го насочуваат погледот нагоре - кон мистериозните светла на небото - ѕвезди на нашиот универзум. Античките луѓе гледале различни фигури на животни и луѓе во јата ѕвезди и секој од нив создал своја приказна. Подоцна, таквите јата почнаа да се нарекуваат соѕвездија. Денес, астрономите идентификуваат 88 соѕвездија кои го делат ѕвезденото небо на одредени области со кои може да се движите и да ја одредите локацијата на ѕвездите. Во нашиот универзум, најбројните објекти достапни за човечкото око се ѕвездите. Тие претставуваат извор на светлина и енергија за целиот Сончев систем. Тие, исто така, создаваат тешки елементи неопходни за потеклото на животот. И без ѕвездите на универзумот немаше да има живот, бидејќи Сонцето ја дава својата енергија на речиси сите живи суштества на Земјата. Ја загрева површината на нашата планета, а со тоа создава топла оаза полна со живот меѓу вечниот мраз на вселената. Степенот на осветленост на ѕвезда во универзумот се одредува според нејзината големина.

Дали ја познавате најголемата ѕвезда во целиот универзум?

Ѕвездата VY Canis Majoris, сместена во соѕвездието Големо куче, е најголемиот претставник на ѕвездениот свет. Во моментов таа е најголемата ѕвезда во Универзумот. Ѕвездата се наоѓа на 5 илјади светлосни години од Сончевиот систем. Дијаметарот на ѕвездата е 2,9 милијарди километри.

Но, не сите ѕвезди во Универзумот се толку огромни. Постојат и таканаречени џуџести ѕвезди.

Компаративни големини на ѕвезди

Астрономите ја оценуваат големината на ѕвездите на скала според која колку е посветла ѕвездата, толку е помал нејзиниот број. Секој следен број одговара на ѕвезда десет пати помалку светла од претходната. Најсветлата ѕвезда на ноќното небо во универзумот е Сириус. Неговата привидна величина е -1,46, што значи дека е 15 пати посветла од ѕвезда со светлинска величина нула. Ѕвездите чија светлинска величина е 8 или повеќе не може да се видат со голо око. Ѕвездите исто така се класифицираат по боја во спектрални класи, што ја покажува нивната температура. Постојат следните класи на ѕвезди во Универзумот: O, B, A, F, G, K и M. Класата О одговара на најжешките ѕвезди во Универзумот - сина. Најкул ѕвезди припаѓаат на класата М, нивната боја е црвена.

Спротивно на популарното верување, вреди да се напомене дека ѕвездите на Универзумот всушност не трепкаат. Ова е само оптичка илузија - резултат на атмосферски пречки. Сличен ефект може да се забележи на топол летен ден, гледајќи во топол асфалт или бетон. Топол воздух се крева и се чини како да гледате низ стакло што се тресе. Истиот процес предизвикува илузија на ѕвездено треперење. Колку е поблиску ѕвездата до Земјата, толку повеќе ќе „трепка“ бидејќи нејзината светлина поминува низ погустите слоеви на атмосферата.

Нуклеарно огниште на ѕвездите на универзумот

Ѕвезда во универзумот е џиновски нуклеарен центар. Нуклеарната реакција во неа го претвора водородот во хелиум, благодарение на процесот на фузија, на кој ѕвездата ја стекнува својата енергија. Водородните јадра со еден протон се комбинираат за да формираат атоми на хелиум со два протони. Јадрото на обичен водороден атом има само еден протон. Два изотопи на водород исто така содржат еден протон, но имаат и неутрони. Деутериумот има еден неутрон, додека тритиумот има два. Длабоко во ѕвездата, атом на деутериум се комбинира со атом на тритиум и формира атом на хелиум и слободен неутрон. Како резултат на овој долг процес, се ослободуваат огромни количини на енергија.

За ѕвездите од главната низа, главниот извор на енергија се нуклеарните реакции кои вклучуваат водород: циклусот протон-протон, карактеристичен за ѕвездите со маси околу Сонцето и циклусот CNO, кој се јавува само кај масивните ѕвезди и само ако тие содржат јаглерод. Во подоцнежните фази од животот на ѕвездата, нуклеарните реакции може да се случат со потешки елементи, до железо.

Кога ќе се исцрпи снабдувањето со водород на ѕвездата, таа почнува да го претвора хелиумот во кислород и јаглерод. Ако ѕвездата е доволно масивна, процесот на конверзија ќе продолжи додека јаглеродот и кислородот не формираат неон, натриум, магнезиум, сулфур и силициум. На крајот, овие елементи се претвораат во калциум, железо, никел, хром и бакар додека јадрото не биде целосно составено од метал. Штом се случи ова, нуклеарната реакција ќе престане бидејќи точката на топење на железото е превисока. Внатрешниот гравитациски притисок станува поголем од надворешниот притисок на нуклеарната реакција и, на крајот, ѕвездата пропаѓа. Понатамошниот развој на настаните зависи од почетната маса на ѕвездата.

Видови ѕвезди во универзумот

Главната низа е периодот на постоење на ѕвезди во Универзумот, во текот на кој во него се одвива нуклеарна реакција, што е најдолгиот период од животот на една ѕвезда. Нашето Сонце моментално е во овој период. За тоа време, ѕвездата претрпува мали флуктуации во осветленоста и температурата. Времетраењето на овој период зависи од масата на ѕвездата. Кај големите масивни ѕвезди е пократок, а кај малите е подолг. Многу големи ѕвезди имаат внатрешно гориво кое трае неколку стотици илјади години, додека малите ѕвезди како Сонцето ќе светат милијарди години. Најголемите ѕвезди се претвораат во сини џинови за време на главната низа.

Видови ѕвезди во универзумот
Црвениот џин- Ова е голема ѕвезда со црвеникава или портокалова боја. Претставува доцна фаза од циклусот кога залихите на водород се при крај, а хелиумот почнува да се претвора во други елементи. Зголемувањето на внатрешната температура на јадрото доведува до колапс на ѕвездата. Надворешната површина на ѕвездата се шири и лади, предизвикувајќи ѕвездата да стане црвена. Црвените џинови се многу големи. Нивната големина е сто пати поголема од обичните ѕвезди. Најголемиот од џиновите се претвора во црвени суперџинови. Ѕвездата наречена Бетелгез во соѕвездието Орион е најсветлиот пример на црвен суперџин.
Бело џуџе- ова е она што останува од обична ѕвезда откако ќе помине низ фазата на црвениот џин. Кога на ѕвездата нема повеќе гориво, таа може да ослободи дел од својата материја во вселената, формирајќи планетарна маглина. Она што останува е мртво јадро. Во него не е можна нуклеарна реакција. Сјае поради преостанатата енергија, но порано или подоцна истекува, а потоа јадрото се лади, претворајќи се во црно џуџе. Белите џуџиња се многу густи. Тие не се поголеми по големина од Земјата, но нивната маса може да се спореди со масата на Сонцето. Станува збор за неверојатно жешки ѕвезди, со температури кои достигнуваат 100.000 степени или повеќе.
Кафеаво џуџенаречена и подѕвезда. Во текот на нивниот животен циклус, некои протоѕвезди никогаш не достигнуваат критична маса за да започнат нуклеарни процеси. Ако масата на протоѕвезда е само 1/10 од масата на Сонцето, нејзиниот сјај ќе биде краткотраен, по што брзо ќе избледи. Она што останува е кафеаво џуџе. Тоа е масивна топка од гас, преголема за да биде планета и премногу мала за да биде ѕвезда. Тој е помал од Сонцето, но неколку пати поголем од Јупитер. Кафеавите џуџиња не испуштаат ниту светлина ниту топлина. Ова е само темен згрутчување на материја што постои во пространоста на Универзумот.
Цефеиде ѕвезда со променлива сјајност, чиј циклус на пулсирање се движи од неколку секунди до неколку години, во зависност од видот на променливата ѕвезда. Цефеидите обично ја менуваат својата сјајност на почетокот и на крајот од својот живот. Тие се внатрешни (промена на осветленоста поради процесите во внатрешноста на ѕвездата) и надворешни, менувајќи ја осветленоста поради надворешни фактори, како што е влијанието на орбитата на блиската ѕвезда. Ова се нарекува и двоен систем.
Многу ѕвезди во Универзумот се дел од големите ѕвездени системи. Двојни ѕвездие систем од две ѕвезди гравитациски врзани една за друга. Тие ротираат во затворени орбити околу еден центар на маса. Докажано е дека половина од сите ѕвезди во нашата галаксија имаат пар. Визуелно, спарените ѕвезди изгледаат како две посебни ѕвезди. Тие можат да се утврдат со поместување на линиите на спектарот (Доплер ефект). Во затемнувањето на бинарни системи, ѕвездите периодично се затемнуваат една со друга бидејќи нивните орбити се наоѓаат под мал агол во однос на линијата на видот.

Животен циклус на ѕвездите во универзумот

Ѕвезда во Универзумот го започнува својот живот како облак од прашина и гас наречен маглина. Гравитацијата на блиската ѕвезда или експлозивниот бран од супернова може да предизвикаат собирање на маглината. Елементите на гасниот облак се спојуваат во густ регион наречен протоѕвезда. Како резултат на последователна компресија, протоѕвездата се загрева. На крајот, тој достигнува критична маса и започнува нуклеарниот процес; постепено ѕвездата минува низ сите фази на своето постоење. Првата (нуклеарна) фаза од животот на ѕвездата е најдолга и најстабилна. Животниот век на ѕвездата зависи од нејзината големина. Големите ѕвезди побрзо го трошат своето витално гориво. Нивниот животен циклус може да трае не повеќе од неколку стотици илјади години. Но, малите ѕвезди живеат многу милијарди години, бидејќи побавно ја трошат својата енергија.

Но, како и да е, порано или подоцна, ѕвезденото гориво истекува, а потоа малата ѕвезда се претвора во црвен џин, а големата во црвен суперџин. Оваа фаза ќе трае додека горивото целосно не се потроши. Во овој критичен момент, внатрешниот притисок на нуклеарната реакција ќе ослабне и повеќе не може да ја балансира силата на гравитацијата, а како резултат на тоа, ѕвездата ќе пропадне. Малите ѕвезди во универзумот потоа обично се развиваат во планетарна маглина со светло, сјајно јадро наречено бело џуџе. Со текот на времето, се лади, претворајќи се во темна материја - црно џуџе.

За големите ѕвезди, работите се случуваат малку поинаку. За време на колапсот, тие ослободуваат неверојатни количини на енергија, а силна експлозија раѓа супернова. Ако неговата магнитуда е 1,4 соларни магнитуди, тогаш, за жал, јадрото нема да може да го одржи своето постоење и, по следниот колапс, суперновата ќе стане неутронска. Внатрешната материја на ѕвездата ќе се компресира до тој степен што атомите ќе формираат густа обвивка составена од неутрони. Ако големината на ѕвездите е три пати поголема од сончевата величина, тогаш колапсот едноставно ќе го уништи, ќе го избрише од лицето на Универзумот. Сè што ќе остане од него е област на силна гравитација, наречена црна дупка.

Маглината што ја остави зад себе ѕвезда во Универзумот може да се прошири во текот на милиони години. На крајот, ќе биде под влијание на гравитацијата на соседната ѕвезда или експлозивниот бран на супернова и сè ќе се случи повторно. Овој процес ќе се случи низ универзумот - бесконечен циклус на живот, смрт и повторно раѓање. Резултатот од оваа ѕвездена еволуција е формирање на тешки елементи неопходни за живот. Нашиот сончев систем потекнува од втората или третата генерација на маглината и поради тоа има тешки елементи на Земјата и на другите планети. Тоа значи дека во секој од нас има парчиња ѕвезди. Сите атоми на нашето тело се родени во атомски извор или како резултат на деструктивна експлозија на супернова
.