Звезда является массовым, световой шар плазмы, который провела вместе тяжести. В ближайшей к Земле звезды является Солнце, которое является источником большей части энергии на Земле. Другие звезды видны в ночном небе, когда они не outshone к Солнцу. На протяжении большей части своей жизни, звезда светит благодаря термоядерному синтезу в его основных выделения энергии, которая проходит звезды интерьер, а затем излучает в космическое пространство. Почти все элементы тяжелее водорода и гелия, были созданы термоядерных процессов в звездах. Астрономы могут определить массы, возраст, химический состав, и многие другие свойства звезды, наблюдая его спектр, яркость и движение в пространстве. Общая масса звезды является основным фактором, определяющим в его эволюции и в конечном итоге судьба. Другие характеристики звезды определяется ее эволюции, в том числе диаметром вращения, движения и температуры. Участок температура многих звезд от их luminosities, известный как Hertzsprung-Russell схеме (Н-Р диаграммы) позволяет возраст и состояние эволюционного звезды, которые будут определены.
А звезды начинается как коллапсирующая облако материала состоят главным образом из водорода, а гелия и отслеживать количество тяжелых элементов. После звездной основных достаточно плотная, некоторые из водорода, постепенно преобразуется в гелий в процессе ядерного синтеза . Остальная часть звезды интерьер несет энергии вдали от основных путем сочетания радиационного и конвективных процессов. Звезда внутреннего давления предотвращает его от дальнейшего коллапсирующая под собственной тяжестью. После того, как водородные топлива на основной исчерпан, те звезды, имеющие не менее 0,4 раза превышает массу Солнца расширить стать красным гигантом, а в некоторых случаях взрывательных тяжелые элементы в центре или в корпусах вокруг ядра. Звезда затем развивается в вырожденной форме, рециркуляции части вопроса в межзвездной среде, где он будет сформировать новое поколение звезд с более высокой долей тяжелых элементов .
Бинарные и многих звездных систем состоят из двух или нескольких звезд, которые гравитационно связаны, и в целом перемещаться друг друга в стабильных орбит. Когда две такие звезды имеют сравнительно тесные орбите, их гравитационное взаимодействие может оказать существенное влияние на их эволюцию. Звезды могут стать частью гораздо большей гравитационно связаны структуры, такие, как кассетные или галактики.
История наблюдений
Люди видели в модели звезд с древних времен. Данное 1690 изображений в созвездии Льва, лев, является Иоганн Hevelius .
Исторически сложилось так, что звезды имеют важное значение для цивилизации во всем мире. Они были частью религиозной практики и небесной навигации и ориентации. Многие древние астрономы считали, что звезды были постоянно прикреплены к небесной сфере, и что они являются непреложными. В конвенции, астрономы звезды сгруппированы в созвездия, и использовали их для наблюдения за движением планет и вывести положение Солнца. движении Солнца на фоне звезд (и на горизонте) была использована для создания календарей, которые может быть использовано для регулирования сельскохозяйственной практики. григорианскому календарю, который в настоящее время используется практически повсеместно в мире, является солнечному календарю основывается на угол земной оси вращения относительно ближайших звезд, Солнца.
Старейший точнее от звезды схеме появились в Древнем Египте в 1534 году до н.э. . Исламских астрономов дал много звезд арабские имена, которые все еще используется сегодня, и они придумали множество астрономических инструментов, которые могли бы вычислить позиции звезд. В 11-м веке, Райхане Абу аль-Бируни описал галактики Млечный Путь, как множество осколков, имеющих свойства туманного звезд, а также дал широтах различных звезд во время лунного затмения в 1019 .
Несмотря на очевидное непреложность небеса, китайские астрономы знали, что новые звезды могут появляться. В начале европейских астрономов, таких, как Tycho Браге определил новые звезды в ночном небе (позднее назвал новых), что свидетельствует о том, что небеса не были неизменными . В 1584 Джордано Бруно высказано мнение, что звезды на самом деле были другие солнц, и, возможно, других планет, возможно, даже как-Земле, на орбите вокруг них мысль о том, что было предложено ранее такие древнегреческие философы, как Демокрит и Epicurus. В следующем веке идея звездами далеких солнц, как было достижение консенсуса между астрономами. Чтобы объяснить, почему эти звезды оказали не чистый притяжения о Солнечной системе, Исаак Ньютон предложил, чтобы звезды были равномерно распределены в каждом направлении, и эта идея вызвана богослов Ричард Бентли .
Итальянский астроном Geminiano Montanari зарегистрировано наблюдения колебаний светимости звезды Алголь в 1667. Эдмонда Галлея опубликовал первое измерение надлежащего движения пары недподалеку "фиксированной" звезд, что свидетельствует о том, что они изменили позиции со времен древних греков астрономов Птолемея и Hipparchus. В первые прямые измерения расстояния до звезды (61 Лебедя на 11,4 световых лет) был достигнут в 1838 г. Фридрихом бесселевых помощью параллакса техники. Параллакс измерений показали подавляющее разделение на звезды в небесах [11].
Уильям Гершель был первым астрономом, чтобы попытаться определить распределение звезд в небе. В 1780 он провел серию датчиков в 600 направлениях, и рассчитывает звезды наблюдаются вдоль каждой линии визирования. Из этого он вывод, что количество звезд неуклонно росло на одной стороне неба, в направлении Млечного Пути основной. Его сын Джона Гершеля повторные исследования в Южном полушарии и найти соответствующее увеличение в этом же направлении. В дополнение к другим его достижения, Уильяма Гершеля также отметить его открытие, что некоторые звезды, не просто лежат вдоль той же линии зрения, но и товарищей, что физическая форма бинарных звездных систем.
В науке о звездной спектроскопии впервые Йозефа фон Фраунгофера и Анджело белый. Путем сравнения спектров звезд, таких, как Сириус на солнце, они обнаружили различия в численности, и число их поглощения линий темных линий в звездных спектрах вследствие поглощения конкретных частот в атмосферу. В 1865 г. начал белый классификации звезд в спектральных типов. [15] Однако, современные версии звездная система классификации была разработана Энни J. Кэннон в течение 1900-х годов.
Наблюдения двойных звезд получила все большее значение в ходе 19-го века. В 1834, Фридриха Бесселя, наблюдаемые изменения в собственном движении звезда Сириус, и вывести скрытый компаньона. Эдуард Пикеринг открыл первый спектроскопический бинарно в 1899 году, когда он наблюдал за периодического расщепления спектральных линий звезды Мизар в 104-дневный период. Подробные замечания многих бинарных звездных систем, были собраны астрономы, такие, как Уильям Струве и SW Бернем, позволяя массы звезд, которые будут определены из расчета орбитальных элементов. Первое решение этой проблемы, вытекающие из орбит двойных звезд из наблюдений телескопа выступил Феликс Savary в 1827.
В ХХ веке все более быстрых успехов в научном исследовании звезд. Фотография стала ценным астрономическим инструментом. Карла Шварцшильда обнаружили, что цвет звезды, и, следовательно, ее температура может быть определена путем сопоставления визуальных масштаба против фотографических масштаба. Разработка этого фотоэлектрического фотометра позволило очень точные измерения величины на различных интервалах длины волны. В 1921 году Альберт А. Майкельсона сделали первые измерения на звездной диаметра с помощью интерферометра на Hooker телескоп. [17]
Важные концептуальные работы по физической основе звезд, имевших место в течение первого десятилетия ХХ века. В 1913 году Hertzsprung-Russell схема была разработана, движение астрофизические исследования звезд. Успешные модели были разработаны для объяснения интерьеры звезд и звездной эволюции. В спектрах звезд были также успешно объяснил через достижения в области квантовой физики. Это позволило химический состав звездной атмосферы, которые будут определены.
За исключением сверхновых, отдельных звезд в первую очередь было отмечено, в нашей местной группы галактик, и в особенности в видимой части Млечного Пути (о чем свидетельствует подробное звезда каталоги доступны для нашей галактики [20]). Но у некоторых звезд были отмечены в галактике М100 из Дева кластера, около 100 миллионов световых лет от Земли. [21] В местной наблюдаемом можно увидеть звездных скоплений, а также нынешних телескопов можно в принципе наблюдать обморок отдельных звезд Локальный кластер-самых далеких звезд разрешить иметь до ста миллионов световых лет от (см. Cepheids). Однако, вне локальной наблюдаемом галактик, ни отдельных звезд, ни кластеры звезд не наблюдается. Единственным исключением является слабый образ большого звездного скопления, содержащие сотни тысяч звезд, расположенных один миллиард световых лет от -десять раз превышает расстояние от самых далеких звезд кластера ранее наблюдалось.
Звезда обозначения
Основная статья: Star назначении Астрономические обозначений, а также каталог звезд
Концепция созвездии, как известно, существуют во время вавилонского периода. Древние небо наблюдателей представить себе, что видные механизмов звезды формируются структуры, и они связаны с этими конкретными аспектами природы и их мифы. Двенадцать из этих формирований сложить вдоль полосы эклиптики, и это стало основой астрологии. Многие из наиболее известных отдельных звезд были также имена, в частности с арабскими или латинского названия.
А также некоторые созвездия, и само Солнце, звезды в целом имеют свои собственные мифы. Они считались души умерших или богов. Одним из примеров является звездой Алгол, который, как считается, представляют в глаза Медузы Горгоны.
Для древних греков, некоторых "звезд", известных как планеты (по-гречески πλανήτης (planētēs), что означает "Странник"), представляли различные важные божеств, из которых имена планеты Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн были приняты. (Урана и Нептуна также греческих и римских богов, но ни планета была известна в древности из-за их низкой яркости. Их имена были распределены в соответствии с более поздними астрономов).
Около 1600, названия созвездий, были использованы для имени звезды в соответствующих регионах, в небо. Немецкий астроном Иоганн Байер создал серию звездных картах и применяется, как греческие буквы для обозначения звезд в каждом созвездии. Позже нумерации системы, основанной на звезду право Вознесения был изобретен и добавил к Джону Flamsteed Звезда каталоге в его книге "История coelestis Британика" (в 1712 выпуск), в котором эта система нумерации стали называть Flamsteed назначении или Flamsteed нумерация
Единственным органом, который был признан научным сообществом в качестве имеющих полномочия на имя звезды или другие небесные тела, является Международный астрономический союз (МАС). [27] Ряд частных компаний (например, "International Star Registry") намерены продать имена звезд, однако, эти имена не являются признанными научными кругами и не использовали их, и многие в астрономии сообщество мнению этих организаций, как мошенничество наживаться на людях, не знающего звезды именования процедуры.
Единицы измерения
Большинство звездных параметры выражены в единицах СИ к конвенции, однако CGS единиц также используются (например, выразив светимость в ergs в секунду). Масса, светимость, и радиус, как правило, приводится в солнечных единицах, в зависимости от характеристик Солнца:
солнечной массы: \ приступить () smallmatrix M_ \ odot = 1,9891 \ раз 10 ^ (30) \ (конец smallmatrix) кг
солнечная светимость: \ начать smallmatrix) (L_ \ odot = 3,827 \ раз 10 ^ (26) \ (конец smallmatrix) ватт
солнечного радиуса: \ начать smallmatrix) (R_ \ odot = 6,960 \ раз 10 ^ (8) \ (конец smallmatrix) м
Большие длины, таких, как радиус гигантской звезды или большой полуоси в двоичной системе звезды, часто выражается в том, что касается астрономическая единица (АС)-примерно среднее расстояние между Землей и Солнцем (150 млн. км или на 93 млн. миль).
Формирование и эволюция
Основная статья: Звездная эволюция
Звезды формируются в рамках расширенного регионах выше плотность в межзвездной среде, несмотря на плотность по-прежнему ниже, чем внутри земной вакуумной камере. Эти регионы называются молекулярных облаков и состоят в основном из водорода, причем около 23-28% гелия и несколько процентов тяжелых элементов. Одним из примеров такой звездный формирования регионе является туманность Ориона. [31] В массивных звезд образуются из молекулярных облаков, они мощно освещают эти облака. Они также ионизировать водорода, создавая H II регион.
[ Protostar формирования
Star формирования
Формирование звезд начинается с гравитационной нестабильности внутри молекулярных облаков, часто вызванные ударной волны от сверхновых (массивных звездных взрывов) или столкновение двух галактик (как в звездообразования галактики). Раз в регионе достигает достаточной плотности материи удовлетворить критериям Джинс Нестабильность она начинает крушения под собственной гравитационной силы.
Исполнитель концепция рождения звезды в плотном молекулярном облаке. НАСА изображения
Как облако коллапсирует, индивидуальный conglomerations плотных пыли и газа форме так называемые глобулы Бока. Они могут содержать до 50 масс Солнца материала. Как глобула коллапсы и плотность увеличивается, гравитационная энергия преобразуется в тепло, и температура повышается. Когда облако protostellar около достигли стабильного состояния гидростатического равновесия, а protostar формы в центре. [32] Эти предсессионной звезд главной последовательности, часто окруженных protoplanetary один диск. В период гравитационного сжатия длится около 10-15 млн. лет.
Раннее звезды менее 2 масс Солнца, называются Т Tauri звезды, а те, с большей массы Хербига Ae / Be звезды. Эти новорожденной звезды выбрасывают струи газа вдоль оси вращения, производя небольшие участки облачность известен как Хербига-Аро объекты.
Главная последовательность
Звезды расходуют около 90% своей жизни взрывательных водорода для производства гелия в высокой температуре и высоком давлении реакции вблизи ядра. Такие звезды, как утверждается, на главной последовательности, и называют карликовые звезды. Начиная с нулевого возраста главной последовательности, доля гелия в звезды основной будет неуклонно возрастать. Как следствие, в целях поддержания требуемой ставки ядерного синтеза в центре, звезда постепенно увеличить температуру и светимость. [34] Солнце, например, по оценкам, вырос в яркости примерно на 40% по сравнению с его достигли главной последовательности 4,6 млрд. лет назад. [35]
Каждая звезда генерирует звездный ветер из частиц, что приводит к постоянному оттоку газа в космос. Для большинства звезд, количество массовых потерял незначительно. Солнце теряет 10-14 масс Солнца ежегодно [36], или примерно 0,01% от ее общей массы в течение всей своей жизни. Однако очень массивных звезд может потерять 10-7 до 10-5 солнечной массы в год, существенно влияющие на их эволюцию. Звезды, которые начинаются с более чем 50 масс Солнца может потерять свыше половины их общей массы, хотя они по-прежнему на главной последовательности.
В качестве примера в Hertzsprung-Russell схема набора звезд, что включает в себя Sun (в центре). (См. раздел "Классификация" ниже.)
Продолжительность что звезда проводит на главной последовательности, зависит прежде всего от объема топлива, она предохранитель и скорость, с которой он предохранители, что топливо. Иными словами, его начальная масса и светимость. Для Солнца, это составляет около 1010 лет. Большие звезды их потребляют топливо очень быстро и долго. Малые звезды (так называемые красные карлики) потребляют их топливо очень медленно, и последние десятки и сотни миллиардов лет. В конце своей жизни, они просто стали DIMMER и DIMMER. Однако, поскольку продолжительность жизни таких звезд больше, чем нынешний возраст Вселенной (13,7 миллиардов лет), нет таких звезд, как ожидается, еще существуют.
Кроме того, масса, доля элементов тяжелее гелия, могут играть существенную роль в эволюции звезд. В астрономии все элементы тяжелее гелия считаются "металл", а также химические концентрации этих элементов называется metallicity. В metallicity может влиять на продолжительность, что звезда будет гореть ее топлива, контроль за формированием магнитных полей , и изменить численный состав звездного ветра. Пожилые населения II звезд значительно меньше, чем metallicity молодого населения Я звезд из-за состава молекулярных облаков, из которых они формируются. (С течением времени эти облака стали все более обогащенный более тяжелые элементы, как старые звезды умирают и пролил часть их атмосфер.)
[править] Пост-главной последовательности
Как звезды, по крайней мере, 0,4 масс Солнца исчерпал свои поставку водорода в их ядро, свои внешние слои в значительной степени расширить и прохладный в форме красного гиганта. Например, примерно в 5 миллиардов лет, когда Солнце представляет собой красный гигант, он будет расширяться с максимальным радиусом примерно 1 АС (150000000 км), 250 раз его нынешнего размера. Как гигант, Солнце будет терять около 30% от ее нынешней массе.
В красный гигант до 2.25 масс Солнца, синтеза водорода протекает в оболочку слое вокруг ядра. В конечном итоге основной сжатия достаточно для начала синтеза гелия, а звезды постепенно уменьшается в радиусе и повышает ее температуру поверхности . Для более крупных звезд, основная область переходов прямо из взрывательных водорода взрывательных гелия.
После звезды потребляемой гелия в центре, слияние продолжается в оболочку вокруг горячего ядра углерода и кислорода. Звезда тогда следующим эволюционный путь, который соответствует первоначальной фазы красного гиганта, но по более высокой температуры на поверхности Земли.
массивных звезд
Бетельгейзе является красный сверхгигант звезда приближается к концу своего жизненного цикла
Во время горения гелия-фазы, очень высокие звезды с массой более чем в девять солнечных масс расширить формировать красные сверхгиганты. После того, как это топливо будет исчерпан в основном, они могут продолжать плавкий элементов тяжелее гелия.
Основные контракты до тех пор, пока температура и давление являются достаточными для взрывательных углерода (см. углерода процесса горения). Этот процесс продолжается, при последовательных стадий время подпитывается неона (см. неоне процессе горения), кислород (см. процесс сжигания кислорода) и кремния (см. кремния процесса горения). В конце звезда жизни, слияние может произойти, а ряд из лука-слой снарядов в звезду. Каждая оболочка предохранители иной элемент, с крайнего корпуса взрывательных водорода; следующего корпуса взрывательных гелия и так далее.
На завершающем этапе будет достигнут, когда звезда начинает производство железа. С железными ядрами более тесно связаны, чем каких-либо тяжелых ядер, если они снабжены предохранителями они не освобождают энергии этот процесс, наоборот, потребляют энергию. Кроме того, поскольку они более тесно связаны, чем все легкие ядра, энергия не может быть освобожден деления. [42] В относительно старыми, очень массивных звезд, большой основных инертных железо будет накапливаться в центре звезды. На тяжелые элементы в этих звезд могут работать их путь до поверхности, образуя развивались известные объекты, как Вольфа-Райе звезд, которые густой звездный ветер, который проливает внешней атмосферы.
[править] Свернуть
В развивался, средний размер звезды сейчас пролить его внешних слоев в планетарной туманности. Если то, что остается после космического атмосфера была пролить менее 1.4 масс Солнца, она уменьшается до сравнительно крошечного объекта (относительно размеров Земли), которая не является массовым достаточно для дальнейшего сжатия занять место, известное как белый карлик. В электронно-вырождающегося вопрос внутри белого карлика не плазме, даже звезды, как называют в сферах плазме. Белые карлики постепенно исчезать в черные карлики в течение длительного отрезка времени.
В Крабовидной туманности, останки сверхновой, которая была впервые увидели около 1050 AD
В более крупных звезд, слияния продолжается до тех пор, пока со стальным сердечником вырос настолько велико (более 1,4 масс Солнца), что он больше не может поддерживать свою собственную массу. Это ядро будет крах, как вдруг его электроны приводятся в его протонами, образуя нейтроны и нейтрино в всплеска обратного бета-распада или электронного захвата. В Shockwave формируется этот внезапный крах причин остальной звезды взрываются в сверхновые. Сверхновые настолько яркими, что они могут кратковременно затмевать звезды весь дом галактики. Когда они происходят в пределах Млечного Пути, сверхновых исторически было отмечено невооруженным глазом в качестве наблюдателей "новых звезд", где никто не существовали раньше.
Большая часть вещества в звезды за ветром на взрыва сверхновых (формирование туманностей, таких, как Крабовидная туманность
Ральф Натаниель ) и что еще будет нейтронной звезды (которая иногда проявляет себя как пульсара или рентгеновского разрывные), или, в случае самых крупных звезд (достаточно большой, чтобы оставить звездных остатков превышает примерно 4 солнечных масс), черная дыра. В нейтронной звезды вопрос находится в состоянии известной как нейтрон-вырождающегося вопрос, с более экзотические формы вырожденных вопрос, КХД вопрос, возможно, присутствуют в основном. В черную дыру этот вопрос находится в состоянии, что в настоящее время не изучены.
В ветра при внешних слоев звезды смерти включают тяжелые элементы, которые могут быть утилизированы в ходе формирования новых звезд. Эти тяжелые элементы позволяют формирования скалистых планет. Отток из сверхновых и звездным ветром крупных звезд играть важную роль в формировании в межзвездной среде. [46]
[править] Распространение
А белые карликовые звезды на орбите вокруг Сириуса (художника впечатление). НАСА изображения
Помимо изолированных звезд, а многие звезды система может состоять из двух или более гравитационно связаны звезд, орбиту вокруг друг друга. Наиболее распространенными многих звезд системы бинарной звезды, а система из трех или более звезд, также найдены. По причинам орбитальной стабильности, таких многолетних звездных систем часто организованы в иерархическую наборы совместно с орбиты двойных звезд. более крупные группы призвали звездных скоплений существуют. Они варьируются от сыпучих звездных ассоциаций со всего лишь несколько звезд, вплоть до огромных шаровых скоплений в сотни тысяч звезд.
Это было давней предположение о том, что большинство звезд происходит в гравитационно связаны многочисленные звезды систем. Это особенно верно для очень массивных O и B класса звезд, где 80% от системы, как считается, несколько. Однако часть одиночных звезд систем увеличивает для небольших звезд, так что только 25% красные карлики, как известно, звездных товарищей. В 85% всех звезд являются красные карлики, большинство звезд в галактике Млечный Путь, по всей вероятности одного из родов. [49]
Звезды не распространяется равномерно по всей вселенной, но, как правило, группируются в галактики вместе с межзвездным газом и пылью. Типичная галактика содержит сотни миллиардов звезд, и Есть более чем 100 млрд. (1011) галактик в наблюдаемой Вселенной. В то время как часто считают, что звезды существуют только в пределах галактик, межгалактических звезд были обнаружены. Астрономы полагают, что Есть, по крайней мере 70 sextillion (7 × 1022) звезд в наблюдаемой Вселенной.
В ближайшей звезды к Земле, кроме Солнца, является Проксима Центавра, которая составляет 39,9 трлн (1012) км, или 4,2 световых лет. Свет от Проксима Центавра занимает 4,2 года достичь Земли. Путешествие на орбитальную скорость космического корабля "Шаттл" (5 миль в секунду, почти 30000 километров в час), она занимает около 150000 лет, чтобы добраться туда. [53] Расстояния так типичны внутри галактического диска, в том числе в непосредственной близости от Солнечная система. [54] Звезды могут быть гораздо ближе друг к другу в центрах галактик и в шаровых скоплениях, или намного дальше друг от друга в галактических гало.
Из-за сравнительно огромные расстояния между звездами вне галактического ядра, столкновения между звездами, как полагают, будут редкими. В гуще таких регионах, как в центре шаровых скоплений и галактического центра, столкновение может быть более распространенным явлением. , такие столкновения могут производить так называемые сине stragglers. Эти аномальные звезды имеют более высокую температуру поверхности, чем другие звезды главной последовательности с той же светимостью в кластер. [56]
Характеристики
Солнце является ближайшей к Земле звезды
Почти все о звезды определяется ее первоначальной массы, в том числе основные характеристики, такие, как яркость и размер, а также эволюции звезды, продолжительность жизни, и в конечном итоге судьба.
Возраст
Большинство звезд в возрасте от 1 млрд. до 10 млрд. лет. Некоторые звезды, возможно, даже рядом с 13,7 млрд. лет-наблюдаемое возраста Вселенной. Самая старая звезда еще обнаружил, Его Превосходительство 1523-0901, согласно оценкам, 13,2 млрд. лет.
Более массивные звезды, тем короче ее продолжительность жизни, в первую очередь потому, что массивные звезды имеют более сильное давление на их ядрах, в результате чего их сжигать водород более быстрыми темпами. Самый последний массивных звезд в среднем около одного миллиона лет, в то время как звезды минимальной массы (красные карлики) сжигать их топливо очень медленно, и последние десятки и сотни миллиардов лет.
Химический состав
См. также: Metallicity
Когда звезды форме они состоят из 70% водорода и 28% гелия, если судить по массе, с небольшой долей более тяжелые элементы. Как правило, часть тяжелых элементов определяется в зависимости от содержания железа в звездной атмосферы, как железо является общим элементом и его поглощением линий относительно легко измерить. Потому что молекулярные облака, где звезды форме постоянно обогащается тяжелых элементов от взрывов сверхновых звезд, измерению химического состава звезды могут быть использованы для вывода его возраста. [60], доля более тяжелых элементов, также может быть показателем вероятности о том, что звезды в планетарной системе. [61]
Звезда с наименьшим содержанием железа постоянно измеряются является карликовой HE1327-2326, только с 1/200000th с содержанием железа Солнца. [62] В отличие от супер-металл богатых звезд μ Leonis почти вдвое обилие железа, как Солнце, а планеты процентных звезда 14 Herculis почти втрое железа. [63] Там также существует химически своеобразные звезд, которые показывают необычное изобилие некоторые элементы в их спектр, особенно хрома и редкоземельных элементов. [64]
Диаметр
Звезды весьма различны по размеру
Из-за их большой удаленности от Земли, все звезды, кроме Солнца видимому человеческим глазом как блестящие точки в ночном небе, что огонек из-за влияния атмосферы Земли. Солнце также является звездой, но достаточно близко к Земле появятся как диск вместо этого, и представить дневное. Другие, чем Солнце, звезды с крупнейшими явное размер R Doradus, с угловым диаметром только 0.057 arcseconds.
Дисков большинства звезд являются слишком незначительными по угловых размеров, которые должны соблюдаться при нынешних наземных оптических телескопов, и так интерферометрическая телескопов требуется для получения изображений этих объектов. Другой метод для измерения угловых размеров звезд путем экранирования. По точно измерения падения в яркости звезды, как она затемнена на Луне (или повышение яркости, когда она появится), звезды углового диаметра можно вычислить. [66]
Звезды в диапазоне размеров от нейтронных звезд, которые варьируются в любом месте от 20 до 40 км в диаметре, как в сверхгиганты Бетельгейзе в созвездии Ориона, которая имеет диаметр около 650 раз больше Солнца примерно 0,9 миллиарда километров. Вместе с тем, Бетельгейзе имеет гораздо меньшей плотностью, чем Солнце. [67]
Кинематика
Основная статья: Звездная кинематика
Движение звезды по отношению к Солнцу могут дать полезную информацию о происхождении и возрасте звезды, а также структура и эволюция окружающих галактику. Компоненты движения звезды состоят из радиальной скорости и направлении от Солнца, и подача углового движения, которые называют ее собственных движений.
Радиальная скорость измеряется допплеровского смещения звезды спектральных линий, и приводится в единицах км / с Надлежащим движения звезды определяется точное астрометрических измерений в единицах милли-секунды дуги (МАС) в год. В определении параллакса от звезды, правильное движение может быть преобразовано в единицах скорости. Звезды с высоким уровнем собственных движений, скорее всего, будут довольно близки к Солнцу, что делает их хорошими кандидатами на параллакс измерений. [68]
После того, как обе ставки движение, как известно, пространство скорости звезды по отношению к Солнцу или галактики можно вычислить. Среди близлежащих звезд, было обнаружено, что население Я звезд, в целом ниже, чем скорость старше населения II звезд. Последние орбитах, которые склонны к плоскости галактики. [69] Сравнение кинематики близлежащих звезд также привела к выявлению звездных ассоциаций. Они, скорее всего, группы звезд, которые разделяют общую точку происхождения в гигантских молекулярных облаков. [70]
Магнитное поле
Основная статья: звездного магнитного поля
Поверхность магнитного поля SU Aur (а молодые звезды типа Т Tauri), реконструированы с помощью Зимана-доплеровские изображений
В магнитном поле звезды генерируется внутри регионов в интерьере, где конвективной циркуляции происходит. Это движение проводящих плазменных функциями, как "Динамо", создавая магнитные поля, которые простираются по всей звезды. Сила магнитного поля изменяется в зависимости от массы и состава звезды, и количество магнитной поверхности зависит от активности звезды темпы ротации. Эта поверхность деятельности производит starspots, которые регионах сильных магнитных полей и ниже нормальной температуры на поверхности. Корональные петли являются arching магнитного поля, что охват в короне из активных регионах. Звездная ракеты являются всплески высокоэнергетических частиц, которые выбрасываются из-за той же магнитной активности.
звезда мадоннаМолодой, быстро вращающихся звезд, как правило, имеют высокий уровень активности, поскольку поверхность их магнитного поля. Магнитное поле может действовать на звезды звездного ветра, однако, функционируют в качестве тормоза для постепенного снижения темпов вращения звезды, как растет старше. Таким образом, старые звезды, такие, как Солнце есть гораздо более медленными темпами, ротации, а более низкий уровень активности поверхности.
