Переменная звезда это звезда, у которой за всю историю наблюдения хоть один раз менялся блеск Звёзды, энергия излучения которых колеблется; меняется блеск и спектр. Причина изменения блеска состоит в периодической пульсации, т.е. в расширениях сжатия звезды, сопровождаемых изменениями температуры.

Система, состоящая не из двух, а из трёх и более звёзд. Эта близость может быть просто видимостью в этом случае звезда называется оптически кратной, или является следствием того, что звёзды находятся физически близко и связаны друг с другом гравитацией в этом случае звезда называется физически кратной.

Звёзды, которые внезапно становятся более яркими и затем постепенно возвращаются к прежнему блеску; Блеск у них меняется не так резко, как у сверхновых; В нашей Галактике можно выделить две группы новых: новые диска (в среднем они ярче и быстрее), и новые балджа, которые немного медленнее и, соответственно, немного слабее.

Балдж

Звезды белого цвета, весьма малых размеров. Они обладают крайне низкой светимостью, близкой к светимости красных карликов, и чрезвычайно высокой плотностью. К числу белых карликов относится спутник Сириуса, плотность которого близка к г\см3; масса его составляет о,97 массы Солнца, тогда как диаметр равен всего лишь 0,03 диаметра Солнца. Чрезвычайно высокая плотность белого карлика обусловлена тем, что подавляющее большинство их атомов полностью ионизовано.

Наиболее распространенный тип звезд. Будучи меньше по размеру, чем солнце, они экономно расходуют свои запасы топлива, чтобы продлить время своего существования на десятки миллионов лет Если можно было бы увидеть все красные карлики, небо оказалось бы буквально усеяно ими. Однако красные карлики настолько тусклы, что мы в состоянии наблюдать лишь наименее удаленные от нас

После звезд основного состояния наиболее распространенными являются красные гиганты. У них такая же температура поверхности, как у красных карликов, но они намного больше и ярче. Масса этих монстров обычно примерно равна солнечной, однако, если бы одно из них заняло место нашего светила, его оболочка захватила бы внутренние планеты Солнечной системы В действительности большинство из них имеет оранжевый цвет;

Остатки взорвавшегося ядра известны под названием нейтронной звезды. Нейтронные звезды вращаются очень быстро, испуская световые и радиоволны, которые, проходя мимо Земли, кажутся светом космического маяка Колебания яркости этих волн навело астрономов на мысль назвать такие звезды пульсарами. Самые быстрые пульсары вращаются со скоростью, почти равной 1000 оборотов в секунду К настоящему времени их открыто уже более двухсот. Оказалось, что все пульсары находятся на расстояниях от 100 до световых лет, т. е. принадлежат нашей Галактике, группируясь вблизи плоскости Млечного Пути

Сверхновые звезды Сверхновые звезды – это переменные звезды, светимость которых внезапно увеличивается в сотни миллионов раз, а затем медленно спадает. Во время вспышек сверхновая звезда значительно ярче новых звезд Вспышка сверхновой звезды наблюдается весьма редко: в отдельных галактиках в среднем не чаще чем один раз в лет Чтобы звезда могла взорваться в качестве сверхновой, ее масса должна, по крайней мере, в десять раз превышать массу солнца. Она превращается в красного сверхгиганта

Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, явление весьма распространенное. Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки. Двойные звезды, которые можно увидеть раздельно, называются видимыми двойными.

Эволюция звёзд - последовательность фаз, которые проходит звезда за период своего существования. Возраст звезд исчисляется от нескольких тысяч лет до тысяч миллионов и миллиардов лет, в зависимости от массы. Звезды образуются, когда межзвездное облако газа и пыли коллапсирует под воздействием собственной гравитации. При этом атомы сталкиваются и вырабатывается тепло.

Процесс продолжается до тех пор, пока нагрев не достигнет того уровня, при котором могут начаться реакции слияния ядер, в ходе чего водород превращается в гелий. Реакции, протекающие в ядре зарождающейся звезды, приводят к выбросу значительных количеств излучения, что способствует приостановке коллапса. Эта стадия (фаза главной последовательности) длится дольше всего в истории звезды. Затем наступает момент, когда ядро, состоявшее изначально в основном из водорода, исчерпывается, и слияние прекращается. Поскольку внутренний источник энергии исчезает, происходит коллапс ядра под влиянием гравитации, и начинает выделяться тепло, пока не возникает возможность слияния ядер в водородной оболочке, окружающей ядро.

Это изменение сопровождается значительным расширением внешних слоев звезды, и она превращается либо в красного гиганта, либо, если речь идет о наиболее массивных звездах, в сверхгиганта. На этом этапе в ядре звезды температуры могут достигать 100 млн.

В процессе эволюции звезды меняют свое положение на диаграмме "спектр-светимость", перемещаясь из одной группы в другую. Большую часть жизни звезда проводит на Главной последовательности. Справа и вверх от нее располагаются как самые молодые звезды, так и звезды, далеко продвинувшиеся по своему эволюционному пути.

Время жизни звезды зависит, главным образом, от ее массы. По теоретическим расчетам, масса звезды может варьировать от 0,08 до 100 солнечных масс. Чем больше масса звезды, тем быстрее выгорает водород, и тем более тяжелые элементы могут образоваться в процессе термоядерного синтеза в ее недрах. На поздней стадии эволюции, когда в центральной части звезды начинается горение гелия, она сходит с Главной последовательности, становясь, в зависимости от массы, голубым или красным гигантом.

Но наступает момент, когда звезда на пороге кризиса, она уже не может вырабатывать необходимое количество энергии, для поддержания внутреннего давления и противостояния силам гравитации. Начинается процесс неудержимого сжатия (коллапс). Вследствие коллапса образуются звезды с огромной плотностью (белые карлики). Одновременно с образованием сверхплотного ядра, звезда сбрасывает свою внешнюю оболочку, которая превращается в газовое облако планетарную туманность и постепенно рассеивается в космосе. Звезда большей массы может сжиматься до радиуса, 10 км, превращаясь в нейтронную звезду. Одна столовая ложка нейтронной звезды весит 1 млрд. тонн! Последняя стадия эволюции еще более массивной звезды образование черной дыры. Звезда сжимается до таких размеров, при которых вторая космическая скорость становится равной скорости света. В районе черной дыры пространство сильно искривляется, а время замедляется.

Образование нейтронных звезд и черных дыр обязательно связано с мощным взрывом. В небе возникает яркая точка, почти такая же яркая, как галактика, в которой она вспыхнула. Это "Сверхновая звезда". Упоминания, встречающиеся в древних летописях о появлении на небе ярчайших звезд, это не что иное, как свидетельства колосальных космических взрывов.

Звезда теряет всю внешнюю оболочку, которая, разлетаясь с большой скоростью, через сотни тысяч лет без следа растворяется в межзвездном среде, а до этого мы наблюдаем ее как расширяющуюся газовую туманность. Первые лет расширение газовой оболочки сопровождается мощным радиоизлучением. В течение этого времени она представляет собой горячий плазменный шар, имеющий магнитное поле, удерживающее заряженные частицы высоких энергий, образовавшиеся в Сверхновой. Чем больше времени прошло с момента взрыва, тем слабее радиоизлучение и ниже температура плазмы.