Обичам да гледам звездното небе. Много е вълнуващо. Когато падне звезда, винаги си пожелавам нещо. За мен лично всяка звезда е мистериозен и непознат свят. Учените доказват, че в цялата Галактика няма живот освен Земята. Така ли... Може би има нещо на някоя звезда. Те са милиони и всички са толкова далеч от нас.
Всеки човек знае какво е звезда. От Земята виждаме малко ярко небесно тяло. Всъщност е много големи топки, които се състоят от различни газове. Доказано е, че в техните температурата на ядрото е около 6 милиона градуса. А в сърцето на звездите лежат Vводород (90%) и хелий (малко по-малко от 10%). Всъщност звезда също е Слънцето, само че по-малко по размер (или по-голямо). Астрономите често ги наричат „огнени топки“.
Ако погледнете през телескоп, можете да видите, че всяка звезда е различна по размер, форма и е заобиколена от различна мъглявина. Звездите се разделят на три типа според размера:
Знаеш ли това Цветът на звездата зависи пряко от нейната температурас. Червените звезди имат най-ниска температура, сините звезди имат най-висока:
От Земята ни се струва, че всички звезди са почти еднакви. И смятаме, че те се различават само по яркостта на блясъка. Всъщност - всички звезди са с различни размери и различни температури.
Първоначално индексът на цвета се определя като разликата между и звездните величини на обекта: CI = m ph -m vis. Въвеждането на трицветна фотометрия направи възможно използването на два независими цветни индикатора: (B-V) и (U-B). Тъй като филтърът V ( визуален) е близо до диапазона на чувствителност на окото, а филтър B ( син) - до обхвата на фотографската плака, тогава стойностите на индикаторите CI и (B-V) почти съвпадат. Скалата на величината е настроена така, че (B-V)=0 и (U-B)=0 за A0 звезди с повърхностна температура от около 10000 K. Червените звезди с ниска повърхностна температура имат цветен индекс +1,0 мдо +2.0 м, а за горещите синьо-бели звезди е отрицателна до -0,3 м. Напредъкът в спектъра доведе до въвеждането на нови стандартни филтри (I, J, K, ...) и съответните им цветови индекси.
За звезди, чийто спектър не е изкривен, се използва концепцията нормален цвят(или нормален цветен индикатор). Тъй като той, подобно на спектралния тип на звезда, е почти уникално свързан с нейната температура, нормалният цвят на звездата може да се определи от външния вид на спектъра, дори ако нейният наблюдаван цвят е изкривен от междузвездното поглъщане. Разликата между наблюдаваните и нормалните цветове се нарича излишен цвят (Цвят Излишък): например E B-V = (B-V) - (B-V) 0 . Стойността му точно показва степента
Звездите могат да бъдат много различни: малки и големи, ярки и не много ярки, стари и млади, горещи и „студени“, бели, сини, жълти, червени и др.
Той показва връзката между абсолютната величина, яркостта, спектралния тип и температурата на повърхността на звездата. Звездите в тази диаграма не са разположени произволно, а образуват ясно видими области.
Голяма част от звездите са на т.нар основна последователност. Съществуването на основната последователност се дължи на факта, че етапът на изгаряне на водород съставлява ~90% от еволюционното време на повечето звезди: изгарянето на водород в централните области на звездата води до образуването на изотермично хелиево ядро, преходът към етапа на червения гигант и напускането на звездата от основната последователност. Сравнително кратката еволюция на червените гиганти води, в зависимост от тяхната маса, до образуването на бели джуджета, неутронни звезди или черни дупки.
Нормалните звезди са звезди от главната последователност. Те включват нашето Слънце. Понякога нормалните звезди като Слънцето се наричат жълти джуджета.
Жълтото джудже е вид малка звезда от главната последователност с маса между 0,8 и 1,2 слънчеви маси и повърхностна температура 5000–6000 K.
Продължителността на живота на жълтото джудже е средно 10 милиарда години.
След изгарянето на целия запас от водород звездата се увеличава многократно и се превръща в червен гигант. Пример за този тип звезда е Алдебаран.
Червеният гигант изхвърля външните си слоеве газ, за да образува планетарни мъглявини, докато ядрото се свива в малко, плътно бяло джудже.
Червеният гигант е голяма звезда с червеникав или оранжев цвят. Образуването на такива звезди е възможно както на етапа на звездообразуване, така и на по-късните етапи от тяхното съществуване.
На ранен етап звездата излъчва благодарение на гравитационната енергия, освободена по време на компресията, докато компресията не бъде спряна от започналата термоядрена реакция.
В по-късните етапи от еволюцията на звездите, след изгарянето на водород в техните ядра, звездите напускат главната последователност и се преместват в областта на червените гиганти и свръхгигантите на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел: този етап продължава приблизително 10% от време на „активния“ живот на звездите, т.е. етапите на тяхната еволюция, по време на които протичат реакции на нуклеосинтеза в звездния интериор.
Гигантската звезда има сравнително ниска повърхностна температура, около 5000 градуса. Огромен радиус, достигащ 800 слънчеви и поради толкова големи размери, огромна светимост. Максималната радиация се получава в червената и инфрачервената област на спектъра, поради което се наричат червени гиганти.
Най-големите от гигантите се превръщат в червени свръхгиганти. Звезда, наречена Бетелгейзе в съзвездието Орион, е най-яркият пример за червен свръхгигант.
Звездите джуджета са противоположни на гигантите и може би са следващите.
Бялото джудже е това, което остава от обикновена звезда с маса по-малка от 1,4 слънчеви маси, след като премине през етапа на червения гигант.
Поради липсата на водород в ядрото на такива звезди не протичат термоядрени реакции.
Белите джуджета са много плътни. Те не са по-големи от Земята, но масата им може да се сравни с масата на Слънцето.
Това са невероятно горещи звезди, температурите им достигат 100 000 градуса или повече. Те светят, използвайки останалата им енергия, но с течение на времето тя се изчерпва и ядрото се охлажда, превръщайки се в черно джудже.
Червените джуджета са най-често срещаните обекти от звезден тип във Вселената. Оценките за броя им варират от 70 до 90% от броя на всички звезди в галактиката. Те са доста различни от другите звезди.
Масата на червените джуджета не надвишава една трета от слънчевата маса (долната граница на масата е 0,08 слънчева, следвана от кафявите джуджета), температурата на повърхността достига 3500 K. Червените джуджета имат спектрален клас M или късен K. Звезди от този тип излъчват много малко светлина, понякога 10 000 пъти по-малка от Слънцето.
Като се има предвид ниското им излъчване, нито едно от червените джуджета не се вижда от Земята с просто око. Дори най-близкото червено джудже до Слънцето, Проксима Кентавър (най-близката до Слънцето звезда в тройната система) и най-близкото единично червено джудже, звездата на Барнард, имат видими величини съответно 11,09 и 9,53. В този случай с просто око може да се наблюдава звезда с величина до 7,72.
Поради ниската скорост на изгаряне на водород червените джуджета имат много дълъг живот, вариращ от десетки милиарди до десетки трилиони години (червено джудже с маса от 0,1 слънчеви маси ще гори 10 трилиона години).
При червените джуджета термоядрените реакции с участието на хелий са невъзможни, така че те не могат да се превърнат в червени гиганти. С течение на времето те постепенно се свиват и загряват все повече и повече, докато изразходват целия запас от водородно гориво.
Постепенно, според теоретичните концепции, те се превръщат в сини джуджета - хипотетичен клас звезди, докато нито едно от червените джуджета все още не е успяло да се превърне в синьо джудже, а след това в бели джуджета с хелиево ядро.
Кафяво джудже - субзвездни обекти (с маси в диапазона от около 0,01 до 0,08 слънчеви маси или съответно от 12,57 до 80,35 маси на Юпитер и диаметър, приблизително равен на диаметъра на Юпитер), в чиито дълбини, за разлика от основната последователност звезди, няма реакция на термоядрен синтез с превръщане на водород в хелий.
Минималната температура на звездите от главната последователност е около 4000 K, температурата на кафявите джуджета е в диапазона от 300 до 3000 K. Кафявите джуджета постоянно се охлаждат през целия си живот и колкото по-голямо е джуджето, толкова по-бавно се охлажда.
Субкафявите джуджета или кафявите субджуджета са хладни образувания, които падат под границата на масата на кафявите джуджета. Тяхната маса е по-малка от приблизително една стотна от масата на Слънцето или съответно 12,57 от масата на Юпитер, долната граница не е определена. Те обикновено се считат за планети, въпреки че научната общност все още не е стигнала до окончателно заключение какво се счита за планета и какво е субкафяво джудже.
Черните джуджета са бели джуджета, които са се охладили и в резултат на това не излъчват във видимия диапазон. Представлява последния етап от еволюцията на белите джуджета. Масите на черните джуджета, както и масите на белите джуджета, са ограничени над 1,4 слънчеви маси.
Двойната звезда е две гравитационно свързани звезди, обикалящи около общ център на масата.
Понякога има системи от три или повече звезди, в този общ случай системата се нарича множествена звезда.
В случаите, когато такава звездна система не е твърде далеч от Земята, отделните звезди могат да бъдат разграничени чрез телескоп. Ако разстоянието е значително, тогава астрономите могат да разберат, че двойна звезда се вижда само чрез косвени признаци - колебания в яркостта, причинени от периодични затъмнения на една звезда от друга и някои други.
Звезди, чиято яркост внезапно нараства 10 000 пъти. Новата е двойна система, състояща се от бяло джудже и придружаваща звезда, разположени в главната последователност. В такива системи газът от звездата постепенно тече към бялото джудже и периодично експлодира там, причинявайки изблик на яркост.
Свръхнова е звезда, която завършва еволюцията си в катастрофален експлозивен процес. Изригването в този случай може да бъде с няколко порядъка по-голямо, отколкото в случай на нова. Такава мощна експлозия е следствие от процесите, протичащи в звездата на последния етап от еволюцията.
Неутронните звезди (NS) са звездни образувания с маси от порядъка на 1,5 слънчеви и размери, забележимо по-малки от белите джуджета; типичният радиус на неутронна звезда е вероятно от порядъка на 10-20 километра.
Те се състоят главно от неутрални субатомни частици - неутрони, плътно компресирани от гравитационните сили. Плътността на такива звезди е изключително висока, тя е сравнима и според някои оценки може да бъде няколко пъти по-висока от средната плътност на атомното ядро. Един кубичен сантиметър NS вещество ще тежи стотици милиони тонове. Гравитацията на повърхността на неутронна звезда е около 100 милиарда пъти по-висока от тази на Земята.
В нашата Галактика, според учените, може да има от 100 милиона до 1 милиард неутронни звезди, тоест някъде около една на хиляда обикновени звезди.
Пулсарите са космически източници на електромагнитно лъчение, идващи към Земята под формата на периодични изблици (импулси).
Според доминиращия астрофизичен модел пулсарите са въртящи се неутронни звезди с магнитно поле, което е наклонено спрямо оста на въртене. Когато Земята попадне в конуса, образуван от това лъчение, е възможно да се открие импулс на лъчение, повтарящ се на интервали, равни на периода на въртене на звездата. Някои неутронни звезди се въртят до 600 пъти в секунда.
Цефеидите са клас пулсиращи променливи звезди с доста точна връзка период-светимост, кръстени на звездата Делта Цефей. Една от най-известните цефеиди е Поларис.
Даденият списък на основните видове (видове) звезди с техните кратки характеристики, разбира се, не изчерпва цялото възможно разнообразие от звезди във Вселената.
Звездите принадлежат към най-горещите обекти на Вселената. Високата температура на нашето Слънце направи това възможно на Земята. Но причината за такова силно нагряване на звездите остава неизвестна за хората дълго време.
Тайната за високата температура на звездата се крие в него. Това се отнася не само за състава на звездата - буквално целият блясък на звездата идва отвътре. - това е горещото сърце на звездата, в което протича реакцията на термоядрен синтез, най-мощната от ядрените реакции. Този процес е източник на енергия за цялата звезда - топлината от центъра се издига навън и след това в космоса.
Следователно температурата на една звезда варира значително в зависимост от това къде се измерва. Например, температурата в центъра на нашето ядро достига 15 милиона градуса по Целзий - а вече на повърхността, във фотосферата, топлината пада до 5 хиляди градуса.
Първоначалната комбинация от водородни атоми е първата стъпка в процеса на ядрен синтез
Наистина, разликите в нагряването на ядрото на звездата и нейната повърхност са изненадващи. Ако цялата енергия на ядрото на Слънцето беше разпределена равномерно в цялата звезда, повърхностната температура на нашата звезда би била няколко милиона градуса по Целзий! Не по-малко поразителни са разликите в температурата между звездите от различни спектрални класове.
Работата е там, че температурата на звездата се определя от два основни фактора: нивото на ядрото и площта на излъчващата повърхност. Нека ги разгледаме по-отблизо.
Въпреки че ядрото се нагрява до 15 милиона градуса, не цялата тази енергия се прехвърля към съседните слоеве. Отделя се само топлината, произведена от термоядрената реакция. Енергията, въпреки силата си, остава в ядрото. Съответно температурата на горните слоеве на звездата се определя само от силата на термоядрените реакции в ядрото.
Разликите тук могат да бъдат качествени и количествени. Ако ядрото е достатъчно голямо, в него „гори“ повече водород. Ето как младите и зрели звезди с размерите на Слънцето, както и сините гиганти и свръхгиганти получават енергия. Масивни звезди като червени гиганти изгарят не само водород, но и хелий, или дори въглерод и кислород, в своята ядрена пещ.
Процесите на синтез с ядрата на тежките елементи осигуряват много повече енергия. При реакция на термоядрен синтез енергията се получава от излишната маса на свързващите се атоми. През времето, което се случва вътре в Слънцето, 6 водородни ядра с атомна маса 1 се комбинират в едно хелиево ядро с маса 4 - грубо казано, 2 допълнителни водородни ядра се превръщат в енергия. И когато въглеродът "изгори", ядра с маса вече 12 се сблъскват - съответно изходът на енергия е много по-голям.
Звездите обаче не само генерират енергия, но и я пилеят. Следователно, колкото повече енергия отделя една звезда, толкова по-ниска е нейната температура. А количеството освободена енергия определя преди всичко площта на излъчваната повърхност.
Верността на това правило може да се провери дори в ежедневието - прането изсъхва по-бързо, ако е окачено по-широко на въже. И повърхността на звездата разширява ядрото си. Колкото по-плътен е, толкова по-висока е температурата му - и когато се достигне определено ниво, водородът извън звездното ядро се запалва от нажежаването.
Ядрата са много плътни, защото там има много хелий. Понякога самият той вече е „запален“ от термоядрена реакция. Следователно тяхната повърхност надвишава площта на Слънцето с десетки хиляди или дори милиони пъти! Така че фотосферата дори на най-големите червени гиганти е два пъти по-студена от повърхността на Слънцето.
Друг важен момент е, че някои места на повърхността на една и съща звезда могат да имат различни температури. Разликите достигат няколко хиляди градуса по Целзий! Всичко зависи от начина, по който енергията се пренася от ядрото на звездата. Астрофизиците разграничават две основни: радиационен пренос и конвекция:
Местоположението на зоните на радиационен пренос и конвекция зависи от масата на звездата. В звездите, чиято маса е по-малка от тази на Слънцето, преобладава само конвекцията. Масивните звезди пренасят топлината от ядрото към външните слоеве чрез конвекция и към повърхността чрез радиационен трансфер.
Обратното е вярно: енергията напуска ядрото под формата на лъчи и след това се изхвърля на повърхността от конвективни потоци звездна плазма. Там, във фотосферата, енергията на Слънцето отново се превръща в светлина – включително светлина, видима за човешкото око.
И именно благодарение на конвекцията се случват температурни промени на повърхността на Слънцето. Местата, където това се случва, се открояват и визуално. Трите основни типа са факули, петна и изпъкналости.
Както факулите, така и петната с изпъкналост не се появяват поради магнитните полета на звездата, пресичащи фотосферата по време на периоди. Факли се появяват на места, където магнитните линии ускоряват конвективните потоци от газове от дълбините на Слънцето. Протуберанците също имат подобен произход – но тяхната изходна зона на магнитното поле е много по-тясна, а силата на магнитните линии е по-голяма. В петна, напротив, магнитното поле инхибира процеса на топлопредаване - така че те са по-слаби и по-хладни.
Тъй като Слънцето е близо до нас, то остава единствената звезда, на която са наблюдавани подобни явления. Но тъй като природата на звездите е много подобна, астрономите предполагат наличието на петна и факли на други светила.
За звездите
Слушам! В крайна сметка, ако звездите светят -
Това означава ли, че някой има нужда от това?
Това означава, че е необходимо
така че всяка вечер
над покривите
Светна ли поне една звезда?!
И физици, и лирици са привлечени да говорят за звездите, а художниците се опитват да уловят звездното небе върху своите платна.
Но докато се любуваме на блещукащите звезди в нощното небе, понякога си спомняме, че звездите са далечни, огромни и разнообразни светове.
Какви звезди има?
Звезда от астрономическа гледна точка- масивна светеща топка от газ от същата природа като Слънцето.
Звездите се образуват от газово-прахова среда (главно от водород и хелий) в резултат на гравитационно свиване.
Звездите се различават една от друга по маса, спектър на луминесценция и етапи на еволюция.
А звездите са такива
Спектрални класове
Звездите варират в спектрален тип от горещо синьо до студено червено, а в маса - от 0,0767 до 300 слънчеви маси. Яркостта и цветът на една звезда зависи от нейната повърхностна температура и маса. Спектрални класове - по ред от горещо към студено: (O, B, A, F, G, K, M).
Звездна карта
В началото на 20 век Херцшпрунг и Ръсел начертаха " Абсолютна величина" - "спектрален клас"различни звезди и се оказа, че повечето от тях са групирани по тясна крива - основна последователностзвезди
На главната последователност се намира и нашето Слънце – типична звезда от спектрален клас G, жълто джудже.
Обозначаване на класа звезди: първо идва буквеното обозначение на спектралния клас, след това спектралният подклас с арабски цифри, след това класът на светимост с римски цифри (номерът на региона на диаграмата). Слънцето е класифицирано като G2V. 
Звезди от главната последователност
Тези звезди са на етап от живота, в който енергията на излъчване е напълно компенсирана от енергията на термоядрените реакции, протичащи в центъра му. Светенето на такива звезди може да бъде различно в зависимост от вида на реакцията.
В този клас учените идентифицират следните типове звезди: O - синьо, B - бяло-синьо, A - бяло,Ф- бяло-жълто; G- жълт; K - оранжево; М - червено.
Сините звезди имат най-висока температура, червените звезди имат най-ниска.. Слънцето е жълторазновидности на звезди, възрастта му е малко повече 4,5 милиарда години.
Гигантите се считат за светила с диаметър и маса десетки хиляди пъти по-големи от Слънцето.
Между другото, за запомнянезвездните класове са смешни мнемонична фраза: Един бръснат англичанин дъвче фурми като моркови (O, B, A, F, G, K, M)..
Оказва се, че разнообразието от видове звезди е отражение количественхарактеристики на звездите (маса, химичен състав) и еволюционен етапна който в момента се намира звездата.
ЗВЕЗДНА ЕВОЛЮЦИЯв астрономията, последователността от промени, които една звезда претърпява по време на живота си.
Звезда замилиони и милиарди години от живота си преминава през различни етапи на еволюция...
Еволюция на Слънцето 
Една звезда може да се превърне от гигантска звезда в бяло джудже или червен гигант, а след това да избухне в свръхнова или да се превърне в ужасна черна дупка.
Как се случват тези трансформации?
ЕВОЛЮЦИЯ НА ЗВЕЗДИТЕ
Майката на всяко небесно тяло може да се нарече гравитация, а бащата е съпротивлението на материята срещу компресия.
Една звезда започва своя животкато облак от междузвезден газ, компресиран под въздействието на собствената си гравитация и придобил формата на топка. По време на компресията гравитационната енергия се превръща в топлина и температурата се повишава.
Когато температурата в центъра достигне 15-20милиона, започват термоядрени реакции и компресията спира. Обектът се превръща в пълноценна звезда!
Син гигант- звезда от спектрален клас Оили б. Това са млади, горещи, масивни звезди. Масите на сините гиганти достигат 10-20 слънчеви маси, а светимостта им е хиляди пъти по-висока от тази на Слънцето.
На първия етапЖивотът на една звезда е доминиран от реакции на водородния цикъл. Когато целият водород в центъра на звездата се преобразува в хелий, термоядрените реакции спират.
Червен гигант- един от етапите на еволюцията на звездите.
Диаметърът на звездата се увеличава с времето, когато водородът изгори в нейното ядро. Светенето на горещите газове придобива червен нюанс, а температурата им е сравнително ниска.
Без налягането, което възниква по време на реакциите и балансира собственото гравитационно привличане на звездата, звездата отново започва компресия. Повишаване на температурата и налягането.
Свиванепродължава, докато термоядрените реакции, включващи хелий, започнат при температура от около 100 милиона.
Подновено термоядрено изгаряневещество, хелий, причинява чудовищното разширяване на звездата, нейният размер се увеличава 100 пъти! Звездата се превръща в червен гигант, а фазата на изгаряне на хелий продължава няколко милиона години.
Червени гиганти и свръхгиганти-звезди с ниски температури (3000 - 5000 К), но с огромна светимост. Абсолютната величина на такива обекти е −3m—0m, а максималната им емисия е инфрачервенадиапазон.
Почти всичко червени гигантиса променливи звезди.
Настъпва по-нататъшна термоядрена трансформация на хелия (хелий във въглерод, въглерод в кислород, кислород в силиций и накрая силиций в желязо).
Червено джудже
Малките, хладни червени джуджета бавно изгарят запасите си от водород и остават така в продължение на милиарди години, докато масивните свръхгиганти ще се променят само в рамките на няколко милиона години от формирането си.
Звезди със среден размер, подобно на Слънцето, остават в главната последователност за около 10 милиарда години.
След светкавица с хелий въглеродът и кислородът се „запалват“; това причинява силно преструктуриране на звездата. Размерът на атмосферата на звездата се увеличава и тя започва да губи газ под формата на потоци звезден вятър.
Бяло джудже или черна дупка?
Съдбата на една звезда зависи от нейната първоначална маса.
Ядрото на звездата може да сложи край на еволюцията си:
как бяло джудже(звезди с ниска маса),
как неутронна звезда (пулсар)- ако масата му надвишава границата на Чандрасекар,
И как Черна дупка- ако масата надвишава границата на Oppenheimer-Volkov.
В последните два случая завършването на еволюцията на звездите е придружено от катастрофални събития - експлозии на свръхнови.
Бели джуджета
По-голямата част от звездите, включително Слънцето, завършват своята еволюция, като се свиват до налягането на дегенерирало ядро няма да балансира гравитацията
. 
в това състояние, когато размерът на една звезда намалее със стопъти и плътността става милиони пъти по-високаплътност на водата, звездата се нарича бяло джудже. Той е лишен от източници на енергия и, охлаждайки се, става тъмен и невидим.
Нова звезда— тип катаклизмични променливи. Тяхната яркост не се променя толкова рязко, колкото тази на свръхновите (въпреки че амплитудата може да бъде 9m). 
Свръхнови- звезди, които завършват еволюцията си в катастрофален експлозивен процес. Терминът „свръхнови“ се използва за описание на звезди, които пламват по-силно от „нови“. Всъщност всички те не са нови, съществуващите звезди пламват. Но понякога избухваха звезди, които преди това бяха невидими в небето, което създаваше ефекта на появата на нова звезда. 
Хипернова— колапс на тежка звездаслед като вече не са останали източници за поддържане на термоядрени реакции; много голяма супернова. Терминът се използва за описание на експлозиите на звезди с маса от 100 или повече слънчеви маси.
Променлива звездае звезда, чийто блясък се е променял поне веднъж в цялата си история на наблюдение. Има много причини за променливостта. Например, ако една звезда е двойна, тогава една звезда, преминавайки през диска на друга звезда, ще я затъмни. 
Но в повечето случаи променливостта е свързана с нестабилни вътрешни процеси
Черна дупка- регион в пространство-времето, чието гравитационно привличане е толкова силно, че дори обекти, движещи се със скоростта на светлината (включително квантовете на самата светлина), не могат да го напуснат. 
Границата на тази област се нарича хоризонт на събитията, а характерният му размер е гравитационният радиус. В най-простия случай е равно на Радиус на Шварцшилд.
R w=2G M/s 2
където c е скоростта на светлината, M е масата на тялото, G е гравитационната константа.
………………………
Неутронна звезда- астрономически обект, състоящ се от неутронно ядро и тънка (~1 km) кора от дегенерирана материя, съдържаща тежки атомни ядра. Масите на неутронните звезди са сравними с масата на Слънцето, но радиусите са само десетки километри. Смята се, че се раждат неутронни звезди по време на експлозия на свръхнова.
Така че РакМъглявината в съзвездието Телец е остатък от свръхнова, чиято експлозия е наблюдавана според записите на арабски и китайски астрономи на 4 юли 1054 г. Факелът се виждаше 23 дни с невъоръжено око, дори през деня.
Мъглявина Ракв конвенционални цветове (син - рентгенов, червен - оптичен диапазон). В центъра - пулсар.
Пулсар— космически източник периодиченрадио (радио пулсар), оптично, рентгеново или гама лъчение, идващо на Земята под формата периодични импулси.
Първи пулсар, неутронна звезда
, е открит през юни 1967 г. от Джоселин Бел, аспирант на Е. Хюиш. Тя откри обекти, излъчващи редовни импулси на радиовълни. Феноменът по-късно беше обяснен като насочен радиолъч от въртящ се обект - нещо като "космически фар". Но обикновените звезди биха се сринали само от такава висока скорост на въртене неутронни звезди.
За този резултат Хюиш получава Нобелова награда през 1974 г.
интересноче пулсарът за първи път е получил име LGM-1(от Little Green Men - малки зелени човечета). Това име беше свързано с предположението, че тези периодични импулси на радиоизлъчванеимат изкуствен произход. Тогава изчезна и хипотезата за сигнали от извънземна цивилизация.
Цефеиди- клас пулсиращи променливи звезди с точна връзка период-светимост, кръстен на звездата δ Цефей. Една от най-известните цефеиди е Поларис.
Кафяви джуджетаТова е вид звезда, в която ядрените реакции не компенсират енергията, загубена от радиация. Тяхното съществуване е предсказано в средата на 20 век, а през 2004 г. за първи път е открито кафяво джудже. 
Към днешна дата са открити достатъчно такива звезди, техният спектрален клас е M - T.
Черно джудже-последният етап от еволюцията на звезда с ниска маса, охладена и безжизнена.
......................
Други космически обекти
Бяла дупка
Това е хипотетичен физически обект във Вселената, в който нищо не може да влезе. Бялата дупка е временната противоположност на черната дупка.
Квазари
Квазаре изключително далечен, извънгалактичен обект с висока светимост и малък ъглов размер, далечно активно галактическо ядро. Според една теория квазарите са галактики в начален етап на развитие, в които свръхмасивна черна дупка поглъща околната материя.
От думите квас
istellа
r(„квазизвезден“, „подобен на звезда“) и („“), буквално „квазизвезден радиоизточник“.
Галактика(древногръцки млечен) - гигантска система от звезди, звездни купове, междузвезден газ. Всички обекти са включени галактики участват в движение спрямо общото
