Adoro olhar para o céu estrelado. É muito emocionante. Quando uma estrela cai, sempre faço um pedido. Para mim, pessoalmente, cada estrela é um mundo misterioso e desconhecido. Os cientistas provam que não há vida em toda a Galáxia, exceto na Terra. É assim... Talvez haja algo em alguma estrela. Existem milhões deles e estão todos tão longe de nós.
Cada pessoa sabe o que é uma estrela. Da Terra vemos um pequeno corpo celeste brilhante. Na verdade, é muito grandes bolas que consistem em diferentes gases. Está provado que em seus a temperatura central é de cerca de 6 milhões de graus. E no coração das estrelas estão Vhidrogênio (90%) e hélio (pouco menos de 10%). Na verdade, uma estrela também é o Sol, só que menor em tamanho (ou maior). Os astrônomos costumam chamá-los de “bolas de fogo”.
Se você olhar através de um telescópio, poderá ver que cada estrela tem tamanho e forma diferentes e está cercada por uma nebulosa diferente. As estrelas são divididas em três tipos com base no tamanho:
Você conhece isso A cor de uma estrela depende diretamente de sua temperatura S. As estrelas vermelhas têm a temperatura mais baixa, as estrelas azuis têm a mais alta:
Parece-nos da Terra que todas as estrelas são quase iguais. E pensamos que eles diferem apenas no brilho do brilho. Na verdade - todas as estrelas têm tamanhos diferentes e têm temperaturas diferentes.
Inicialmente, o índice de cor foi definido como a diferença entre as magnitudes estelares do objeto: CI = m ph -m vis. A introdução da fotometria tricolor possibilitou a utilização de dois indicadores de cores independentes: (B-V) e (U-B). Como o filtro V ( visual) está próximo da faixa de sensibilidade do olho e o filtro B ( azul) - para a faixa da chapa fotográfica, então os valores dos indicadores CI e (B-V) quase coincidem. A escala de magnitude é definida de modo que (BV)=0 e (U-B)=0 para estrelas A0 com uma temperatura de superfície de cerca de 10.000 K. Estrelas vermelhas com baixas temperaturas de superfície têm um índice de cor de +1,0. eu até +2,0 eu, e para estrelas quentes branco-azuladas é negativo até -0,3 eu. Os avanços no espectro levaram à introdução de novos filtros padrão (I, J, K, ...) e seus índices de cores correspondentes.
Para estrelas cujo espectro não está distorcido, o conceito é usado cor normal(ou indicador de cor normal). Uma vez que, tal como o tipo espectral de uma estrela, está quase exclusivamente relacionado com a sua temperatura, a cor normal de uma estrela pode ser determinada a partir da aparência do espectro, mesmo que a sua cor observada seja distorcida pela absorção interestelar. A diferença entre as cores observadas e normais é chamada excesso de cor (Excesso de Cor): por exemplo, E B-V = (B-V) - (B-V) 0 . Seu valor indica precisamente o grau
As estrelas podem ser muito diferentes: pequenas e grandes, brilhantes e não muito brilhantes, velhas e jovens, quentes e “frias”, brancas, azuis, amarelas, vermelhas, etc.
Mostra a relação entre a magnitude absoluta, luminosidade, tipo espectral e temperatura da superfície da estrela. As estrelas neste diagrama não estão localizadas aleatoriamente, mas formam áreas claramente visíveis.
A maioria das estrelas está no chamado sequência principal. A existência da sequência principal se deve ao fato de que a fase de queima do hidrogênio representa ~90% do tempo evolutivo da maioria das estrelas: a queima do hidrogênio nas regiões centrais da estrela leva à formação de um núcleo isotérmico de hélio, a transição para o estágio de gigante vermelha e a saída da estrela da sequência principal. A evolução relativamente curta das gigantes vermelhas leva, dependendo da sua massa, à formação de anãs brancas, estrelas de nêutrons ou buracos negros.
Estrelas normais são estrelas da sequência principal. Isso inclui nosso Sol. Às vezes, estrelas normais como o Sol são chamadas de anãs amarelas.
Uma anã amarela é um tipo de pequena estrela da sequência principal com massa entre 0,8 e 1,2 massas solares e temperatura superficial de 5.000–6.000 K.
A vida útil de uma anã amarela é em média de 10 bilhões de anos.
Depois que todo o suprimento de hidrogênio queima, a estrela aumenta de tamanho muitas vezes e se transforma em uma gigante vermelha. Um exemplo deste tipo de estrela é Aldebaran.
A gigante vermelha ejeta suas camadas externas de gás para formar nebulosas planetárias, enquanto o núcleo colapsa em uma pequena e densa anã branca.
Uma gigante vermelha é uma grande estrela de cor avermelhada ou laranja. A formação de tais estrelas é possível tanto na fase de formação estelar como em fases posteriores da sua existência.
Numa fase inicial, a estrela irradia devido à energia gravitacional libertada durante a compressão, até que a compressão seja interrompida pela reacção termonuclear que começou.
Nos estágios posteriores da evolução das estrelas, após a queima do hidrogênio em seus núcleos, as estrelas saem da sequência principal e passam para a região das gigantes vermelhas e supergigantes do diagrama de Hertzsprung-Russell: esse estágio dura aproximadamente 10% do época da vida "ativa" das estrelas, ou seja, as etapas de sua evolução, durante as quais ocorrem reações de nucleossíntese no interior estelar.
A estrela gigante tem uma temperatura superficial relativamente baixa, cerca de 5.000 graus. Um raio enorme, chegando a 800 solares e devido ao seu tamanho grande, uma luminosidade enorme. A radiação máxima ocorre nas regiões vermelha e infravermelha do espectro, por isso são chamadas de gigantes vermelhas.
Os maiores dos gigantes se transformam em supergigantes vermelhas. Uma estrela chamada Betelgeuse na constelação de Órion é o exemplo mais impressionante de uma supergigante vermelha.
As estrelas anãs são o oposto das gigantes e podem ser as próximas.
Uma anã branca é o que resta de uma estrela comum com massa inferior a 1,4 massa solar depois de passar pelo estágio de gigante vermelha.
Devido à falta de hidrogênio, as reações termonucleares não ocorrem no núcleo dessas estrelas.
As anãs brancas são muito densas. Eles não são maiores que a Terra, mas sua massa pode ser comparada à massa do Sol.
Estas são estrelas incrivelmente quentes, suas temperaturas chegam a 100.000 graus ou mais. Eles brilham usando a energia restante, mas com o tempo ela acaba e o núcleo esfria, transformando-se em uma anã negra.
As anãs vermelhas são os objetos do tipo estelar mais comuns no Universo. As estimativas de seu número variam de 70 a 90% do número de todas as estrelas da galáxia. Eles são bastante diferentes de outras estrelas.
A massa das anãs vermelhas não excede um terço da massa solar (o limite inferior da massa é 0,08 solar, seguido pelas anãs marrons), a temperatura da superfície atinge 3500 K. As anãs vermelhas têm uma classe espectral de M ou K tardio. deste tipo emitem muito pouca luz, às vezes 10.000 vezes menor que o Sol.
Dada a sua baixa radiação, nenhuma das anãs vermelhas é visível da Terra a olho nu. Mesmo a anã vermelha mais próxima do Sol, Proxima Centauri (a estrela mais próxima no sistema triplo do Sol), e a anã vermelha mais próxima, a Estrela de Barnard, têm magnitudes aparentes de 11,09 e 9,53, respectivamente. Nesse caso, uma estrela com magnitude de até 7,72 pode ser observada a olho nu.
Devido à baixa taxa de combustão de hidrogênio, as anãs vermelhas têm uma vida útil muito longa, variando de dezenas de bilhões a dezenas de trilhões de anos (uma anã vermelha com massa de 0,1 massa solar queimará por 10 trilhões de anos).
Nas anãs vermelhas, as reações termonucleares envolvendo hélio são impossíveis, portanto elas não podem se transformar em gigantes vermelhas. Com o tempo, eles encolhem gradualmente e aquecem cada vez mais até esgotarem todo o suprimento de combustível de hidrogênio.
Gradualmente, de acordo com conceitos teóricos, elas se transformam em anãs azuis - uma classe hipotética de estrelas, enquanto nenhuma das anãs vermelhas ainda conseguiu se transformar em anã azul e depois em anãs brancas com núcleo de hélio.
Anã marrom - objetos subestelares (com massas variando de aproximadamente 0,01 a 0,08 massas solares, ou, respectivamente, de 12,57 a 80,35 massas de Júpiter e um diâmetro aproximadamente igual ao diâmetro de Júpiter), em cujas profundezas, em contraste com a sequência principal estrelas, não há reação de fusão termonuclear com a conversão de hidrogênio em hélio.
A temperatura mínima das estrelas da sequência principal é de cerca de 4.000 K, a temperatura das anãs marrons está na faixa de 300 a 3.000 K. As anãs marrons esfriam constantemente ao longo de suas vidas, e quanto maior a anã, mais lentamente ela esfria.
Anãs submarrons, ou subanãs marrons, são formações frias que ficam abaixo do limite de massa das anãs marrons. Sua massa é inferior a aproximadamente um centésimo da massa do Sol ou, portanto, 12,57 da massa de Júpiter, o limite inferior não foi determinado. Geralmente são considerados planetas, embora a comunidade científica ainda não tenha chegado a uma conclusão final sobre o que é considerado um planeta e o que é uma subanã marrom.
As anãs negras são anãs brancas que esfriaram e, como resultado, não emitem na faixa visível. Representa o estágio final da evolução das anãs brancas. As massas das anãs negras, assim como as massas das anãs brancas, são limitadas acima de 1,4 massas solares.
Uma estrela binária são duas estrelas ligadas gravitacionalmente orbitando um centro de massa comum.
Às vezes existem sistemas de três ou mais estrelas, neste caso geral o sistema é chamado de estrela múltipla.
Nos casos em que tal sistema estelar não esteja muito longe da Terra, estrelas individuais podem ser distinguidas através de um telescópio. Se a distância for significativa, os astrônomos poderão entender que uma estrela dupla é visível apenas por sinais indiretos - flutuações no brilho causadas por eclipses periódicos de uma estrela por outra e algumas outras.
Estrelas cuja luminosidade aumenta repentinamente 10.000 vezes. A nova é um sistema binário que consiste em uma anã branca e uma estrela companheira localizada na sequência principal. Nesses sistemas, o gás da estrela flui gradualmente para a anã branca e explode ali periodicamente, causando uma explosão de luminosidade.
Uma supernova é uma estrela que termina a sua evolução num processo explosivo catastrófico. A explosão, neste caso, pode ser várias ordens de magnitude maior do que no caso de uma nova. Uma explosão tão poderosa é consequência dos processos que ocorrem na estrela no último estágio de evolução.
Estrelas de nêutrons (NS) são formações estelares com massas da ordem de 1,5 massas solares e tamanhos visivelmente menores que as anãs brancas; o raio típico de uma estrela de nêutrons é presumivelmente da ordem de 10-20 quilômetros.
Eles consistem principalmente em partículas subatômicas neutras - nêutrons, fortemente comprimidas por forças gravitacionais. A densidade dessas estrelas é extremamente alta, comparável e, segundo algumas estimativas, pode ser várias vezes maior que a densidade média do núcleo atômico. Um centímetro cúbico de substância NS pesará centenas de milhões de toneladas. A gravidade na superfície de uma estrela de nêutrons é cerca de 100 bilhões de vezes maior que na Terra.
Em nossa Galáxia, segundo os cientistas, podem existir de 100 milhões a 1 bilhão de estrelas de nêutrons, ou seja, algo em torno de uma em cada mil estrelas comuns.
Pulsares são fontes cósmicas de radiação eletromagnética que chegam à Terra na forma de rajadas periódicas (pulsos).
De acordo com o modelo astrofísico dominante, os pulsares são estrelas de nêutrons em rotação com um campo magnético inclinado em relação ao eixo de rotação. Quando a Terra incide no cone formado por esta radiação, é possível detectar um pulso de radiação que se repete em intervalos iguais ao período de revolução da estrela. Algumas estrelas de nêutrons giram até 600 vezes por segundo.
Cefeidas são uma classe de estrelas variáveis pulsantes com uma relação período-luminosidade bastante precisa, em homenagem à estrela Delta Cephei. Uma das Cefeidas mais famosas é a Polaris.
A lista fornecida dos principais tipos (tipos) de estrelas com suas breves características, é claro, não esgota toda a variedade possível de estrelas no Universo.
As estrelas pertencem aos objetos mais quentes do Universo. Foi a alta temperatura do nosso Sol que tornou isso possível na Terra. Mas a razão para um aquecimento tão forte das estrelas permaneceu desconhecida das pessoas por muito tempo.
O segredo da alta temperatura da estrela está nela. Isto não se refere apenas à composição da estrela - literalmente, todo o brilho da estrela vem de dentro. - este é o coração quente da estrela, onde ocorre a reação de fusão termonuclear, a mais poderosa das reações nucleares. Este processo é uma fonte de energia para toda a estrela - o calor do centro sobe para fora e depois para o espaço sideral.
Portanto, a temperatura de uma estrela varia muito dependendo de onde ela é medida. Por exemplo, a temperatura no centro do nosso núcleo chega a 15 milhões de graus Celsius – e já na superfície, na fotosfera, o calor cai para 5 mil graus.
A combinação inicial de átomos de hidrogênio é a primeira etapa no processo de fusão nuclear
Na verdade, as diferenças no aquecimento do núcleo da estrela e da sua superfície são surpreendentes. Se toda a energia do núcleo do Sol fosse distribuída uniformemente por toda a estrela, a temperatura da superfície da nossa estrela seria de vários milhões de graus Celsius! Não menos impressionantes são as diferenças de temperatura entre estrelas de diferentes classes espectrais.
O fato é que a temperatura de uma estrela é determinada por dois fatores principais: o nível do núcleo e a área da superfície emissora. Vamos dar uma olhada neles.
Embora o núcleo aqueça até 15 milhões de graus, nem toda essa energia é transferida para as camadas vizinhas. Apenas o calor produzido pela reação termonuclear é emitido. A energia, apesar do seu poder, permanece dentro do núcleo. Conseqüentemente, a temperatura das camadas superiores de uma estrela é determinada apenas pela força das reações termonucleares no núcleo.
As diferenças aqui podem ser qualitativas e quantitativas. Se o núcleo for grande o suficiente, mais hidrogênio “queima” nele. É assim que estrelas jovens e maduras do tamanho do Sol, assim como gigantes e supergigantes azuis, recebem energia. Estrelas massivas como as gigantes vermelhas queimam não apenas hidrogénio, mas também hélio, ou mesmo carbono e oxigénio, na sua fornalha nuclear.
Os processos de fusão com núcleos de elementos pesados fornecem muito mais energia. Numa reação de fusão termonuclear, a energia é obtida a partir do excesso de massa dos átomos unidos. Durante o tempo que ocorre dentro do Sol, 6 núcleos de hidrogênio com massa atômica de 1 se combinam em um núcleo de hélio com massa de 4 - grosso modo, 2 núcleos de hidrogênio extras são convertidos em energia. E quando o carbono “queima”, núcleos com uma massa já de 12 colidem – consequentemente, a produção de energia é muito maior.
No entanto, as estrelas não apenas geram energia, mas também a desperdiçam. Consequentemente, quanto mais energia uma estrela emite, menor é a sua temperatura. E a quantidade de energia liberada determina principalmente a área da superfície emitida.
A veracidade desta regra pode ser verificada até na vida cotidiana - a roupa seca mais rápido se for pendurada mais larga no varal. E a superfície da estrela expande seu núcleo. Quanto mais denso for, maior será sua temperatura - e quando um certo nível é atingido, o hidrogênio fora do núcleo estelar é inflamado pela incandescência.
Os núcleos são muito densos porque há muito hélio ali. Às vezes ele próprio já está “inflamado” por uma reação termonuclear. Portanto, sua área de superfície excede a área do Sol em dezenas de milhares, ou até um milhão de vezes! Portanto, mesmo a fotosfera das maiores gigantes vermelhas é duas vezes mais fria que a superfície do Sol.
Outro ponto importante é que alguns locais da superfície de uma mesma estrela podem ter temperaturas diferentes. As diferenças chegam a vários milhares de graus Celsius! Tudo depende da forma como a energia é transferida do núcleo da estrela. Os astrofísicos distinguem dois principais: transferência radiativa e convecção:
A localização das zonas de transferência radiativa e de convecção depende da massa da estrela. Nas estrelas cuja massa é menor que a do Sol, predomina apenas a convecção. Estrelas massivas transferem calor do núcleo para as camadas externas por convecção e para a superfície por transferência radiativa.
Em contraste, o oposto é verdadeiro: a energia deixa o núcleo na forma de raios e é então lançada para a superfície por fluxos convectivos de plasma estelar. Lá, na fotosfera, a energia do Sol é novamente convertida em luz – inclusive a luz visível ao olho humano.
E é graças à convecção que ocorrem mudanças de temperatura na superfície do Sol. Os locais onde isso acontece também se destacam visualmente. Os três tipos principais são fáculas, manchas e proeminências.
Tanto as fáculas quanto as manchas com proeminências não aparecem devido aos campos magnéticos da estrela que atravessam a fotosfera durante os períodos. Tochas aparecem em locais onde as linhas magnéticas aceleram os fluxos convectivos de gases das profundezas do Sol. As proeminências também têm origem semelhante – mas sua zona de saída do campo magnético é muito mais estreita e a força das linhas magnéticas é maior. Nos pontos, ao contrário, o campo magnético inibe o processo de transferência térmica - por isso ficam mais escuros e mais frios.
Como o Sol está perto de nós, continua a ser a única estrela onde tais fenómenos foram observados. Mas como a natureza das estrelas é muito semelhante, os astrônomos presumem a presença de manchas e tochas em outras luminárias.
Sobre as estrelas
Ouvir! Afinal, se as estrelas acenderem -
Isso significa que alguém precisa disso?
Isto significa que é necessário
para que todas as noites
sobre os telhados
Pelo menos uma estrela acendeu?!
Tanto físicos quanto letristas são atraídos a falar sobre as estrelas, e os artistas tentam capturar o céu estrelado em suas telas.
Mas admirando as estrelas cintilantes no céu noturno, às vezes nos lembramos que as estrelas são mundos distantes, enormes e diversos.
Que tipo de estrelas existem?
Estrela do ponto de vista astronômico- uma enorme bola luminosa de gás da mesma natureza do Sol.
As estrelas são formadas a partir de um meio gás-poeira (principalmente de hidrogênio e hélio) como resultado da compressão gravitacional.
As estrelas diferem umas das outras em massa, espectro de luminescência e estágios de evolução.
E é assim que as estrelas são
Classes espectrais
As estrelas variam em tipo espectral do azul quente ao vermelho frio e em massa - de 0,0767 a 300 massas solares. A luminosidade e a cor de uma estrela dependem da temperatura e massa de sua superfície. Classes espectrais - em ordem de quente para frio: (O, B, A, F, G, K, M).
Gráfico de estrelas
No início do século 20, Hertzsprung e Russell mapearam " Magnitude absoluta" - "classe espectral"várias estrelas, e descobriu-se que a maioria delas está agrupada ao longo de uma curva estreita - sequência principal estrelas
Nosso Sol também está localizado na sequência principal - uma estrela típica da classe espectral G, uma anã amarela.
Designação da classe de estrelas: primeiro vem a designação alfabética da classe espectral, depois a subclasse espectral em algarismos arábicos, depois a classe de luminosidade em algarismos romanos (número da região no diagrama). O sol é classificado como G2V. 
Estrelas da sequência principal
Estas estrelas estão numa fase da vida em que a energia da radiação é completamente compensada pela energia das reações termonucleares que ocorrem em seu centro. O brilho dessas estrelas pode ser diferente, dependendo do tipo de reação.
Nesta aula, os cientistas identificam os seguintes tipos de estrelas: O - azul, B - branco-azul, A - branco, F- Branco amarelo; G- amarelo; K - laranja; M - vermelho.
As estrelas azuis têm a temperatura mais alta, as estrelas vermelhas têm a temperatura mais baixa.. O sol é amarelo variedades de estrelas, sua idade é um pouco mais 4,5 bilhões de anos.
Os gigantes são considerados luminares com diâmetro e massa dezenas de milhares de vezes maiores que o Sol.
Aliás, para lembrar aulas de estrelas são engraçadas frase mnemônica: Um inglês raspado mastiga tâmaras como cenouras (O, B, A, F, G, K, M)..
Acontece que a variedade de tipos de estrelas é um reflexo quantitativo características das estrelas (massa, composição química) e estágio evolutivo em que a estrela está localizada atualmente.
EVOLUÇÃO ESTRELA na astronomia, a sequência de mudanças que uma estrela sofre durante sua vida.
Estrela para milhões e bilhões de anos de sua vida passa por vários estágios de evolução...
Evolução do Sol 
Uma estrela pode passar de uma estrela gigante a uma anã branca ou gigante vermelha e depois explodir em uma supernova ou se transformar em um terrível buraco negro.
Como ocorrem essas transformações?
EVOLUÇÃO DAS ESTRELAS
A mãe de todo corpo celeste pode ser chamada de gravidade, e o pai é a resistência da matéria à compressão.
Uma estrela começa sua vida como uma nuvem de gás interestelar, comprimida sob a influência de sua própria gravidade e assumindo a forma de uma bola. Durante a compressão, a energia gravitacional se transforma em calor e a temperatura aumenta.
Quando a temperatura no centro atinge 15-20 milhões, as reações termonucleares começam e a compressão para. O objeto se torna uma estrela completa!
Gigante azul- estrela de classe espectral Ó ou B. Estas são estrelas jovens, quentes e massivas. As massas dos gigantes azuis atingem 10-20 massas solares e sua luminosidade é milhares de vezes maior que a do Sol.
Na primeira fase A vida de uma estrela é dominada pelas reações do ciclo do hidrogênio. Quando todo o hidrogênio no centro da estrela é convertido em hélio, as reações termonucleares param.
gigante vermelho- um dos estágios da evolução estelar.
O diâmetro da estrela aumenta à medida que o hidrogênio queima em seu núcleo. O brilho dos gases quentes adquire uma tonalidade vermelha e sua temperatura é relativamente baixa.
Sem a pressão que surgiu durante as reações e equilibrou a atração gravitacional da própria estrela, a estrela novamente começa a compressão. Aumento de temperatura e pressão.
Colapso continua até que as reações termonucleares envolvendo hélio comecem a uma temperatura de cerca de 100 milhões.
Combustão termonuclear renovada substância, o hélio, provoca a monstruosa expansão da estrela, seu tamanho aumenta 100 vezes! A estrela se torna uma gigante vermelha e a fase de queima do hélio dura vários milhões de anos.
Gigantes e supergigantes vermelhas-estrelas com baixas temperaturas (3.000 - 5.000 K), mas com enorme luminosidade. A magnitude absoluta de tais objetos é −3m—0m, e sua emissão máxima é infravermelho faixa.
Quase tudo gigantes vermelhos são estrelas variáveis.
Ocorre ainda mais transformação termonuclear do hélio (hélio em carbono, carbono em oxigênio, oxigênio em silício e, finalmente, silício em ferro).
anão vermelho
As anãs vermelhas pequenas e frias queimam lentamente as suas reservas de hidrogénio e permanecem assim durante milhares de milhões de anos, enquanto as supergigantes massivas mudarão apenas alguns milhões de anos após a formação.
Estrelas de tamanho médio, tal como o Sol, permanecem na sequência principal durante cerca de 10 mil milhões de anos.
Após um flash de hélio, o carbono e o oxigênio “inflamam”; isso causa uma forte reestruturação da estrela. O tamanho da atmosfera da estrela aumenta e ela começa a perder gás na forma de fluxos vento estelar.
Anã branca ou buraco negro?
O destino de uma estrela depende da sua massa inicial.
O núcleo da estrela pode encerrar sua evolução:
Como anã branca(estrelas de baixa massa),
Como estrela de nêutrons (pulsar)- se a sua massa exceder o limite de Chandrasekhar,
E como buraco negro- se a massa exceder o limite de Oppenheimer-Volkov.
Nos dois últimos casos, a conclusão da evolução das estrelas é acompanhada por eventos catastróficos - explosões de supernovas.
Anãs brancas
A grande maioria das estrelas, incluindo o Sol, termina a sua evolução encolhendo até a pressão de um núcleo degenerado não equilibrará a gravidade
. 
Neste estado, quando o tamanho de uma estrela diminui em cem vezes, e a densidade se torna um milhão de vezes maior densidade da água, a estrela é chamada anã branca. Fica privado de fontes de energia e, esfriando, torna-se escuro e invisível.
Nova estrela— tipo de variáveis cataclísmicas. Seu brilho não muda tão acentuadamente quanto o das supernovas (embora a amplitude possa ser de 9m). 
Supernovas- estrelas que terminam a sua evolução num processo explosivo catastrófico. O termo “supernovas” foi usado para descrever estrelas que brilharam com mais força do que “novas”. Na verdade, nem todas são novas, as estrelas existentes estão brilhando. Mas às vezes surgiam estrelas que antes eram invisíveis no céu, o que criava o efeito do aparecimento de uma nova estrela. 
Hipernova— colapso de uma estrela pesada depois de não existirem mais fontes para apoiar as reações termonucleares; supernova muito grande. O termo é usado para descrever as explosões de estrelas com massas de 100 ou mais massas solares.
Estrela variávelé uma estrela cujo brilho mudou pelo menos uma vez em toda a sua história de observação. Existem muitas razões para a variabilidade. Por exemplo, se uma estrela for dupla, então uma estrela, passando pelo disco de outra estrela, irá eclipsá-la. 
Mas na maioria dos casos, a variabilidade está associada a processos internos instáveis
Buraco negro- uma região do espaço-tempo cuja atração gravitacional é tão forte que mesmo objetos que se movem à velocidade da luz (incluindo os próprios quanta de luz) não podem sair dela. 
O limite desta área é chamado Horizonte de eventos, e seu tamanho característico é o raio gravitacional. No caso mais simples é igual a Raio de Schwarzschild.
R w=2G M/s 2
onde c é a velocidade da luz, M é a massa do corpo, G é a constante gravitacional.
………………………
Estrêla de Neutróns- um objeto astronômico que consiste em um núcleo de nêutrons e uma crosta fina (∼1 km) de matéria degenerada contendo núcleos atômicos pesados. As massas das estrelas de nêutrons são comparáveis à massa do Sol, mas raios são apenas dezenas de quilômetros. Acredita-se que nascem estrelas de nêutrons durante explosões de supernovas.
Então caranguejo A nebulosa da constelação de Touro é o remanescente de uma supernova, cuja explosão foi observada, segundo registros de astrônomos árabes e chineses, em 4 de julho de 1054. A erupção foi visível durante 23 dias a olho nu, mesmo durante o dia.
Nebulosa do Caranguejo em cores convencionais (azul - raio X, vermelho - faixa óptica). No centro - pulsar.
Pulsar- fonte cósmica periódico rádio (rádio pulsar), radiação óptica, de raios X ou gama chegando à Terra na forma pulsos periódicos.
Primeiro pulsar, estrela de nêutrons
, foi descoberto em junho de 1967 por Jocelyn Bell, uma estudante de graduação de E. Hewish. Ela descobriu objetos emitindo pulsos regulares de ondas de rádio. O fenômeno foi posteriormente explicado como um feixe de rádio direcionado de um objeto giratório - uma espécie de “farol espacial”. Mas as estrelas comuns entrariam em colapso devido a uma velocidade de rotação tão elevada; apenas estrelas de nêutrons.
Por este resultado, Hewish recebeu o Prêmio Nobel em 1974.
Interessante que o pulsar recebeu pela primeira vez um nome LGM-1(de Little Green Men - homenzinhos verdes). Este nome estava associado à suposição de que esses pulsos periódicos de emissão de rádio ter origem artificial. Então a hipótese sobre sinais de uma civilização extraterrestre desapareceu.
Cefeidas- uma classe de estrelas variáveis pulsantes com uma relação período-luminosidade exata, em homenagem à estrela δ Cephei. Uma das Cefeidas mais famosas é a Polaris.
Anãs marrons Este é um tipo de estrela em que as reações nucleares não compensam a energia perdida pela radiação. A sua existência foi prevista em meados do século XX e, em 2004, uma anã castanha foi descoberta pela primeira vez. 
Até o momento, um número suficiente dessas estrelas foi descoberto, sua classe espectral é M - T.
anã negra-o estágio final da evolução de uma estrela de baixa massa, resfriada e sem vida.
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Outros objetos espaciais
Buraco branco
É um objeto físico hipotético no Universo no qual nada pode entrar. Um buraco branco é o oposto temporário de um buraco negro.
Quasares
Quasaré um objeto extragaláctico extremamente distante com alta luminosidade e pequeno tamanho angular, um núcleo galáctico ativo distante. De acordo com uma teoria, os quasares são galáxias em estágio inicial de desenvolvimento, nas quais um buraco negro supermassivo absorve a matéria circundante.
De palavras quase
istella
R(“quase estelar”, “semelhante a uma estrela”) e (“”), literalmente “fonte de rádio quase estelar”.
Galáxia(grego antigo leitoso) - um sistema gigante de estrelas, aglomerados de estrelas, gás interestelar. Todos os objetos incluídos galáxias participar do movimento em relação ao geral
