Звёзды главной последовательности: что такое звезда и как они образуются

На вооружении

Сербская «Рапира».

Кумулятивный выстрел к пушке.

• Азербайджан Азербайджан — 72 МТ-12, по состоянию на 2017 год
• Армения Армения — 36 МТ-12, по состоянию на 2016 год
• Болгария Болгария — 126 МТ-12, по состоянию на 2016 год
• Грузия Грузия — 40 МТ-12, по состоянию на 2017 год
• Казахстан Казахстан — 68 T-12/МT-12, по состоянию на 2016 год
• Киргизия Киргизия — 18 T-12/МT-12, по состоянию на 2016 год
• Молдавия Молдавия — 37 МТ-12, по состоянию на 2016 год
• Монголия Монголия — некоторое количество, по состоянию на 2016 год
• Россия Россия — 526 МT-12, (2000 T-12/МT-12 на хранении), по состоянию на январь 2016 год
• Туркмения Туркмения — 60 T-12/МT-12, по состоянию на 2016 год
• Узбекистан Узбекистан — 36 T-12/МT-12, по состоянию на 2016 год
• Украина Украина — не менее 500 T-12/МT-12, по состоянию на 2016 год

Бывшие операторы

• Алжир Алжир — 10 Т-12, по состоянию на 2010 год
• Босния и Герцеговина Босния и Герцеговина — 155 T-12/МT-12, по состоянию на 2013 год
• Венгрия Венгрия
• ГДР ГДР
• Ирак Ирак
• Польша Польша
• СССР СССР
• Югославия Югославия
• Хорватия Хорватия — 133 Т-12, по состоянию на 2010 год
• Черногория Черногория — 36 МТ-12, по состоянию на 2010 год

См. также

Стоял на вооружении

Литература

Эпизод III. Расцвет жизненного пути звезды

Солнце снятое в линии H альфа. Наше звезда в самом расцвете сил.

В середине своей жизни космические светила могут обладать самыми разнообразными цветами, массой и габаритами. Цветовая палитра варьируется от голубоватых оттенков до красных, а их масса может быть значительно меньше солнечной, либо превышать ее более чем в триста раз. Главная последовательность жизненного цикла звезд длится около десяти миллиардов лет. После чего в ядре космического тела заканчивается водород. Этот момент принято считать переходом жизни объекта на следующий этап. По причине истощения водородных ресурсов в ядре останавливаются термоядерные реакции. Однако в период вновь начавшегося сжатия звезды начинается коллапс, который приводит к возникновению термоядерных реакций уже с участием гелия. Этот процесс стимулирует просто невероятное по масштабам расширение звезды. И теперь она считается красным гигантом.

Середина жизненного цикла звезды

Среди звёзд встречается широкое многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе — от 0,0767 до около 300 Солнечных масс по последним оценкам. Светимость и цвет звезды зависят от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется её массой. Все новые звёзды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Речь, естественно, идёт не о физическом перемещении звезды — только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. Фактически, перемещение звезды по диаграмме отвечает лишь изменению параметров звезды.

Маленькие и холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности десятки миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты сходят с главной последовательности уже через несколько десятков миллионов (а некоторые спустя всего несколько миллионов) лет после формирования.

Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.

Звёзды в созвездии Стрельца (вид с Земли на центр галактики Млечный Путь)

Масштабы звездных взрывов

Чтобы наглядно понять, какой энергией обладают сверхновые взрывы, обратимся к уравнению эквивалента массы и энергии. Согласно нему, в каждом грамме материи заключено колоссальное количество энергии.  Так 1 грамм вещества эквивалентен взрыву атомной бомбы, взорванной над Хиросимой. Энергия царь-бомбы эквивалента трём килограммам вещества.

Каждую секунду ходе термоядерных процессов в недрах Солнца 764 миллиона тонн водорода превращается в 760 миллион тонн гелия.   Т.е. каждую секунду Солнце излучает энергию, эквивалентную 4 млн. тоннам вещества. Лишь одна двухмиллиардная часть всей энергии Солнца доходит до Земли, это эквивалентно двум килограммам массы. Поэтому говорят, что взрыв царь-бомбы можно было наблюдать с Марса. К слову, Солнце доставляет на Землю в несколько сотен раз больше энергии, чем потребляет человечество. То есть, чтобы покрыть годовые энергетические потребности всего современного человечества нужно превращать в энергию всего несколько тонн материи.

Учитывая вышесказанное, представим, что средняя сверхновая в своём пике «сжигает» квадриллионы тон вещества. Это соответствует массе крупного астероида. Полная же энергия сверхновой эквивалентна массе планеты или даже маломассивной звезды. Наконец, гамма-всплеск за секунды, а то и за доли секунды своей жизни, выплёскивает энергию, эквивалентную массе Солнца!

Ссылки

Звёзды большой массы

Когда водород у звезды большой массы полностью исчерпывается, в ядре начинает идти тройная гелиевая реакция и одновременно реакция образования кислорода (3He=>C и C+He=>О). В то же время на поверхности гелиевого ядра начинает гореть водород. Появляется первый слоевой источник.

Запас гелия исчерпывается очень быстро, так как в описанных реакциях в каждом элементарном акте выделяется сравнительно немного энергии. Картина повторяется, и в звезде появляются уже два слоевых источника, а в ядре начинается реакция C+C=>Mg.

Эволюционный трек при этом оказывается очень сложным. На диаграмме Герцшпрунга-Расселла звезда перемещается вдоль последовательности гигантов или (при очень большой массе в области сверхгигантов) периодически становится цефеидой.

https://youtube.com/watch?v=BnG8nUb59VQ

Природа планетарных туманностей

Итак, мы рассмотрели кратко жизненный цикл звезды. Но что представляет собой планетарная туманность? Превращаясь из огромного красного гиганта в белого карлика, иногда звезды сбрасывают внешние слои, и тогда ядро звезды становится обнаженным. Газовая оболочка начинает светиться под действием энергии, излучаемой звездой. Название свое эта стадия получила за счет того, что светящиеся газовые пузыри в этой оболочке часто похожи на диски вокруг планет. Но на самом деле они ничего общего с планетами не имеют. Жизненный цикл звезд для детей может не включать всех научных подробностей. Можно лишь описать основные фазы эволюции небесных светил.

Классификация сверхновых

Классификация сверхновых

Сверхновые принято разделять на два основных класса (I и II). Эти классы можно назвать спектральными, т.к. их отличает присутствие и отсутствие линий водорода в их спектрах. Также эти классы заметно отличаются визуально. Все сверхновые I класса схожи как по мощности взрыва, так и по динамике изменения блеска. Сверхновые же II класса весьма разнообразны в этом плане. Мощность их взрыва и динамика изменения блеска лежит в весьма обширном диапазоне.

Все сверхновые II класса порождаются гравитационным коллапсом в недрах массивных звезд. Другими словами, этот тот самый, знакомый нам, взрыв сверхгигантов. Среди сверхновых первого класса существуют те, механизм взрыва которых скорее схож с взрывом новых звезд.

Как происходит эволюция звезд на последнем этапе

Конечно, спустя какое-то время, запасы гелия иссякнут. И он начнёт сгорать в слоевом источнике около ядра. Которое, в свою очередь, будет сжиматься и нагреваться. В это время водородная оболочка, наоборот, расширяется и остывает. Таким образом звезда трансформируется из красного карлика в сверхгигант.

На следующем этапе своей жизни в центрах звезд с массой от 0.5 до 8 солнечных масс образуется углеродно-кислородное ядро, наполненное вырожденным газом. Собственно, вот и сформировался белый карлик. Но его оболочка всё продолжает расширяться и, наконец, она отделяется от светила.

Более того, уже отделившаяся оболочка не прекращает увеличиваться и, в конце концов, превращается в планетарную туманность. А звезда, как уже было сказано, остаётся белым карликом с вырожденным газом.

Планетарная туманность Глаз Бога

Жизнь светил с высокой массой

Эволюция светил с высокой массой (от 8 до 10 солнечных) происходит по тому же сценарию, как и со средней. Но у них не успевает образоваться углеродно-кислородное ядро. Потому как оно сжимается и вырождается, а лишь затем начинает гореть углерод.

И вместо гелиевой вспышки происходит углеродная. Её также называют углеродной детонацией.

Иногда подобная детонация приводит к взрыву звезды как сверхновой. А иногда светило эволюционирует в неё без взрыва (при увеличении температуры в недрах газ может не вырождаться) и продолжает свою жизнь.

По данным учёных, во Вселенной есть очень массивные звёзды (около 10 солнечных масс). В результате того, что они очень горячие, внутри их ядра гелий начинает гореть, а они не успевают достигнуть стадии красного гиганта. Под действием различных факторов и процессов такие светила вырабатывают тяжёлые элементы. Таким образом происходит ядерный коллапс (разрушение), которое в зависимости от ядерной массы может сформировать либо нейтронную звезду, либо даже чёрную дыру.

Эволюция звёзд

Можно сказать, что рождение и эволюция звезд начинается в результате ядерных реакций. А также заканчивается, когда они прекращаются.

Конечно, развитие и длительность жизни звёзд разная, так как процессы в них протекают по-разному. Более того, конечные стадии их эволюции также отличаются. Да, есть определённые закономерности, но будущее неизвестно никому. Ведь, например, при расширении одного светила, оно может зацепить другое. Почему бы нет? Наверное, вы поняли, что большую роль играет масса тела и процессы, в нём протекающие.

В любом случае, происхождение таких различных между собой космических объектов, таких красивейших и прекрасных, является одним из чудес Вселенной. А их бесчисленное множество, участие в образовании других, не менее восхитительных объектов, играет огромную роль в развитии нашего космоса.

Источник

Литература[ | код]

Стадии эволюции звезд

Судьба светила в находится в зависимости от исходной массы звезды и ее химического состава. Пока в ядре сосредоточены основные запасы водорода, звезда пребывает в так называемой главной последовательности. Как только наметилась тенденция на увеличение размеров звезды, значит, иссяк основной источник для термоядерного синтеза. Начался длительный финальный путь трансформации небесного тела.

Эволюция нормальных звезд

Образовавшиеся во Вселенной светила изначально делятся на три самых распространенных типа:

• нормальные звезды (желтые карлики);
• звезды-карлики;
• звезды-гиганты.

Звезды с малой массой (карлики) медленно сжигают запасы водорода и проживают свою жизнь достаточно спокойно.

Таких звезд большинство во Вселенной и к ним относится наша звезда – желтый карлик. С наступлением старости желтый карлик становится красным гигантом или сверхгигантом.

Процесс образования нейтронной звезды

Исходя из теории происхождения звезд, процесс формирования звезд во Вселенной не закончился. Самые яркие звезды в нашей галактике являются не только самыми крупными, в сравнении с Солнцем, но и самыми молодыми. Астрофизики и астрономы называют такие звезды голубыми сверхгигантами. В конце концов, их ожидает одна и та же участь, которую переживают триллионы других звезд. Сначала стремительное рождение, блистательная и ярая жизнь, после которой наступает период медленного затухания. Звезды такого размера, как Солнце, имеют продолжительный жизненный цикл, находясь в главной последовательности (в средней ее части).

Главная последовательность

Используя данные о массе звезды, можно предположить ее эволюционный путь развития. Наглядная иллюстрация данной теории — эволюция нашей звезды. Ничто не бывает вечным. В результате термоядерного синтеза водород превращается в гелий, следовательно, его первоначальные запасы расходуются и уменьшаются. Когда-то, очень не скоро, эти запасы закончатся. Судя по тому, что наше Солнце продолжает светить уже более 5 млрд. лет, не меняясь в своих размерах, зрелый возраст звезды еще может продлиться примерно такой же период.

Красный гигант

Запасов водорода и гелия в этой части звезды хватит еще на миллионы лет. Еще очень нескоро истощение запасов водорода приведет к увеличению интенсивность излучения, к увеличению размеров оболочки и размеров самой звезды. Как следствие, наше Солнце станет очень большим. Если представить эту картину через десятки миллиардов лет, то вместо ослепительного яркого диска на небе будет висеть жаркий красный диск гигантских размеров. Красные гиганты — это естественная фаза эволюции звезды, ее переходное состояние в разряд переменных звезд.

Членство в звездном кластере или системе

47 Туканы , шаровое скопление .

Принадлежность к звездному скоплению или звездной системе позволяет приписывать приблизительный возраст большому количеству звезд, присутствующих внутри. Когда можно определить возраст звезд с помощью других методов, таких как перечисленные выше, можно определить возраст всех тел в системе. Это особенно полезно для скоплений звезд, которые демонстрируют большое разнообразие звездных масс, стадий эволюции и классификации. Хотя астроном не полностью независим от свойств звезд в скоплении, системе или другой ассоциации звезд разумного размера, для определения возраста скопления потребуется только репрезентативная выборка звезд, а не кропотливое определение возраста звезд. каждая звезда в скоплении через другие свойства.

Кроме того, знание возраста одного члена звездной системы может помочь определить возраст этой системы. В звездной системе звезды почти всегда образуются одновременно друг с другом, и, учитывая возраст одной звезды, можно узнать возраст всех остальных.

Однако для галактик этот метод не работает . Эти единицы намного больше, и они не просто одноразовое творение звезд, которое позволяет таким образом определять их возраст. Создание звезд в галактике происходит в течение миллиардов лет, хотя звездообразование, возможно, уже давно прекратилось (см. Эллиптическую галактику ). Самые старые звезды в галактике могут установить только минимальный возраст галактики (когда началось звездообразование), но ни в коем случае не определить фактический возраст.

Объяснение финальной части эволюции звезд

Для нормальных равновесных звезд описанные процессы эволюции маловероятны. Однако существование белых карликов и нейтронных звезд доказывает реальное существование процессов сжатия звездной материи. Незначительное количество подобных объектов во Вселенной свидетельствует о скоротечности их существования. Финальный этап эволюции звезд можно представить в виде последовательной цепочки двух типов:

• нормальная звезда — красный гигант – сброс внешних слоев – белый карлик;
• массивная звезда – красный сверхгигант – взрыв сверхновой – нейтронная звезда или черная дыра – небытие.

Схема эволюции звезд. Варианты продолжения жизни звезд вне главной последовательности.

Объяснить с точки зрения науки происходящие процессы достаточно трудно. Ученые-ядерщики сходятся во мнении, что в случае с финальным этапом эволюции звезд мы имеем дело с усталостью материи. В результате длительного механического, термодинамического воздействия материя меняет свои физические свойства. Усталостью звездной материи, истощенной длительными ядерными реакциями, можно объяснить появление вырожденного электронного газа, его последующую нейтронизацию и аннигиляцию. Если все перечисленные процессы проходят от начала до конца, звездная материя перестает быть физической субстанцией – звезда исчезает в пространстве, не оставляя после себя ничего.

Межзвездные пузыри и газопылевые облака, являющиеся местом рождения звезд, не могут пополняться только за счет исчезнувших и взорвавшихся звезд. Вселенная и галактики находятся в равновесном состоянии. Постоянно происходит потеря массы, плотность межзвездного пространства уменьшается в одной части космического пространства. Следовательно, в другой части Вселенной создаются условия для образования новых звезд. Другими словами, работает схема: если в одном месте убыло определенное количество материи, в другом месте Вселенной такой же объем материи появился в другой форме.

Классификация сверхновых

Классификация сверхновых

Сверхновые принято разделять на два основных класса (I и II). Эти классы можно назвать спектральными, т.к. их отличает присутствие и отсутствие линий водорода в их спектрах. Также эти классы заметно отличаются визуально. Все сверхновые I класса схожи как по мощности взрыва, так и по динамике изменения блеска. Сверхновые же II класса весьма разнообразны в этом плане. Мощность их взрыва и динамика изменения блеска лежит в весьма обширном диапазоне.

Все сверхновые II класса порождаются гравитационным коллапсом в недрах массивных звезд. Другими словами, этот тот самый, знакомый нам, взрыв сверхгигантов. Среди сверхновых первого класса существуют те, механизм взрыва которых скорее схож с взрывом новых звезд.

Огонь по шашлыкам

Эпизод I. Протозвезды

Протопланетный диск, окружающий молодую солнечную систему в туманности Ориона

Жизненный путь звезд, как и всех объектов макромира и микрокосма, начинается с рождения. Это событие берет свое начало в формировании невероятно огромного облака, внутри которого появляются первые молекулы, поэтому образование называется молекулярным. Иногда употребляется еще и другой термин, непосредственно раскрывающий суть процесса, – колыбель звезд.

Только когда в таком облаке, в силу непреодолимых обстоятельств, происходит чрезвычайно быстрое сжатие составляющих его частиц, имеющих массу, т. е. гравитационный коллапс, начинает формироваться будущая звезда. Причиной этому является выплеск энергии гравитации, часть которой сжимает молекулы газа и разогревает материнское облако. Затем прозрачность образования постепенно начинает пропадать, что способствует еще большему нагреванию и возрастанию давления в его центре. Заключительным эпизодом в протозвездной фазе является аккреция падающего на ядро вещества, в ходе чего происходит рост зарождающегося светила, и оно становится видимым, после того, как давление испускаемого света буквально сметает всю пыль на окраины.

Найди протозвезды в туманности Ориона!

Эта огромная панорама туманности Ориона получена из снимков телескопа Хаббл. Данная туманность одна из самых больших и близких к нам колыбелей звезд. Попробуйте найти в этой туманности протозвезды, благо разрешение этой панорамы позволяет это сделать.

Ссылки

Происхождение Солнца, его жизнь и смерть

Наше светило родилось вместе с другими звездами более 4-5 млрд. лет назад. Родильным домом для Солнца стало газовое облако, которое образовалось в результате колоссальных по своим масштабам космических катаклизмов. По одной из версий, облака газа появились в результате Большого Взрыва, который потряс пространство. По своему составу газопылевые облака состояли на 99% из атомов водорода. Лишь 1% приходился на атомы гелия и другие элементы. Весь этот набор элементов под действием сил гравитации получил необходимый импульс и стал плотно сжиматься в одну субстанцию.

Рождение Солнца

Чем быстрее росла масса, тем быстрее становилась скорость вращения. Атомы соединялись в крупные соединения, образуя молекулярный водород и гелий. В результате физических процессов и стремительного вращения в центре облака сложилось шарообразное образование. Появилась протозвезда — древнейшая форма, которая предшествует последующему образованию полноценной звезды. Первоначальное количество космического газа превышало нынешние размеры нашей Солнечной системы. В дальнейшем под воздействием гравитационных сил звездное вещество стало плотно сжиматься, увеличивая массу будущей звезды.

Термоядерный синтез водорода

Термоядерная реакция порождает огромное количество тепловой и световой энергии, которая распространяется от внутренних областей Солнца к его поверхности. Ежесекундно с его поверхности улетучивается в открытый космос более 4 млн. тонн. Учитывая, что наша звезда существует уже не один миллиард лет и продолжает светить без видимых и существенных изменений, можно сделать вывод — запасы водорода у нашего Солнца колоссальны. Когда этот запас исчерпается, остается только догадываться, занимаясь математическими вычислениями. Судя по расчетам ученых, Солнце будет еще так же греть и светить десяток миллиардов лет, пока не закончатся запасы термоядерного топлива.

По мере угасания интенсивности термоядерных процессов начинается заключительная фаза жизни звезды. Плотность звезды уменьшится, а вот ее размеры значительно увеличатся. Вместо желтого карлика Солнце станет Красным гигантом. Достигнув этой стадии, наша звезда покинет главную последовательность и будет спокойно ждать своей смерти. Человечеству не дождаться финала этой драмы, так как гигантское Красное Солнце уничтожит своим огнем практически все живое на нашей планете. Поверхность огромного красного диска раскалиться до температуры 5800 К. Радиус Солнца станет больше в 250 раз по сравнению с нынешними значениями.

Эволюция нашей звезды

В такой фазе наше светило будет пребывать несколько десятков миллионов лет. После того, как температура в центре солнечного ядра достигнет значений 100 миллионов по Кельвину, запустится процесс горения гелия и углерода. Новый виток цепных реакций окончательно истощит Солнце. Сильно уменьшившаяся масса звезды не сможет удерживать внешнюю оболочку, которую пульсирующие термоядерные процессы развеют в пространстве. На месте красного гиганта образуется планетарная туманность, в центре которой останется ядро бывшей звезды — белый карлик. Другими словами, через десятки миллиардов лет наше гостеприимное светило превратится в маленький плотный и горячий объект размерами с нашу планету. В таком состоянии звезда будет пребывать еще довольно длительное время, медленно умирая и тлея.

30 интересных вещей о Японии (Спойлер: особенно нас привлекло нетающее мороженое)

Общая информация

Эволюция Звезд

Время жизни звезды любого типа – невероятно долгий и сложный процесс, сопровождаемый явлениями космического масштаба. Многогранность его просто невозможно полностью проследить и изучить, даже используя весь арсенал современной науки. Но на основании тех уникальных знаний, накопленных и обработанных за весь период существования земной астрономии, нам становятся доступными целые пласты ценнейшей информации. Это позволяет связать последовательность эпизодов из жизненного цикла светил в относительно стройные теории и смоделировать их развитие. Что же это за этапы?

Перечень наиболее интересных фактов

Мы живем на планете и думаем, что Земля равноправный член Солнечной системы. Реальность такова, что масса центральной звезды составляет 99,8% от массы Солнечной системы. И большая часть, от оставшихся 0,2% приходит на Юпитер. Таким образом, масса Земли составляет сотые доли массы Солнечной системы.

Солнце на 74% состоит из водорода, и на 24% гелия. Оставшиеся 2% включает в себя небольшое количество железа, никеля, кислорода. Иными словами, Солнечная система в основном состоит из водорода.

Мы знаем, что существуют удивительно большие и яркие звезды, например Сириус или Бетельгейзе. Но они находятся невероятно далеко. Наше собственное светило является относительно яркой звездой. Если бы вы могли взять 50 ближайших звезд в радиусе 17 световых лет от Земли, то она будет 4-й по яркости звездой.

Его диаметр в 109 раз больше Земного, внутри него могли бы поместиться 1300 тысяч Земель. Но существуют гораздо большие звезды, чей диаметр почти достиг бы орбиты Сатурна, если бы звезда была помещена внутрь Солнечной системы.

Астрономы считают, что наша звезда образовалось около 4590 миллионов лет назад. Примерно через 5 миллиардов лет оно войдет в стадию красного гиганта, и раздуется, затем, сбросив внешние слои, превратится в белый карлик.

Хотя наше светило и выглядит как горящий огненный шар, но на самом деле, имеет внутреннюю структуру поделенную на слои. Видимая поверхность, называется фотосфера, она нагрета до температуры около 6000 градусов по Кельвину. Под ней находится зона конвекции, где тепло медленно движется от центра к поверхности, а охлажденное звездное вещество падает вниз. Эта область начинается на расстоянии 70% радиуса. Под зоной конвекции находится радиационный пояс. В этой зоне, тепло передается через излучение. Ядро простирается от центра на расстояние в 0,2 солнечных радиусов. Это место, где температура достигает 13,6 млн градусов Кельвина, и молекулы водорода сливаются в гелий.

Солнце на самом деле медленно нагревается. Оно становится на 10% ярче каждый миллиард лет. В течение всего миллиарда лет, жар будет настолько сильным, что жидкая вода не сможет существовать на поверхности Земли. Жизнь на Земле, исчезнет навсегда. Бактерии смогут жить под землей, но поверхность планеты будет выжженной и необитаемой. Через 7 миллиардов лет оно превратится в красного гиганта, и прежде чем оно расширится, Солнце притянет к себе Землю и уничтожает всю планету.

В отличие от планет, Солнце это огромная сфера из водорода. Из-за этого, различные части вращаются с разной скоростью. Вы можете видеть, насколько быстро вращается поверхность, путем отслеживания движения пятен по поверхности. Вращение на экваторе занимает 25 дней, в то время как на полюсах, полный оборот может занять 36 дней.

Поверхность имеет температуру 6000 градусов Кельвина. Но это гораздо меньше, чем температура атмосферы звезды. Над поверхностью имеется область атмосферы, — называемая хромосферой, ее температура может достигать 100,000 К. Еще более далекие области, называемые короной, достигают температуры 1 млн. К.

Самый известный космический корабль, посланный для наблюдений, запущен в декабре 1995 года и называется SOHO. SOHO постоянно наблюдает за нашим светилом. В 2006 году были запущены два аппарата миссии STEREO. Эти два корабля были разработаны, чтобы наблюдать за активностью с двух разных точек зрения, это дает трехмерные модели нашей звезды, и позволяет астрономам более точно прогнозировать космическую погоду.

Яркость и светимость

Различаются они и по таким признакам, как блеск, яркость. То, насколько яркой окажется наблюдаемая с поверхности Земли звезда, зависит не только от ее светимости, но и от удаленности от нашей планеты. Учитывая расстояние до Земли, звезды могут обладать совершенно различной яркостью. Этот показатель колеблется от одной десятитысячной блеска Солнца до яркости, сопоставимой более чем с миллионом Солнц.

Большая часть звезд находится на нижнем отрезке этого спектра, являясь тусклыми. Во многих отношениях Солнце является среднестатистической, типичной звездой. Однако, по сравнению с другими, оно обладает гораздо большей яркостью. Большое количество тусклых звезд могут наблюдаться даже невооруженным глазом. Причина, по которой звезды отличаются по яркости, заключается в их массе. Цвет, блеск и изменение яркости во времени определяется количеством вещества.