15 самых ярких звезд в небе

Глава 3. Астроликбез первого уровня

Природа создает белые карлики на последней стадии активного существования совсем других звезд. Поэтому я начну с кратких сведений о законах звездной эволюции, которые еще не раз будут расширяться и уточняться.

Все звезды загораются одинаково, но кончают жизнь по-разному. Рождение звезды происходит в результате гравитационного стягивания чисто газового (как это было в юной Вселенной) или газопылевого (в следующие космические эпохи) облака и последующего поджога термоядерного горения водорода в его центральной зоне. Минимальная температура, необходимая для воспламенения водорода, составляет около 3 млн градусов. Согласно модельным вычислениям, для достижения этого порога масса протозвезды должна превысить 0,075 массы Солнца. Максимальные массы новорожденных звезд исчисляются сотнями солнечных, но, согласно некоторым астрофизическим моделям, на заре мироздания они могли достигать и 1 млн.

В финале своего существования звезды претерпевают различные превращения. Иногда они взрываются без остатка, а иногда дают начало объектам иной природы, которые принято называть компактными. Это белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Первые в среднем в 2 млн раз плотнее Солнца, вторые — где-то в 300 трлн раз. О плотности черных дыр говорить не приходится, поскольку они вообще не содержат вещества даже в самых экзотических формах и представляют собой сгустки поля тяготения, которое (по крайней мере, без учета квантовых эффектов) достигает бесконечных значений. Поэтому белые карлики — самые «рыхлые» из космических компактов, так сказать субкомпакты.

По происхождению белые карлики — тлеющие, но все еще весьма горячие остатки не особенно массивных нормальных звезд, успевших сжечь свое термоядерное топливо и потому обреченных на постепенное затухание. Самые легкие звезды перерабатывают водород в гелий и на этом останавливаются, а светила потяжелее в конце жизни производят на свет более тяжелые элементы. Если начальная масса звезды не больше шести-восьми солнечных масс, то в ее ядре после гелия образуются лишь углерод и кислород. Звезды потяжелее (до 10–11 солнечных масс), как считается, дополнительно вырабатывают неон и магний. Затем основной термоядерный синтез прекращается, и звезда вступает в последнюю стадию своей активной жизни. На этом этапе она дожигает оставшееся ядерное топливо и в процессе катаклизмических раздуваний и сжатий сбрасывает внешние слои. В конце концов от нее остается углеродно-кислородное ядро (возможно, с небольшим включением более тяжелых элементов), окруженное горячей газовой оболочкой. Это и есть типичный белый карлик. Существуют также белые карлики с чисто гелиевыми ядрами — это остатки самых легких звезд. Все сказанное справедливо только для звезд, не входящих в тесные пары — о них разговор особый.

Масса большинства белых карликов составляет от половины до 1,3 массы Солнца, а средний радиус не превышает 0,01 солнечного. Правда, есть и выдающиеся (в обе стороны) примеры. Масса самого легкого на сегодняшний день белого карлика, J0917+4638, равна 0,17 массы Солнца. Интересно, что в то же время он и самый большой, а потому и самый рыхлый: его радиус составляет 8% солнечного (в надлежащем месте книги я вернусь к этому вроде бы явному парадоксу). Самый тяжелый из известных белых карликов, RE J 0317–853, как считается, тянет на 1,4 солнечной массы, что близко к максимально возможной массе этих объектов.

Температура ядра новорожденного карлика оценивается приблизительно в 100–150 млн градусов по шкале Кельвина — или просто кельвинов. Конечно, оно остывает, но чрезвычайно медленно. Как показывают расчеты, чтобы его температура уменьшилась в 25 раз, то есть достигла 4 млн кельвинов, нужно без малого полтора миллиарда лет. Время, за которое белый карлик охладится до температуры окружающего пространства (точнее, до температуры реликтового излучения), измеряется — самое меньшее — сотнями миллиардов лет. Кстати, первые теоретические оценки скорости остывания белых карликов были сделаны британским астрофизиком Леоном Местелом еще в начале 1950-х гг. и с тех пор неоднократно уточнялись.

В конце жизни звёзды превращаются в белые карлики, нейтронные звёзды или чёрные дыры.

Category:Коротко и ясно о самом интересном

4-1. Жизненный цикл звезды в зависимости от её массы (по blackholecam.org).
  4-2. Туманность Улитка (ближайшая к нам планетарная туманность, 700 световых лет) в созвездии Водолея – красивейший «памятник» звезде типа нашего Солнца, погибшей десять тысяч лет назад (ESO).
  4-3. Туманность Кошачий глаз (3000 световых лет от нас) в созвездии Дракона – ещё один вид завершающего этапа эволюции звезды, похожей на наше Солнце, после того, как у неё закончится термоядерное топливо (NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team – STScI / AURA).
  4-4. Туманность Эскимос (3 тысячи световых лет от нас) в созвездии Близнецов. 10 тысяч лет назад на месте этой туманности была звезда, похожая на наше Солнце. Как и большинство фотографий космических объектов, это изображение сделано совмещением данных, полученных оптическими, инфракрасными и рентгеновскими телескопами в искусственных цветах. Но каждая деталь этих завораживающих видов, хоть и не будет видна глазом даже с близкого расстояния, существует на самом деле (Andrew Fruchter – STScI et al., WFPC2, HST, NASA).
  4-5. Туманность Гомункул (8 тысяч световых лет от нас) появилась на небе в результате выброса вещества из звезды-сверхгиганта Эта Киля – самой большой из известных науке звёзд (120 масс Солнца и 240 его диаметров). В центре изображения видно фиолетовое свечение — отражение света Эты Киля. В течение нескольких миллионов лет она может взорваться как яркая сверхновая (N. Smith, J. A. Morse – U. Colorado et al., NASA).

Итак, жизнь звезды имеет начало и конец. И в конце её жизни, после того, как иссякнет источник энергии, от звезды остаётся какой-то очень небольшой по размеру остаток: белый карлик, нейтронная звезда или чёрная дыра.

Белый карлик получается из звезды типа нашего Солнца, причём без всякого взрыва. Это объект размером с Землю и массой, как у Солнца. Его плотность настолько высока, что электронные оболочки атомов разрушаются, и вещество становится электронно-ядерной плазмой. Один из первых известных белых карликов открыли, изучая самую яркую звезду ночного неба – Сириус. Оказалось, что его спутник белый, маленький и очень тяжёлый.

Если масса звезды больше солнечной в несколько раз, мощная гравитация превратит электроны и протоны в нейтроны, и сжатие пойдёт ещё дальше. При этом образуется нейтронная звезда – очень интересный объект со сверхвысокой температурой и плотностью, сверхмощными магнитными и гравитационными полями. Только представьте себе звезду с массой Солнца и радиусом всего 10 км, которая делает оборот вокруг своей оси за одну тысячную секунды!

Самые массивные звёзды превращаются в чёрные дыры. Гравитационное притяжение чёрной дыры настолько велико, что покинуть её не могут даже фотоны. У нас пока нет точной теории, полностью описывающей внутреннее строение чёрных дыр.

Это – глава из стенгазеты, выпущенной благотворительным проектом «Коротко и ясно о самом интересном». Нажмите на миниатюру газеты ниже и читайте остальные статьи по интересующей вас тематике. Спасибо!

Материал выпуска любезно предоставил Сергей Борисович Попов – астрофизик, доктор физико-математических наук, профессор Российской академии наук, ведущий научный сотрудник Государственного астрономического института им. Штернберга Московского государственного университета, лауреат нескольких престижных премий в области науки и просвещения. Надеемся, что знакомство с выпуском будет полезно и школьникам, и родителям, и учителям – особенно сейчас, когда астрономия снова вошла в список обязательных школьных предметов (приказ №506 Минобрнауки от 7 июня 2017 года).

Сухой продукт в столовых ложках без горки

Второй вариант — без горки. Посмотрим, 100 грамм овсянки — это сколько столовых ложек.

Подсказка: удобнее выравнивать уровень содержания ложки с помощью ножа. Зачерпните крупу и лезвием ножа проведите по краям, «срезая» лишнее. Ложка станет наполненной ровно до краев.

Итак, начинаем процесс. Зачерпываем, ножом убираем лишнее, пересыпаем. И так далее, пока емкости не опустеют. При этом старательно ведем счет нашим ложкам.

Что же получилось в итоге? Емкости со 100 граммами нашего исходного сухого содержимого равны:

• 8 ст. ложкам сухой крупы;
• 9 ст. ложкам сухих овсяных хлопьев.

Но, может, не стоит каждое утро возиться с этими столовыми ложками, с горкой и без горки? Может, в целях экономии времени сварим овсянку на всю неделю? И уже в готовом виде отмерим в тарелку 100 граммов овсяной кашки, запьем чашкой кофе и побежим по делам? Согласны? Тогда переходим к измерению.

Масса и светимость UY Щита

Стоит заметить, что столь чудовищный размер UY Щита совершенно несопоставим с другими её параметрами. Эта звезда «всего лишь» в 7-10 раз массивнее Солнца. Получается, средняя плотность этого сверхгиганта почти в миллион раз ниже плотности, окружающего нас, воздуха! Для сравнения, плотность Солнца в полтора раза превышает плотность воды, а крупица материи нейтронной звезды и вовсе «весит» миллионы тон.

Грубо говоря, усреднённая материя такой звезды по плотности подобна слою атмосферы, расположенного на высоте около ста километров над уровнем моря. Этот слой, также называемый, линией Кармана, являет собой условную границу между земной атмосферой и космосом. Получается, плотность UY Щита лишь немногим не дотягивает до космического вакуума!

Обладая собственной светимостью 340 000 солнечных, он в десятки раз тусклее самых ярких звёзд. Хорошим примером является звезда R136, которая, являясь самой массивной из известных ныне звёзд (265 солнечных масс), ярче Солнца почти в девять миллионов раз. При этом звезда всего лишь в 36 раз больше Солнца. Получается, R136 в 25 раз ярче и примерно во столько же раз массивнее UY Щита, при том, что она в 50 раз меньше исполина.

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

ПЛАНЕТА ЗЕМЛЯ

Есть одна планета-сад

В этом космосе холодном.

Только здесь леса шумят,

Птиц скликая перелетных,

Лишь на ней одной цветут

Ландыши в траве зеленой,
И стрекозы только тут

В речку смотрят удивленно…

Береги свою планету —

Ведь другой, похожей, нету!

(Я. Аким)
Вокруг Солнца обращаются планеты, которые составляют Солнечную систему. Самая красивая и самая интересная из планет — это наша Земля. Вот так выглядит Земля из космоса — недаром ее называют «голубой планетой».

Земля — единственная планета в Солнечной системе, на которой существует жизнь. Земля образовалась одновременно с другими планетами Солнечной системы около 4,5 миллиардов лет назад. Жизнь на Земле возможна потому, что у нашей планеты есть плотная атмосфера, в которой присутствует кислород. Атмосфера появилась на Земле миллиарды лет назад в результате извержений вулканов.

Если бы на Земле не было бы атмосферы, температура в разных точках планеты колебалась бы от +160 до -100 градусов. Ни одно живое существо не выдержало бы такие перепады.

На Земле разнообразный климат. В тропических лесах на экваторе жарко и влажно, а на полюсах очень холодно.

Большую часть нашей планеты (три четверти) занимают моря и океаны, поэтому ее правильнее было бы назвать планетой Океан. Самая глубокая точка мирового океана — Марианская впадина. Она расположена на глубине больше 11 километров. А самая высокая гора — Эверест в Гималаях. Она немного не дотянула до 9 километров. В нашей стране самой высокой горой является Эльбрус на Северном Кавказе. . ‘ »

В центре Земли находится твердое металлическое ядро. Выше лежит слой расплавленных пород — мантия. Поверхность Земли состоит из земной коры, ее толщина колеблется от 6 до 40 километров. Кора сложена из платформ, которые постоянно движутся по верхней мантии. На границах плит часто происходят землетрясения и извержения вулканов. На заре истории Земли, когда наша планета еще не успела достаточно остыть, на ней извергались тысячи вулканов, а пласты земли постоянно передвигались. Сейчас вулканические извержения и землетрясения происходят не так часто.

Сравнительные размеры звезд

Астрономы оценивают величину звёзд по шкале, согласно которой, чем ярче звезда, тем меньше её номер. Каждый последующий номер соответствует звезде, в десять раз менее яркой, чем предыдущая. Самой яркой звездой ночного неба во Вселенной является Сириус. Его видимая звёздная величина составляет -1.46, а это значит, что он в 15 раз ярче звезды с нулевой величиной.

Звёзды, чья величина составляет 8 и более невозможно увидеть невооружённым взглядом. Звёзды также разделяются по цветам на спектральные классы, указывающие на их температуру. Существуют следующие классы звёзд Вселенной: O, B, A, F, G, K, и M.

Классу О соответствуют самые горячие звёзды во Вселенной– голубого цвета. Самые холодные звёзды относятся к классу М, их цвет красный.

Вопреки всеобщему заблуждению, стоит отметить, что звёзды Вселенной на самом деле не мерцают. Это лишь оптический обман – результат атмосферной интерференции. Похожий эффект можно наблюдать жарким летним днём, глядя на раскалённый асфальт или бетон.

Горячий воздух поднимается, и кажется, будто вы смотрите сквозь дрожащее стекло. Тот же процесс вызывает иллюзию звёздного мерцания. Чем ближе звезда к Земле, тем больше она будет «мерцать», потому  что её свет проходит через более плотные слои атмосферы.

СУРСКИЙ ДОКТОР

Фиолетовые звёзды

Фиолетовый цвет звёзд имеет ту же природу, что и зелёный: это или газовая оболочка вокруг светила, или оптический эффект в системе двойной звезды. Правда, в отличие от зелёных, которых сейчас известно около десятка, фиолетовых звёзд мы знаем всего две. Первая из них носит собственное имя — Плейона. Находится она в звёздном скоплении Плеяды. Впервые её фиолетовый цвет заметил в середине прошлого века американский астроном российского происхождения Отто Людвигович Струве (1897-1963), когда посмотрел на неё в один из крупнейших телескопов тех лет (диаметр его зеркала составлял два метра). Кстати, ныне этот телескоп, установленный в обсерватории Макдоналда (штат Техас, США), носит имя Отто Струве. Именно Струве и дал другое название Плейоне — Фиолетовая звезда. Она, как и бета Весов, является бело-голубым гигантом с очень высокой скоростью вращения: полный оборот она совершает за 11,8 часа. И так же извергает облака газа, только это газ имеет не зелёный, а фиолетовый цвет. Вторая имеет романтическое имя Сердце Карла II. Находится она в созвездии Гончих Псов. Древние греки называли её Хара (в созвездии — две гончие собаки Астерион и Хара, ведомые Волопасом), а древние римляне — Астерион. Немецкий астроном Иоганн Байер отметил её греческой буквой альфа на своих картах как самую яркую звезду созвездия Гончих Псов. Однако в конце XVII века английский учёный Чарлз Скарборо (1615-1693) на картах звёздного неба в созвездии Гончих Псов изобразил казнённого Оливером Кромвелем в 1649 году короля Карла I, желая угодить старшему сыну убитого, вернувшемуся на английский престол Карлу II. Поскольку казнь короля вызвала большое негодование у монархов других стран, то новое созвездие прижилось на большинстве европейских карт звёздного неба. Правда, астрономы запутались в английских Карлах, и в итоге звезда, которая была отмечена как Сердце Карла I, стала называться Сердце Карла II. И, несмотря на, то что созвездие в честь казнённого короля было упразднено в 1922 году, звезда сохранила своё название в научно-популярной литературе и среди любителей астрономии. Она является двойной: яркий компонент имеет жёлтый цвет, а вот более слабый при наблюдении в телескоп — фиолетовый, вызванный визуальным восприятием в сравнении с ярким компонентом.

Дежурный по контрольно-пропускному пункту

Почему так происходит?

Казалось бы, почему мы не можем увидеть зелёные звезды, несмотря на то, что максимум излучения лежит в жёлто-зелёной области? Дело в том, что зрение определяет цвет не по максимуму, а как сумму красной, жёлто-зелёной и синей составляющей излучения звезды. Например, широкополосный спектр солнечного излучения воспринимается как почти белый цвет. Более холодные звёзды имеют максимум, смещённый в красную область, соответственно приобретают красный оттенок, а более горячие звезды — голубой. Зелёных звёзд не бывает, поскольку звёзды с максимумом в жёлто-зелёной области воспринимаются белыми: распределение энергии в их спектре подобно солнечному, что и вызывает реакцию зрительных рецепторов и спектрального прибора, аналогичную белому свету. Но всё это верно, когда между звездой и наблюдателем находится вакуум. Но, во-первых, основные наблюдения проводятся с Земли, окружённой атмосферой, которая искажает восприятие цвета. Во-вторых, вокруг звёзд есть плотные облака космического газа. Хороший пример здесь планетарные туманности — при наблюдении в телескоп и на фотографиях без обработки эти объекты выглядят зелёными именно из-за газовой оболочки вокруг звезды.

Типы звезд Вселенной

Главная последовательность – это период существования звезд Вселенной, во время которого внутри её проходит ядерная реакция, являющийся самым длинным отрезком жизни звезды. Наше Солнце сейчас находится именно в этом периоде. В это время звезда претерпевает незначительные колебания в яркости и температуре.

Продолжительность такого периода зависит от массы звезды. У крупный массивных звёзд он короче, а у мелких длиннее. Очень большим звёздам внутреннего топлива хватает на несколько сотен тысяч лет, в то время, как малые звёзды, как Солнце, будут сиять миллиарды лет.

Она представляет собой позднюю стадию цикла, когда запасы водорода подходят к концу и гелий начинает преобразовываться в другие элементы. Повышение внутренней температуры ядра приводит к коллапсу звезды.

Внешняя поверхность звезды расширяется и остывает, благодаря чему звезда приобретает красный цвет. Красные гиганты очень велики. Их размер в сто раз больше обычных звёзд.

Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.

Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды, после того, как она проходит стадию красного гиганта. Когда у звезды больше не остаётся топлива, она может выделять часть своей материи в космос, образуя планетарную туманность. То, что остаётся – это мёртвое ядро.

Ядерная реакция в нем не возможна. Оно сияет за счёт своей оставшейся энергии, но она рано или поздно кончается, и тогда ядро остывает, превращаясь в чёрного карлика. Белые карлики – очень плотные.

По размеру они не больше Земли, но массу их можно сравнить с массой Солнца. Это невероятно горячие звёзды, их температура достигает 100,000 градусов и более.

Во время своего жизненного цикла некоторые протозвёзды никогда не достигают критической массы, чтобы начать ядерные процессы. Если масса протозвезды составляет лишь 1/10 массы Солнца, её сияние будет недолгим, после чего она быстро гаснет.

То, что остаётся и есть коричневый карлик. Это массивный газовый шар, слишком большой, чтобы быть планетой, и слишком, маленький, чтобы стать звездой. Он меньше Солнца, но в несколько раз больше Юпитера.

Коричневые карлики не излучают ни света, ни тепла. Это лишь тёмный сгусток материи, существующий на просторах Вселенной.

Цефеиды обычно изменяют свою светимость в начале жизни и в её завершении. Они бывают внутренними (изменяющими светимость в связи с процессами внутри звезды) и внешними, меняющими яркость вследствие внешних факторов, как, например, влияние орбиты ближайшей звезды. Это ещё называется двойной системой.

Многие звёзды во Вселенной являются частью больших звёздных систем. Двойные звёзды – это система из двух звёзд, гравитационно-связанных между собой. Они вращаются по замкнутым орбитам вокруг одного центра масс.

Доказано, что половина всех звёзд нашей галактики имеют пару. Визуально парные звёзды выглядят, как две отдельные звезды. Их можно определить по смещению линий спектра (эффект Доплера).

Малиновая звезда

В 1845 году английский астроном Джон Хайнд (1823-1895) открыл в созвездии Зайца переменную звезду. В пике блеска её можно увидеть даже невооружённым глазом, а при наблюдении в телескоп в Омикрон Лебедя — яркая и легкодоступная для наблюдения в бинокль тройная звезда это время хорошо заметен малиновый оттенок. Впоследствии её так и назвали — Малиновая звезда Хайнда. Она, как и гранатовые, имеет невысокую по меркам звёзд температуру (около 2300 градусов Цельсия), а малиновый оттенок ей придаёт выбрасываемый углерод, который не пропускает синюю линию спектра. Увидеть малиновый цвет звезды не так просто: пика блеска она достигает примерно каждые 424 дня, оставаясь там в течение 10-15 дней. Однако в это время звезда может находиться на небесной сфере вблизи Солнца, либо пик блеска может прийтись на ночи вблизи полнолуния, когда яркий свет нашего спутника создаёт помеху для наблюдения цвета. Да и погода может преподнести неприятный сюрприз, закрыв небо облаками. Существует у этой звезды и загадка. Примерно раз в сорок лет она меняет величину блеска в сто раз. Во время пика блеска в этот период она видна только в крупные инструменты, а в минимуме блеска доступна только инструментам, оборудованным специальными приборами для регистрации слабых звёзд. Последний раз такое понижение яркости наблюдалось в 90-х годах XX века, а следующий раз, по прогнозам, произойдёт в 30-е годы нашего столетия. Причины этих изменений до сих пор неизвестны.

Назначение

Предназначен для поражения надводных кораблей различных классов и типов из состава десантных соединений, конвоев, корабельных и авианосных ударных групп, а также одиночных кораблей и наземных радиоконтрастных целей в условиях интенсивного огневого и радиоэлектронного противодействия.

БРПК «Бастион» является одним из носителей ракеты «Оникс», которая, в свою очередь, наравне с ракетными комплексами «Калибр» и Х-35 «Уран» и перспективной гиперзвуковой противокорабельной ракетой «Циркон», является основным противокорабельным ракетным оружием в Вооруженных Силах России.

VV Цефея

Красный гипергигант, претендующий на звание самой большой звезды во Вселенной. Увы, это не так, но очень близко. По размеру она на третьем месте.

VV Цефея – затменно-переменная звезда, то есть двойная, и гигант в этой системе – компонент А, о нём и пойдет речь. Второй компонент – ничем особым не примечательная голубая звезда, в 8 раз больше Солнца. А вот красный гипергигант – еще и пульсирующая звезда, с периодом 150 суток. Её размеры могут меняться от 1050 до 1900 диаметров Солнца, и на максимуме она светит в 575 000 раз ярче нашего светила!

Сравнение размеров Солнца и различных более крупных звезд с VV Цефея. Эта звезда находится от нас в 5000 световых лет, и при этом на небе имеет яркость в 5.18 m, то есть при чистом небе и хорошем зрении её можно найти, а уж в бинокль вообще запросто.

Израильская гуманитарная помощь сирийцам

В июне 2016 года с территории Голанских высот , оккупированных Израилем с 1967 года и аннексированных в 1981 году, израильские военные начали операцию «Добрый сосед» , многогранную операцию по оказанию гуманитарной помощи, направленную на предотвращение голода сирийцев, проживающих вдоль границы и обеспечение основных или расширенное медицинское лечение.

Помощь включала в себя медицинское обслуживание, воду, электричество, образование или продукты питания и предоставлялась сирийцам вблизи линии прекращения огня между Израилем и Сирией , часто в сопровождении израильских солдат . Такую помощь получили более 200 000 сирийцев, и более 4000 из них прошли лечение в израильских больницах с 2013 по сентябрь 2018 года. Многие из пострадавших, получивших лечение, были гражданскими лицами, часто детьми. Утверждается, что некоторые из них были боевиками из Свободной сирийской армии . Эта теория подтверждается утверждением, что Израиль имел стратегический интерес в помощи повстанцам; они боролись как против ISIL и иранских -allied сил.

Желтые звезды – звезды желтого цвета

Желтыми карликами принято называть небольшие звезды главной последовательности, масса которых находится в пределах массы Солнца (0,8-1,4). Если судить по названию, то такие звезды имеют свечение желтого цвета, которое выделяется во время осуществления термоядерного процесса синтеза из водорода гелия.

Поверхность таких звезд разогревается до температуры в 5-6 тыс. Кельвинов, а их спектральные классы находятся в пределах между G0V и G9V. Живет желтый карлик примерно 10 млрд. лет. Сгорание водорода в звезде становится причиной ее многократного увеличения в размерах и превращения в красного гиганта. Одним из примеров красного гиганта является Альдебаран. Такие звезды могут образовывать планетарные туманности, избавляясь от внешних слоев газа. При этом осуществляется превращение ядра в белого карлика, который обладает большой плотностью.

Если брать в расчет диаграмму Герцшпрунга-Рассела, то на ней желтые звезды находятся в центральной части главной последовательности. Поскольку Солнце можно назвать типичным желтым карликом, его модель вполне годится для рассмотрения общей модели желтых карликов. Но есть и другие характерные желтые звезды на небе, названия которых  – Альхита, Дабих, Толиман, Хара и т.п. данные звезды не обладают высокой яркостью. К примеру, тот же Толиман, который, если не учитывать Проксима Центавру, ближе всех располагается к Солнцу, имеет 0-ю величину, но в то же время его яркость наивысшая среди всех желтых карликов. Располагается данная звезда в созвездии Центавра, также она является звеном сложной системы, в состав которой входят 6 звезд. Спектральный класс Толимана – G. А вот Дабих, находящийся в 350 световых годах от нас, относится к спектральному классу F. Но ее высокая яркость обусловлена наличием рядом звезды, относящейся к спектральному классу – А0.

Кроме Толимана, спектральный класс G имеет HD82943, которая расположилась на главной последовательности. Данная звезда, благодаря схожему с Солнцем химическому составу и температуре, также имеет две планеты больших размеров. Однако форма орбит данных планет далеко не круговая, поэтому относительно часто происходят их сближения с HD82943. В настоящее время астрономы смогли доказать, что раньше данная звезда имела гораздо большее число планет, но со временем она их все поглотила.