Zvaigzne

Vikipēdijas lapa
Pārlēkt uz: navigācija, meklēt

Zvaigzne ir masīva, spīdoša plazmas lode, kuru kopā satur pašas zvaigznes gravitācija. Vistuvākā zvaigzne Zemei ir Saule, kura ir nozīmīgākais enerģijas avots uz Zemes. Citas zvaigznes ar neapbruņotu aci ir redzamas tikai naktī vai krēslā, jo Saules gaismas spožums pa dienu neļauj saskatīt tās. Lielāko daļu no savas dzīves zvaigzne spīd, pateicoties kodoltermiskām reakcijām tās dzīlēs, kā rezultātā atbrīvojas enerģija, kura tālāk nonāk līdz zvaigznes virsmai un tiek izstarota kosmosā elektromagnētiskā starojuma un dažādu elementārdaļiņu veidā. Gandrīz visi ķīmiskie elementi, kas ir smagāki par ūdeņradi un hēliju, izveidojas zvaigznes kodoltermiskajos procesos.

Astronomi, veicot zvaigznes spektra, starjaudas un kustības novērojumus, var noteikt tās masu, vecumu, ķīmisko sastāvu un daudzas citas īpašības. Pilno zvaigznes masu galvenokārt var noteikt pēc tās evolūcijas un iespējamās bojāejas. Citus zvaigznes parametrus var noteikt pēc tās evolūcijas vēstures, kā arī pēc tās diametra, rotācijas, kustības un temperatūras. Daudzu zvaigžņu temperatūras grafiks attiecībā pret starjaudu, pazīstama kā Hercšprunga—Rasela diagramma (H—R diagramma), ļauj noteikt zvaigznes vecumu un tās vietu evolūcijā.

Zvaigžņu spektri ir daudz un dažādi, bet gandrīz visi tie ir absorbcijas spektri. Tas ir saistīts ar to, ka zvaigznes absorbē gaismu savā ārējā apvalkā. Pētot zvaigžņu spektru, ir iespējams noteikt zvaigžņu atmosfēras ķīmisko sastāvu. Zvaigžņu spektrs ir atkarīgs no atmosfēras spiediena un temperatūras. Zvaigžņu spektrs tiek iedalīts klasēs, ko apzīmē ar latīņu alfabēta burtiem un cipariem. Spektra apzīmējums norāda arī zvaigžņu krāsu.

Piemēri: A klase — baltas zvaigznes; F klase — dzeltenīgas zvaigznes; G klase — dzeltenas zvaigznes; K klase — oranžas zvaigznes; M klase — sarkanas zvaigznes.

Zvaigžņu temperatūru var noteikt arī pēc enerģijas sadalījuma to nepārtrauktā spektrā un pēc enerģijas daudzuma, kuru saņem no zvaigznēm uz Zemes.

No Zemes ar neapbruņotu aci saskatāmi aptuveni 6 000 zvaigžņu, bet pie debess ir aptuveni 2 miljardi zvaigžņu.[nepieciešama atsauce]

Apraksts[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Zemei tuvākā zvaigzne (neskaitot Sauli) ir Centaura Alfa, kura atrodas 4 gaismas gadu attālumā. Vislabāk kosmosā izpētītās zvaigznes ir vistuvākās Saulei. Savukārt 20 gaismas gadu attālumā Saulei tuvākās ir aptuveni 100 zvaigznes. Tomēr lielie attālumi līdz zvaigznēm mūsdienās nav šķērslis, lai tās izpētītu.

Dažas zvaigznes Visumā ir ļoti līdzīgas Saulei, citas atkal ir pavisam savādākas. Tās atšķiras pēc spožuma gan pēc krāsas — ir zilas, sarkanas, dzeltenas, oranžas zvaigznes. Lielās atšķirības zvaigznēm var noteikt, pētot ar teleskopu. Pētot ar teleskopu, tika atklātas ļoti daudz un dažādas zvaigžņu atšķirības.

Zvaigžņu krāsas[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Baltā pundurzvaigzne. NASA fotoattēls.

Sarkanas krāsas zvaigznes ir visaukstākās. Šo zvaigžņu temperatūra parasti ir ļoti zema, bet tā pieaug, pārejot no sarkajām zvaigznēm līdz pat zilganbaltām. Nedaudz siltākas ir dzeltenās krāsas zvaigznes, kuru temperatūra ir 6000 K. Pēc tam ir baltās zvaigznes ar virsmas temperatūru 10 000 K. Zilganbaltās zvaigznes ir viskarstākās un to temperatūra ir aptuveni 30 000 K, bet citām šīm zvaigznēm temperatūra var pat sasniegt 100 000 K.

Katrai zvaigznei līdz Zemei ir savādāks attālums. Ja visas zvaigznes atrastos vienādā attālumā līdz Zemei, tad debess naktī izskatītos pavisam savādāk, daudzas zvaigznes vairs nebūtu tik spožas, citas, kuras bija tik tikko saskatāmas, spīdētu daudz spožāk par citām zvaigznēm. Sauli tādā attālumā būtu ļoti grūti saskatīt ar neapbruņotu aci, jo katrai zvaigznei ir atšķirīga enerģija, ko tās izstaro. Jaudīgākās zvaigznes izstaro miljoniem reižu lielāku enerģiju, bet vājākās zvaigznes tūkstošiem reižu mazāku enerģiju nekā Saule.

Jo lielāku enerģiju izstaro zvaigzne, jo tās masa un izmēri ir lielāki. Visumā lielākajām zvaigznēm rādiuss var būt pat tūkstošiem reižu lielāks nekā Saulei. Lielākās visuma zvaigznes sauc par Milzu zvaigznēm un Pārmilzu zvaigznēm un tās visumā ik sekundi izstaro miljoniem reižu vairāk enerģijas nekā Saule.

Mazākas enerģijas zvaigznes tiek sauktas par pundurzvaigznēm, tās ir Saulei līdzīgas, nelielas, oranžas, dzeltenas vai sarkanas zvaigznes. Pundurzvaigznes tiek sauktas arī par galvenās secības zvaigznēm. Galaktikas zvaigžņu lielāko kopu veido galvenās secības zvaigznes. Pašas mazākās zvaigznes, kuru rādiusi var būt simtiem, tūkstošiem reižu mazāki nekā Saulei, tiek sauktas par baltajiem punduriem.

Zvaigžņu iedalījums[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

  • Milzu zvaigznes
  • Pārmilzu zvaigznes
  • Galvenās secības zvaigznes
  • Baltie punduri

Kosmosā visvairāk ir galvenās secības zvaigznes, bet mazāk ir baltie punduri un milzu zvaigznes, bet pavisam nedaudz ir pārmilzu zvaigznes. Galvenās secības zvaigznes — tāpat kā Saule, sastāv no ūdeņraža un hēlija, to uzbūve arī ir līdzīga Saules uzbūvei. Šo zvaigžņu iekšienē notiek kodoltermiskas reakcijas, kuru laikā ūdeņradis pārvēršas hēlijā.

Sarkanajiem milžiem ir neliels, blīvs kodols un liels, retināts apvalks.

Sarkanajiem pārmilžiem ir slāņveida, sīpolam līdzīga uzbūve. Sarkano pārmilžu iekšienē ir ļoti augsta temperatūra.

Baltie punduri sastāv no gāzes, kurai ir ļoti neparastas īpašības. Baltie punduri ir zvaigznes vēlā attīstības stadijā. Baltie punduri izstaro savu enerģiju krājumus un palēnām atdziest.

Zvaigžņu ķīmiskais sastāvs[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Zvaigznes sastāv no 70% ūdeņraža un 28% hēlija, kā arī no smagākiem elementiem. Daļa smagāko elementu tiek mērīti dzelzs satura izteiksmē zvaigžņu atmosfērā, jo dzelzs ir kopīgs elements un to ir relatīvi viegli izmērīt. Tā kā ir molekulārie mākoņi, kuros zvaigznes ir bagātinātas ar smagākajiem elementiem no Pārnovu sprādzieniem un to zvaigžņu ķīmisko sastāvu noteikšana var tikt lietota kā zvaigžņu vecuma noteikšana. Daļa smagāko elementu var arī būt kā varbūtības rādītājs, ka zvaigznēm ir planētu sistēma.

Zvaigzne ar zemāko dzelzs saturu, kura ir izmērīta, ir punduris HE1327-2326. Kā pretstats, zvaigznes, kas pārbagāta ar metāliem μ Leonis ir tikpat kā dubultliels dzelzs sastāvs kā Saulei, toties planētai-zvaigznei 14 Herculis dzelzs daudzums ir tikpat kā trīskāršots.

Zvaigžņu starjauda[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Astronomijā starjauda ir gaismas daudzums un citas izstarotās enerģijas formas, ko zvaigznes izstaro vienā laika vienībā. Zvaigznes starjauda ir nosakāma pēc zvaigžņu rādiusa un virsmas temperatūras. Lai gan, daudzas zvaigznes neizstaro vienveidīgu plūsmu — lielākā daļa enerģijas izstarojas telpas vienībā — pāri visai virsmai. Ātri rotējošajai zvaigznei Vega, piemēram, ir lielāka enerģijas plūsma polos nekā tās ekvatorā.

Virsmas laukums ar zemāku temperatūru un starjaudu nekā vidējā ir pazīstams kā zvaigznes traips. Mazajām, pundurzvaigznēm, tādām kā Saule būtībā, ir disks ar maziem zvaigznes traipiem. Lielākajām, gigantzvaigznēm ir daudz lielāki, daudz acīmredzamāki zvaigžņu traipi un tiem ir arī spēcīgi zvaigžņu locekļu apēnojumi. Šie apēnojumi ir zvaigžņu spožuma samazināšanās zvaigžņu diskam uz malām.

Zvaigžņu novērojumu vēsture[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Vēsturiski zvaigznes ir bijušas nozīmīgas cilvēkiem visā pasaulē. Zvaigznes tika lietotas reliģijā, debess navigācijā un orientēšanā. Pēc pārliecības, astronomi sagrupēja zvaigznes zvaigznājos un lietoja tos, lai izsekotu planētu kustību. Saules kustība attiecībā pret pārējām zvaigznēm tika izmantota, lai izveidotu kalendāru, kurš tiktu lietots, lai regulētu zemkopību. Gregoriāņu kalendārs, kurš tika lietots gandrīz visā pasaulē, ir saules kalendārs, kurš balstīts uz Zemes rotēšanas ass leņķi ar relatīvi vistuvāko zvaigzni Sauli.

Vecākā, reģistrētā zvaigžņu karte parādījās Senajā Ēģiptē, 1534. gadā pirms Kristus. Islama astronomi daudzām zvaigznēm iedeva arābu vārdus, kurus lieto vēl mūsdienās, un viņi izgudroja ļoti daudz astronomiskus instrumentus, ar kuriem varēja novērot zvaigžņu atrašanās vietu. 11. gadsimtā Abū Raihāns Bīrūnī pētīja Piena Ceļu.

Neskatoties uz šķietamo debess nemainību, ķīniešu astronomi bija pārliecināti, ka debesīs var parādīties jaunās zvaigznes. Vēlāk eiropiešu astronoms Tycho Brahe identificēja jaunās zvaigznes debsīs naktī (vēlāk tās tika nosauktas par Novām) un viņš ierosināja faktu, ka debess nav nemainīga. 1584. gadā Džordano Bruno izteica to, ka zvaigznes patiesībā ir citas saules un varbūt, ka ir arī citas planētas, iespējams tādas kā Zeme. Vēlākajos gadsimtos ideja par to, ka zvaigznes ir citas saules, astronomu vidū sasniedza vienprātību. Lai izskaidrotu, kādēļ šīs zvaigznes iedarbojas ar gravitācijas spēku uz Saules sistēmu, Izaks Ņūtons izteica to, ka zvaigznes ir vienādi izkārtotas daudzuma ziņā uz visām debess pusēm.

Pieņēmums par zvaigznes izcelšanos. NASA fotouzņēmums

Itāļu atronoms Geminiano Montanari novēroja zvaigznes Algols starjaudas svārstību, mainīgumu 1667. gadā. Edmonds Halejs publicēja pirmos pareizos kustības mērījumus pāris netālu fiksētajām zvaigznēm, pierādot to, ka šo zvaigžņu atrašanās vieta ir mainījusies kopš grieķu astronomu Ptolemaja un Hiparha laikiem. Pirmie tiešie attāluma mērījumi līdz zvaigznēm tika veikti 1838. gadā, kurus veica Frīdrihs Beselis lietojot paralakses tehniku.

20. gadsimtā aizvien straujāk pieauga zinātniskās studijas par zvaigznēm. Fotouzņēmumi kļuva par vērtīgu astronomisko rīku. Karls Švarcšilds atklāja, ka zvaigznēm ir dažādas krāsas un tādēļ to temperatūra varētu būt noteikta, salīdzinot vizuālo lielumu ar fotouzņēmumu lielumu. Fotoelektrisko fotometru atklājumi atļāva veikt ļoti precīzus magnētiskos mērījumus dažādos radioviļņu intervālos. 1921. gadā Alberts Maikelsons veica pirmos zvaigžņu diametra mērījumus izmantojot interferometru Hooker teleskopā.

1913. gadā tika izveidota Hercšprunga-Rasela diagramma. Tā virzija uz priekšu astrofizikas mācību par zvaigznēm. Tika atklāti veiksmīgi modeļi, lai varētu izskaidrot zvaigžņu iekšieni un to evolūciju. Zvaigžņu spektrs arī tika veiksmīgi izskaidrots ar tuvošanos kvantu fizikai. Tas atļāva noteikt zvaigžņu ķīmisko sastāvu atmosfērā.

Ar Pārnovu izņēmumu, individuālas zvaigznes tika novērotas netālās grupās galaktikā un galvenokārt Piena Ceļa redzamajā daļā. Bet citas zvaigznes tika novērotas M100 Virgo Galaktikā, kas atrodas apmēram 100 miljonus gaismas gadu attālumā no Zemes.

Zvaigžņu apzīmējumi, nosaukumi[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Senie debess vērotāji zvaigzņu veidolus asociēja ar praktiskiem dabas aspektiem un viņu mītiem. Daudzām zvaigznēm tika doti nosaukumi, galvenokārt ar arābu un latīņu apzīmējumiem. Kā zināmiem zvaigznājiem un Saulei, tā arī visām zvaigznēm kopumā ir savi mīti. Tika uzskatīts, ka zvaigznes ir mirušo cilvēku vai dievu dvēseles. Kā piemērs ir zvaigzne Algols, kura tika uzskatīta par Gorgonas Medūzas aci.

Senajiem Grieķiem , dažas zvaigznes, pazīstamas kā planētas, attēloja dažādas svarīgas dievības, no kurām arī nākuši planētu nosaukumi — Merkurs, Venēra, Marss, Jupiters, Saturns, Urāns un Neptūns arī bija grieķu un romiešu dievības, bet šīs planētas nebija zināmas senatnē, jo nebija pietiekami spilgtas, tās bija ļoti blāvas.

Ap 1600. gadu zvaigznāju nosaukumi tika lietoti, lai attiecīgajos debess reģionos dotu zvaigznēm nosaukumu. Vācu astronoms Johanss Baiers izveidoja vairākas zvaigžņu kartes un lietoja grieķu alfabētu, lai dotu zvaigznēm nosaukumu katrā zvaigznājā. Vēlāk angļu astronoms John Flamsteed nāca klajā ar numuru sistēmu, ko vēlāk pazina kā Flamsteda apzīmējumi.

Vienīgā iestāde, kura bija pazīstama kā zinātniskā kopiena, kurai ir tiesības dot zvaigznēm un citiem debess priekšmetiem nosaukumu, ir Starptautiskā Astronomijas Savienība. Neskaitāmas privātās kompānijas pārdod zvaigžņu nosaukumu, lai gan tie nosaukumi nav atpazīstami zinātniskajā kopienā un viņi netiek arī lietoti un daudzas astronomiskās kopienas uz šīm organizācijām skatās kā uz viltniekiem un cer, ka cilvēki tās ignorēs.

Dubultzvaigžņu sistēma[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Ļoti daudz zvaigznes visumā atrodas viena otrai blakus un riņķo viena ap otru, tādējādi veidojot dubultzvaigžņu sistēmu. Divkāršās zvaigznes viena ap otru lielākoties riņķo ļoti lēnām, veicot vienu apriņķojumu vairākus gadsimtus vai gadu tūkstošus. Taču ir arī tādas sistēmas, kuras apriņķo ļoti ātri, pat tikai dažās stundās, šīs zvaigznes riņķo tik tuvu kopā, ka skatoties ar teleskopu tās atsevišķi nemaz nevar atšķirt. Ir arī daudz trīskāršu, četrkāršu un vairākkārtīgu zvaigžņu sistēmu. Dažas dubultzvaigžņu orbītas ir novietotas tā, ka tām riņķojot laiku pa laikam zvaigznes aizsedz (aptumšo) viena otru un to kopējais spožums uz laiku samazinās, tādēļ tās tiek sauktas par aptumsuma maiņzvaigznēm.

Zvaigznes, kuras maina spožumu, tiek sauktas par maiņzvaigznēm. Bet aptumsuma maiņzvaigznes ir tikai neliela daļa ir arī īstās maiņzvaigznes, kuru spožuma mainīšanās ir atkarīga no pašām zvaigznēm.

Pulsējošās zvaigznes[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Par pulsējošām zvaigznēm tiek sauktas zvaigznes, kuru spožums ik pa laikam pulsē no tajās notiekošajiem procesiem — pulsēšanas, izvirdumiem, sprādzieniem. Šīs zvaigznes izplešas un saraujas, uzkarst un atdziest. Dažām zvaigznēm pulsācija notiek pēc noteikta laika, ir regulāra, citām pulsācija ir neregulāra. Dažām maiņzvaigznēm šis spožums mainās tikai nedaudz, tā, ka ar neapbruņotu aci to nemaz nevar pamanīt, tomēr citām šis spožums mainās ļoti lielās robežās. Pulsējošās maiņzvaigznes ir milzu un pārmilzu zvaigznes, bet uzliesmojošas zvaigznes ir pundurzvaigznes.

Novas un pārnovas[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Novas un pārnovas ir zvaigznes, kuras ļoti spēcīgi uzliesmo. Pārnovām uzliesmojumi ir daudzkārt spēcīgāki nekā novām, tomēr notiek daudz retāk. Šo zvaigžņu spožumu var salīdzināt ar veselu galaktiku spožumu. Pārnovas ir lielas zvaigznes, kuras sava mūža beigās sprādziena veidā nomet savu ārējo slāni, kurš pēc laika izklīst starpzvaigžņu telpā.

Zvaigžņu mūžs[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Zvaigžņu mūžs var ilgt miljoniem un pat miljardiem gadu. Zvaigznes veidojas no starpzvaigžņu gāzes vai putekļu mākoņiem, kas ar laiku saspiežas. Tiem saspiežoties, sāk izdalīties siltums, kas paaugstina mākoņu temperatūru līdz sākas kodolreakcijas. Kad zvaigznē ūdeņraža krājumi ir izsīkuši, tā atdziest un izplešas ārējais apvalks un kļūst par sarkano milzi. Tālākā zvaigznes attīstība un evolūcija ir atkarīga no zvaigznes masas.

Ja zvaigznes masa ir neliela, no tās centrālās daļas izveidojas baltais punduris, apvalks tiek nomests un tas izveido miglāju.

Ja zvaigžņu masa ir liela, tajā rodas arvien jauni ķīmiskie elementi, kodols saspiežas un apvalks tiek nomests pārnovas sprādziena rezultātā. Un atkal tālākais zvaigznes mūžs ir atkarīgs no palikušās masas. Ja tā nav pārāk liela, izveidojas neitrona zvaigzne. Neitrona zvaigznes ir ļoti mazas, to diametrs ir apmēram 20-30 km. Tām ir liels blīvums, tās ir karstas un ātri griežas. Neitronu zvaigznes gabals metamā kauliņa lielumā sver simtiem miljonu tonnu. Ja zvaigznes atlikusī masa ir lielāka par divkāršotu Saules masu, tad spēcīgās saspiešanas — gravitācijas kolapsa - rezultātā izveidojas melnais caurums. Melnie caurumi ir ļoti mazi. Visumā veidojas „melnie tukšumi” un tikai spēcīgākas gravitācijas dēļ, var noteikt, ka tur ir melnais caurums. Melnā cauruma tuvumā mainās telpa un laiks. To var ieraudzīt tikai tad, ja tajā krīt viela, kas izstaro.

Zvaigznes evolūcija[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

  • Zvaigznes piedzimšanas stadija ir tās aktīvākais periods, kad zvaigzne spīd visspožāk. Astronomi to sauc par galvenās secības stadiju.
  • Pusmūžu veca zvaigznes periods, kad zvaigznes spožums, salīdzinot ar tās sākuma stadijas spožumu ir pieaudzis par 30 procentiem un turpina augt.
  • Zvaigznes beigu stadija ir periods, kad tā sāk kļūt par sarkano milzi.

Galaktikas[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Pamatraksts: galaktika

Galaktika ir milzīga pastāvīga zvaigžņu kopa, kas sastāv no daudziem miljardiem zvaigžņu, kuras atrodas daudz tālāk par visām redzamajām zvaigznēm. Spēcīgā teleskopā mūsdienās var ieraudzīt apmēram 5 miljonus galaktiku, lai gan visumā to ir daudz vairāk. Galaktikas ir dažādu lielumu, ir ļoti milzīgas galaktikas, ir arī pundurgalaktikas. Galaktikas no Zemes ir ļoti tālu. Gaisma no Zemei tuvākās galaktikas Andromedas miglāja atnāk 2,3 miljonos gadu.

Galaktikas, kuras ir atsevišķas, visumā sastapt var ļoti reti. Pārsvarā galaktikas veido galaktikas grupas un galaktikas kopas. Galaktiku grupās ir desmitiem galaktiku, tomēr galaktiku kopās ir tūkstošiem, simtiem galaktiku. Ar spēcīgu teleskopu skatoties, debess ir burtiski noklāta ar galaktikām. Tās veido telpisku šūnveidu struktūru, ko sauc par Visuma lielmēroga struktūru.

Galaktikas iedala[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

  • Eliptiskās
  • Spirālveida
  • Neregulārās galaktikas

Eliptiskās galaktikas ir saplacināti, apaļi zvaigžņu mākoņi. Eliptiskās galaktikas ir ļoti vienkāršas, jo tās sastāv tikai no zvaigznēm.

Visvairāk visumā ir spirālveida galaktikas. Spirālveida galaktikām ir centrāls sablīvējums, spirāļu zari un halo.

Ir arī neregulārās galaktikas, kurām nav noteiktas struktūras un kurās ir daudz gāzes, putekļi un jaunās zvaigznes.

Galaktikas sasvstarpēji mijiedarbojas, tās var sadurties, saplūst vai sadalīties, iegūstot neparastu formu.

Saule ir tikai viena no 200 miljardiem zvaigžņu milzīgajā zvaigžņu sistēmā — galaktikā. Skatoties no Zemes, var redzēt tikai nelielu daļiņu no tās zvaigznēm. Galaktika no sāniem izskatās pēc plakana diska ar sabiezējumu tās centrā, tomēr no augšas var saskatīt galaktikas spirālveida formu. Galaktikas zvaigznes galvenokārt koncentrējas Pienā Ceļā. Galaktikas disks sastāv no jaunajām zvaigznēm. Jaunās zvaigznes ir izvietotas samērā vienmērīgi, tomēr gāze un putekļi sablīvējas Galaktikas spirāļu zaros. Spirāļu zari izceļas ar savu spožumu, jo tajos arī ir daudz jauno zvaigžņu. Galaktikas vidū koncentrējas liels zvaigžņu mākonis. Tā vidū ir spēcīgs radiostarojuma avots, kurā slēpjas kodols. Retināts zvaigžņu apvalks — halo — apņem galaktikas disku, kas sastāv no vecajām zvaigznēm. Galaktikas disks griežas samērā strauji.

Galaktikā ietilpst arī zvaigžņu kopas un miglāji. Zvaigžņu kopas ir gan vaļējas, gan lodveida, kaut arī debesīs tās izskatās līdzīgas, to struktūra un daba ir atšķirīgas. Vaļējās kopas sastāv no jaunajām zvaigznēm, kas tikai nesen ir izveidojušās. Šajās kopās ir simtiem, tūkstošiem zvaigžņu, tās ir ļoti lielas. Turpretī lodveida zvaigžņu kopas sastāv no vecajām zvaigznēm, tajās ietilpst līdz pat vairākiem miljoniem zvaigžņu. Šajās kopās zvaigznes ir izvietotas ļoti blīvi, tās var atšķirt tikai ļoti, ļoti spēcīgā teleskopā.

Miglāji tāpat kā zvaigznes, sastāv no hēlija un ūdeņraža. Izšķir gaišos miglājus un tumšos miglājus. Miglāji lielākoties spīd, jo to tuvumā atrodas zvaigznes.

Skatīt arī[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]