Punased tähed nimetavad meid ümbritsevat maailma 3. Tähtede tüübid vaadeldavas universumis. Tähtede temperatuur ja mass

Tähed võivad olla väga erinevad: väikesed ja suured, heledad ja mitte eriti eredad, vanad ja noored, kuumad ja “külmad”, valged, sinised, kollased, punased jne.

Hertzsprung-Russelli diagramm võimaldab teil mõista tähtede klassifikatsiooni.

See näitab seost tähe absoluutse suuruse, heleduse, spektritüübi ja pinnatemperatuuri vahel. Selle diagrammi tähed ei asu juhuslikult, vaid moodustavad selgelt nähtavaid alasid.

Suurem osa staare on nn põhijärjestus. Põhijada olemasolu on tingitud asjaolust, et enamiku tähtede evolutsiooniajast moodustab vesiniku põlemise staadium ~90%: vesiniku põlemine tähe keskpiirkondades viib isotermilise heeliumi tuuma moodustumiseni, üleminek punase hiiglase staadiumisse ja tähe lahkumine põhijadast. Suhteliselt lühike evolutsioon punased hiiglased viivad olenevalt nende massist valgete kääbuste, neutrontähtede või mustade aukude tekkeni.

Olles oma evolutsioonilise arengu eri etappides, jagunevad tähed tavatähtedeks, kääbustähtedeks ja hiidtähtedeks.

Tavalised tähed on põhijada tähed. Nende hulka kuulub ka meie päike. Mõnikord nimetatakse tavalisi tähti nagu Päike kollasteks kääbusteks.

Kollane kääbus

Kollane kääbus on väikese põhijada tähe tüüp, mille mass on 0,8–1,2 päikesemassi ja pinnatemperatuur 5000–6000 K.

Kollase kääbuse eluiga on keskmiselt 10 miljardit aastat.

Pärast kogu vesinikuvaru põlemist suureneb tähe suurus mitu korda ja muutub punaseks hiiglaseks. Seda tüüpi tähe näiteks on Aldebaran.

Punane hiiglane paiskab välja oma välimised gaasikihid, moodustades planetaarsed udukogud, samal ajal kui tuum variseb kokku väikeseks tihedaks valgeks kääbuseks.

Punane hiiglane on suur punaka või oranži värvi täht. Selliste tähtede teke on võimalik nii tähtede tekkimise etapis kui ka nende eksisteerimise hilisemates etappides.

Varajases staadiumis kiirgab täht kokkusurumisel vabaneva gravitatsioonienergia tõttu, kuni kokkusurumise peatab alanud termotuumareaktsioon.

Tähtede evolutsiooni hilisemates etappides, pärast vesiniku põlemist nende tuumades, lahkuvad tähed põhijadast ja liiguvad Hertzsprung-Russelli diagrammi punaste hiiglaste ja superhiiglaste piirkonda: see etapp kestab ligikaudu 10% ajast. tähtede "aktiivse" elu aeg, st nende evolutsiooni etapid, mille jooksul toimuvad tähe sisemuses nukleosünteesi reaktsioonid.

Hiidtähe pinnatemperatuur on suhteliselt madal, umbes 5000 kraadi. Tohutu raadius, ulatudes 800 päikeseenergiani ja tänu sellistele suurtele mõõtmetele tohutu heledus. Maksimaalne kiirgus esineb spektri punases ja infrapunases piirkonnas, mistõttu neid nimetatakse punasteks hiiglasteks.

Suurimad hiiglased muutuvad punasteks superhiiglasteks. Täht nimega Betelgeuse Orioni tähtkujus on punase superhiiglase kõige ilmekam näide.

Kääbustähed on hiiglaste vastandid ja võivad olla järgmised.

Valge kääbus on see, mis jääb tavalisest tähest, mille mass on alla 1,4 päikesemassi, pärast punase hiiglase staadiumi läbimist.

Vesiniku puudumise tõttu selliste tähtede tuumas termotuumareaktsioone ei toimu.

Valged kääbused on väga tihedad. Oma mõõtmetelt pole nad Maast suuremad, kuid nende massi saab võrrelda Päikese massiga.

Need on uskumatult kuumad tähed, nende temperatuur ulatub 100 000 kraadini või rohkemgi. Nad säravad, kasutades oma järelejäänud energiat, kuid aja jooksul saab see otsa ja tuum jahtub, muutudes mustaks kääbuseks.

Punased kääbused on kõige levinumad tähe tüüpi objektid universumis. Hinnanguliselt on nende arv 70–90% kõigist galaktika tähtedest. Nad on teistest staaridest üsna erinevad.

Punaste kääbuste mass ei ületa kolmandikku päikese massist (massi alumine piir on 0,08 päikest, järgnevad pruunid kääbused), pinnatemperatuur ulatub 3500 K-ni. Punaste kääbuste spektriklass on M ehk hiline K. Tähed seda tüüpi kiirgavad väga vähe valgust, mõnikord 10 000 korda väiksemad kui Päike.

Arvestades nende madalat kiirgust, pole ükski punane kääbus Maalt palja silmaga nähtav. Isegi Päikesele lähima punase kääbuse Proxima Centauri (Päikesele lähim täht kolmiksüsteemis) ja lähima üksiku punase kääbuse Barnardi tähe näiv suurus on vastavalt 11,09 ja 9,53. Sel juhul saab palja silmaga jälgida tähte, mille magnituudi suurus on kuni 7,72.

Vesiniku madala põlemiskiiruse tõttu on punastel kääbustel väga pikk eluiga, ulatudes kümnetest miljarditest kuni kümnete triljonite aastateni (0,1 päikesemassi suuruse punane kääbus põleb 10 triljonit aastat).

Punastes kääbustes on heeliumiga seotud termotuumareaktsioonid võimatud, mistõttu nad ei saa muutuda punasteks hiiglasteks. Aja jooksul need järk-järgult kahanevad ja kuumenevad üha enam, kuni kasutavad ära kogu vesinikkütuse varu.

Järk-järgult muutuvad nad teoreetiliste kontseptsioonide kohaselt sinisteks kääbusteks - hüpoteetiliseks tähtede klassiks, samal ajal kui ükski punane kääbus pole veel suutnud muutuda siniseks kääbuseks ja seejärel heeliumi tuumaga valgeteks kääbusteks.

Pruun kääbus - tähealused objektid (massiga umbes 0,01–0,08 päikesemassi või vastavalt 12,57–80,35 Jupiteri massi ja läbimõõt ligikaudu võrdne Jupiteri läbimõõduga), mille sügavuses, erinevalt põhijadast tähtede puhul ei toimu termotuumasünteesi reaktsiooni vesiniku muundumisega heeliumiks.

Põhijada tähtede minimaalne temperatuur on umbes 4000 K, pruunide kääbuste temperatuur jääb vahemikku 300–3000 K. Pruunid kääbused jahtuvad kogu elu jooksul pidevalt ja mida suurem on kääbus, seda aeglasemalt jahtub.

Subpruunid kääbused

Alampruunid kääbused ehk pruunid alamkääbused on lahedad moodustised, mis jäävad allapoole pruunide kääbuste massipiirangut. Nende mass on väiksem kui ligikaudu üks sajandik Päikese massist või vastavalt 12,57 Jupiteri massist, alumine piir pole määratletud. Üldjuhul peetakse neid planeetidena, kuigi teadusringkonnad ei ole veel jõudnud lõplikule järeldusele, mida peetakse planeediks ja mis on alampruun kääbus.

Must kääbus

Mustad kääbused on valged kääbused, kes on jahtunud ja seetõttu ei eraldu nähtavas piirkonnas. Esindab valgete kääbuste evolutsiooni viimast etappi. Mustade kääbuste massid, nagu ka valgete kääbuste massid, on piiratud üle 1,4 päikese massi.

Kaksiktäht on kaks gravitatsiooni seotud tähed, mis pöörleb ümber ühise massikeskme.

Mõnikord on süsteeme, mis koosnevad kolmest või enamast tähest, sel juhul nimetatakse süsteemi mitmetäheliseks.

Juhtudel, kui selline tähesüsteem ei asu Maast liiga kaugel, saab üksikuid tähti teleskoobi kaudu eristada. Kui vahemaa on märkimisväärne, saavad astronoomid aru, et kaksiktäht on nähtav ainult kaudsete märkide järgi - heleduse kõikumised, mis on põhjustatud perioodilistest varjutustest ühe tähe ja mõne teise tähe poolt.

Uus täht

Tähed, mille heledus suureneb ootamatult 10 000 korda. Noova on kahendsüsteem, mis koosneb valgest kääbusest ja kaastähest, mis asuvad põhijada peal. Sellistes süsteemides voolab tähe gaas järk-järgult valge kääbuseni ja plahvatab seal perioodiliselt, põhjustades valguse puhangu.

Supernoova

Supernoova on täht, mis lõpetab oma evolutsiooni katastroofilise plahvatusliku protsessiga. Põletus võib sel juhul olla mitu suurusjärku suurem kui noova puhul. Selline võimas plahvatus on evolutsiooni viimases etapis tähes toimuvate protsesside tagajärg.

Neutrontäht

Neutrontähed (NS) on tähemoodustised, mille mass on suurusjärgus 1,5 Päikese ja mille suurus on märgatavalt väiksem kui valgetel kääbustel.

Need koosnevad peamiselt neutraalsetest subatomilistest osakestest – neutronitest, mis on gravitatsioonijõudude poolt tihedalt kokku surutud. Selliste tähtede tihedus on äärmiselt suur, võrreldav ja võib mõne hinnangu kohaselt olla mitu korda suurem kui aatomituuma keskmine tihedus. Üks kuupsentimeetrit NS ainet kaalub sadu miljoneid tonne. Gravitatsioon neutrontähe pinnal on umbes 100 miljardit korda suurem kui Maal.

Meie galaktikas võib teadlaste sõnul eksisteerida 100 miljonit kuni 1 miljard neutrontähte, see tähendab kuskil üks tuhandest tavalisest tähest.

Pulsarid

Pulsarid on kosmilised elektromagnetilise kiirguse allikad, mis tulevad Maale perioodiliste pursete (impulsside) kujul.

Domineeriva astrofüüsikalise mudeli järgi on pulsarid pöörlevad neutrontähed, mille magnetväli on pöörlemistelje suhtes kaldu. Kui Maa langeb selle kiirguse moodustatud koonusesse, on võimalik tuvastada kiirgusimpulssi, mis kordub tähe pöördeperioodiga võrdsete intervallidega. Mõned neutronitähed pöörlevad kuni 600 korda sekundis.

Tsefeidid

Tsefeidid on üsna täpse perioodi ja heleduse suhtega pulseerivate muutuvate tähtede klass, mis on saanud nime Delta Cephei tähe järgi. Üks kuulsamaid tsefeide on Polaris.

Järgnevalt on toodud tähtede põhitüüpide (tüüpide) loetelu koos nendega lühikirjeldus muidugi ei ammenda kogu võimalikku tähtede valikut universumis.

Eksperdid esitavad nende esinemise kohta mitmeid teooriaid. Kõige tõenäolisem teooria on see, et sellised sinised tähed olid juba ammu kaksiktähed ja neil toimus ühinemisprotsess. Kui kaks tähte ühinevad, ilmub uus täht, millel on palju suurem heledus, mass ja temperatuur.

Siniste tähtede näited:

• Gamma Parusov;
• Rigel;
• Zeta Orionis;
• Alfa kaelkirjak;
• Zeta Poop;
• Tau Canis Majoris.

Valged tähed - valged tähed

Üks teadlane avastas väga tuhmi valge tähe, mis oli Siiriuse satelliit ja sai nimeks Sirius B. Selle ainulaadse tähe pind on kuumutatud 25 000 kelvinini ja selle raadius on väike.

Valgete tähtede näited:

• Altair Akvila tähtkujus;
• Vega Lüüra tähtkujus;
• Castor;
• Sirius.

Kollased tähed - kollased tähed

Sellistel tähtedel on sära kollast värvi ja nende mass jääb Päikese massi piiresse – see on umbes 0,8–1,4. Selliste tähtede pind kuumutatakse tavaliselt temperatuurini 4-6 tuhat Kelvinit. Selline täht elab umbes 10 miljardit aastat.

Kollaste tähtede näited:

• Star HD 82943;
• Toliman;
• Dabih;
• Hara;
• Alhita.

Punased tähed - punased tähed

Esimesed punased tähed avastati 1868. aastal. Nende temperatuur on üsna madal ja punaste hiiglaste välimised kihid on täidetud suure koguse süsinikuga. Varem moodustasid sellised tähed kaks spektriklassi - N ja R, kuid nüüd on teadlased suutnud määrata teise üldklassi - C.

Kogustes. Üldkokkuvõttes valitakse need skaalad nii, et valge tähe, näiteks Siiriuse, suurus on mõlemal skaalal sama. Fotograafilise ja fotovisuaalse suuruse erinevust nimetatakse antud tähe värviindeksiks. Siniste tähtede, nagu Rigel, puhul on see arv negatiivne, kuna tavalisel plaadil on sellised tähed rohkem mustad kui kollase tundliku plaadi puhul.

Punaste tähtede, nagu Betelgeuse, värviindeks ulatub +2-3 tähesuuruseni. See värvimõõtmine on ka tähe pinnatemperatuuri mõõtmine, kusjuures sinised tähed on oluliselt kuumemad kui punased.

Kuna värviindekseid saab üsna lihtsalt kätte ka väga nõrkade tähtede puhul, on neil suur tähtsus kui uuritakse tähtede jaotust ruumis.

Tähtede uurimise olulisemate vahendite hulka kuuluvad instrumendid. Isegi kõige pealiskaudsem pilk tähtede spektritele näitab, et need pole kõik ühesugused. Vesiniku Balmeri jooned on mõnes spektris tugevad, mõnes nõrgad ja teistes puuduvad täielikult.

Peagi sai selgeks, et tähtede spektreid saab jagada vähesteks klassideks, muutudes järk-järgult üksteiseks. Hetkel kasutusel spektraalne klassifikatsioon töötati välja Harvardi observatooriumis E. Pickeringi juhtimisel.

Algul tähistati spektriklassid ladina tähtedega tähestikulises järjekorras, kuid klassifikatsiooni selgitamise käigus kehtestati järjestikustele klassidele järgmised tähised: O, B, A, F, G, K, M. Lisaks vähesed ebatavalised tähed liidetakse klassidesse R, N ja S ning teatud isikud, kes sellesse klassifikatsiooni üldse ei sobi, on tähistatud sümboliga PEC (omapärane - eriline).

Huvitav on märkida, et tähtede paigutus klasside kaupa on ka paigutus värvide järgi.

• B-klassi tähed, mille hulka kuuluvad Rigel ja paljud teised Orioni tähed, on sinised;
• klassid O ja A - valged (Sirius, Deneb);
• klassid F ja G - kollane (Procyon, Capella);
• klassid K ja M - oranž ja punane (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).

Paigutades spektrid samas järjekorras, näeme, kuidas maksimaalne kiirgusintensiivsus nihkub violetsest spektri punasesse otsa. See näitab temperatuuri langust klassist O klassist M klassi liikudes. Tähe koha jadas määrab rohkem selle pinnatemperatuur kui keemiline koostis. Üldtunnustatud seisukoht on, et keemiline koostis on valdava enamuse tähtede puhul ühesugune, kuid erinevad pinnatemperatuurid ja rõhud põhjustavad suuri erinevusi tähtede spektrites.

Sinised O-klassi tähed on kõige kuumemad. Nende pinnatemperatuur ulatub 100 000 °C-ni. Nende spektreid saab kergesti ära tunda mõne iseloomuliku ereda joone olemasolu või tausta levimise järgi ultraviolettpiirkonda.

Neid järgitakse kohe sinised B-klassi tähed, ka väga kuum (pinnatemperatuur 25 000°C). Nende spektrid sisaldavad heeliumi ja vesiniku jooni. Esimesed nõrgenevad ja teised tugevnevad üleminekul klass A.

IN klassid F ja G(tüüpiline G-klassi täht on meie Päike), kaltsiumi ja teiste metallide, näiteks raua ja magneesiumi jooned muutuvad järk-järgult tugevamaks.

IN klass K Kaltsiumijooned on väga tugevad ja ilmuvad ka molekulaarsed ribad.

M klass hõlmab punaseid tähti, mille pinnatemperatuur on alla 3000 °C; nende spektris on nähtavad titaanoksiidi ribad.

Klassid R, N ja S kuuluvad jahedate tähtede paralleelharusse, mille spektris esinevad teised molekulaarsed komponendid.

Teadja jaoks on aga “külmade” ja “kuumade” B-klassi tähtede vahel väga suur erinevus. Täpses klassifikatsioonisüsteemis jaguneb iga klass veel mitmeks alamklassiks. Kõige kuumemad B-klassi tähed on alamklass VO, tähed antud klassi keskmise temperatuuriga - k alamklass B5, kõige külmemad tähed - kuni alamklass B9. Tähed järgivad neid otse. alamklass AO.

Tähtede spektrite uurimine osutub väga kasulikuks, kuna see võimaldab tähti umbkaudselt klassifitseerida nende absoluutsuuruste järgi. Näiteks täht VZ on hiiglane, mille absoluutne suurus on ligikaudu võrdne -2,5. Siiski on võimalik, et täht osutub kümme korda heledamaks (absoluutsuurus - 5,0) või kümme korda tuhmimaks (absoluutne tähesuurus 0,0), kuna ainuüksi spektritüübi põhjal on võimatu täpsemat hinnangut anda.

Tähtede spektrite klassifikatsiooni koostamisel on väga oluline püüda eraldada hiiglased kääbustest igas spektriklassis või kui seda jaotust ei eksisteeri, siis eraldada tavalisest hiiglaslike tähtede jadast liiga suure või liiga väikese heledusega tähed. .

Kui vaadata tähelepanelikult öist taevast, on lihtne märgata, et meile vastu vaatavad tähed erinevad värvi poolest. Sinakad, valged, punased, säravad ühtlaselt või värelevad nagu jõulupuu vanik. Teleskoobi kaudu muutuvad värvierinevused ilmsemaks. Põhjus, mis viis sellise mitmekesisuseni, peitub fotosfääri temperatuuris. Ja vastupidiselt loogilisele eeldusele pole kuumimad tähed punased, vaid sinised, sini-valged ja valged tähed. Aga kõigepealt asjad kõigepealt.

Spektri klassifikatsioon

Tähed on suured, kuumad gaasipallid. See, kuidas me neid Maalt näeme, sõltub paljudest parameetritest. Näiteks tähed tegelikult ei vilgu. Seda on väga lihtne kontrollida: pidage meeles Päikest. Virvendusefekt tekib seetõttu, et valgus tuleb kosmilised kehad meile, ületab tolmu ja gaasi täis tähtedevahelise keskkonna. Teine asi on värv. See on kestade (eriti fotosfääri) teatud temperatuurini kuumutamise tagajärg. Tegelik värv võib näivast värvist erineda, kuid erinevus on tavaliselt väike.

Tänapäeval kasutatakse kogu maailmas Harvardi tähtede spektraalset klassifikatsiooni. See põhineb temperatuuril ja põhineb spektrijoonte tüübil ja suhtelisel intensiivsusel. Igale klassile vastavad teatud värvi tähed. Klassifikatsioon töötati välja Harvardi observatooriumis aastatel 1890–1924.

Üks raseeritud inglane näris datleid nagu porgandeid

Põhilisi spektriklasse on seitse: O—B—A—F—G—K—M. See jada peegeldab temperatuuri järkjärgulist langust (O-lt M-le). Selle meeldejätmiseks on olemas spetsiaalsed mnemoonilised valemid. Vene keeles kõlab üks neist nii: "Üks raseeritud inglane näris datleid nagu porgandeid." Nendele klassidele lisandub veel kaks klassi. Tähed C ja S tähistavad külmi valgusteid, mille spektris on metallioksiidide ribad. Vaatame staariklasse lähemalt:

• O-klassi iseloomustab kõrgeim pinnatemperatuur (30 kuni 60 tuhat kelvinit). Seda tüüpi tähed ületavad Päikest massilt 60 korda ja raadiuse poolest 15 korda. Nende nähtav värv on sinine. Heleduse poolest on nad rohkem kui miljon korda suuremad kui meie täht. Sellesse klassi kuuluvat sinist tähte HD93129A iseloomustab teadaolevate kosmiliste kehade seas üks kõrgemaid heledusi. Selle näitaja järgi on see Päikesest 5 miljonit korda ees. Sinine täht asub meist 7,5 tuhande valgusaasta kaugusel.
• B-klassi temperatuur on 10–30 tuhat kelvinit, mis on 18 korda suurem kui Päikese mass. Need on sini-valged ja valged tähed. Nende raadius on 7 korda suurem kui Päikesel.
• A-klassi iseloomustab temperatuur 7,5–10 tuhat kelvinit, mille raadius ja mass on vastavalt 2,1 ja 3,1 korda suuremad kui Päikesel. Need on valged tähed.
• Klass F: temperatuur 6000-7500 K. Mass on päikesest 1,7 korda suurem, raadius 1,3. Maalt näivad sellised tähed samuti valged, nende tegelik värvus on kollakasvalge.
• G klass: temperatuur 5-6 tuhat Kelvinit. Päike kuulub sellesse klassi. Selliste tähtede nähtav ja tegelik värvus on kollane.
• Klass K: temperatuur 3500-5000 K. Raadius ja mass on päikesest väiksemad, 0,9 ja 0,8 valgusti vastavatest parameetritest. Nende Maalt nähtavate tähtede värvus on kollakasoranž.
• M klass: temperatuur 2-3,5 tuhat Kelvinit. Mass ja raadius on 0,3 ja 0,4 Päikese sarnastest parameetritest. Meie planeedi pinnalt näivad need punakasoranžid. Beta Andromedae ja Alpha Chanterelles kuuluvad M klassi. Paljudele tuttav helepunane täht on Betelgeuse (alpha Orionis). Kõige parem on seda talvel taevast otsida. Punane täht asub ülal ja veidi vasakul

Iga klass on jagatud alamklassideks 0 kuni 9, st kõige kuumemast külmemani. Tähenumbrid näitavad kuulumist konkreetsesse spektritüüpi ja fotosfääri kuumenemise astet võrreldes rühma teiste tähtedega. Näiteks Päike kuulub klassi G2.

Visuaalsed valged

Seega võivad täheklassid B kuni F tunduda Maalt valgena. Ja seda värvi on tegelikult ainult A-tüüpi kuuluvatel objektidel. Seega tunduvad täht Saif (Orioni tähtkuju) ja Algol (beeta Persei) teleskoobiga relvastamata vaatlejale valged. Need kuuluvad spektriklassi B. Nende tegelik värvus on sinakasvalge. Valgetena paistavad ka Mithrac ja Procyon, taevamustri Perseus ja Canis Minor eredaimad tähed. Nende tegelik värvus on aga lähemal kollasele (F klass).

Miks on tähed maapealse vaatleja jaoks valged? Värvi moonutab meie planeeti sellistest objektidest eraldav tohutu kaugus, samuti kosmoses sageli esinevad mahukad tolmu- ja gaasipilved.

A klass

Valgeid tähti ei iseloomusta nii kõrge temperatuur kui O- ja B-klassi esindajaid. Nende fotosfäär soojeneb 7,5-10 tuhande Kelvinini. A spektriklassi tähed on Päikesest palju suuremad. Nende heledus on ka suurem - umbes 80 korda.

A-tähtede spektrid näitavad Balmeri seeria tugevaid vesiniku jooni. Teiste elementide jooned on märgatavalt nõrgemad, kuid muutuvad olulisemaks, kui liigume alamklassist A0 klassi A9. A spektriklassi kuuluvaid hiiglasi ja superhiiglasi iseloomustavad põhijada tähtedega võrreldes veidi vähem väljendunud vesinikujooned. Nende valgustite puhul muutuvad raskemetallide jooned märgatavamaks.

Paljud omapärased tähed kuuluvad spektriklassi A. See termin viitab valgustitele, mille spektris ja füüsikalistes parameetrites on märgatavad omadused, mis muudab nende klassifitseerimise keeruliseks. Näiteks üsna haruldasi tähti nagu Lambda Boötes iseloomustab raskemetallide puudumine ja väga aeglane pöörlemine. Omapäraste valgustite hulka kuuluvad ka valged kääbused.

A-klassi kuuluvad sellised eredad öötaevaobjektid nagu Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor jt. Õpime neid lähemalt tundma.

Alpha Canis Majoris

Siirius on taeva heledaim, kuigi mitte lähim täht. Kaugus selleni on 8,6 valgusaastat. Maal vaatlejale tundub see nii hele, kuna sellel on muljetavaldav suurus, kuid see pole nii kaugel kui paljud teised suured ja heledad objektid. Päikesele lähim täht on Siirius, mis on selles nimekirjas viiendal kohal.

See viitab kahe komponendi süsteemile ja on süsteem. Sirius A ja Sirius B on eraldatud 20 astronoomilise ühiku kaugusel ja pöörlevad veidi alla 50 aasta. Süsteemi esimene komponent, põhijada täht, kuulub spektriklassi A1. Selle mass on kaks korda suurem kui Päikesel ja raadius on 1,7 korda suurem. Seda saab Maalt palja silmaga jälgida.

Süsteemi teine ​​komponent on valge kääbus. Täht Sirius B on massilt peaaegu võrdne meie tähega, mis pole sellistele objektidele tüüpiline. Tavaliselt iseloomustab valgeid kääbusi mass 0,6-0,7 päikeseenergiat. Samal ajal on Sirius B mõõtmed lähedased Maa omadele. Arvatakse, et valge kääbuse staadium sai sellel tähel alguse umbes 120 miljonit aastat tagasi. Kui Sirius B asus põhijada peal, oli see tõenäoliselt täht, mille mass oli 5 päikesemassi ja kuulus spektriklassi B.

Sirius A liigub teadlaste sõnul evolutsiooni järgmisse etappi umbes 660 miljoni aasta pärast. Siis muutub see punaseks hiiglaseks ja veidi hiljem valgeks kääbuseks, nagu tema kaaslane.

Alfa-kotkas

Sarnaselt Siriusele on paljud valged tähed, mille nimed on toodud allpool, hästi tuntud mitte ainult astronoomiahuvilistele nende heleduse ja sagedase mainimise tõttu ulmekirjanduse lehekülgedel. Altair on üks neist valgustitest. Alpha Eagle’i leidub näiteks Stephen Kingis. See täht on oma heleduse ja suhteliselt lähedase asukoha tõttu öötaevas selgelt nähtav. Päikese ja Altairi vaheline kaugus on 16,8 valgusaastat. A spektriklassi tähtedest on meile lähemal vaid Siirius.

Altair on Päikesest 1,8 korda massiivsem. Tema iseloomulik tunnus on väga kiire pöörlemine. Täht teeb ühe pöörde ümber oma telje vähem kui üheksa tunniga. Pöörlemiskiirus ekvaatori lähedal on 286 km/s. Selle tulemusel libiseb “kraper” Altair postidest tasaseks. Lisaks väheneb elliptilise kuju tõttu tähe temperatuur ja heledus poolustelt ekvaatorini. Seda efekti nimetatakse "gravitatsiooniliseks tumenemiseks".

Altairi teine ​​omadus on see, et selle sära aja jooksul muutub. See kuulub Scuti delta tüüpi muutujate hulka.

Alpha Lyrae

Vega on Päikese järel enim uuritud täht. Alpha Lyrae on esimene täht, mille spekter on kindlaks määratud. Temast sai fotole jäädvustatud Päikese järel teine ​​valgusti. Vega oli ka üks esimesi tähti, milleni teadlased parlaksi meetodil kaugust mõõtsid. Teiste objektide suuruste määramisel võeti pikka aega tähe heledus 0-ks.

Alpha Lyrae on hästi tuntud nii amatöörastronoomidele kui ka tavavaatlejatele. See on tähtede seas heleduselt viies ja kuulub suvekolmnurga asterismi koos Altairi ja Denebiga.

Kaugus Päikesest Vegani on 25,3 valgusaastat. Selle ekvaatori raadius ja mass on vastavalt 2,78 ja 2,3 korda suuremad kui meie tähe sarnased parameetrid. Tähe kuju pole kaugeltki täiuslik sfäär. Läbimõõt ekvaatoril on märgatavalt suurem kui poolustel. Põhjuseks on tohutu pöörlemiskiirus. Ekvaatoril ulatub see kiiruseni 274 km/s (Päikese jaoks on see parameeter veidi üle kahe kilomeetri sekundis).

Üks Vega omadusi on seda ümbritsev tolmuketas. Arvatakse, et see tekkis selle tagajärjel suur number komeetide ja meteoriitide kokkupõrked. Tolmuketas pöörleb ümber tähe ja seda soojendab selle kiirgus. Selle tulemusena suureneb Vega infrapunakiirguse intensiivsus. Mitte kaua aega tagasi avastati kettal asümmeetriad. Tõenäoline seletus on see, et tähel on vähemalt üks planeet.

Alfa Kaksikud

Kaksikute tähtkuju teine ​​ereduselt objekt on Castor. Tema, nagu ka eelmised valgustid, kuulub spektriklassi A. Castor on üks enim heledad tähedöine taevas. Vastavas nimekirjas asub see 23. kohal.

Castor on mitmekordne süsteem, mis koosneb kuuest komponendist. Kaks põhielementi (Castor A ja Castor B) pöörlevad ümber ühise massikeskme perioodiga 350 aastat. Mõlemad tähed on spektraalne kaksiktäht. Castor A ja Castor B komponendid on vähem eredad ja kuuluvad eeldatavasti spektriklassi M.

Castor S ei olnud süsteemiga kohe seotud. Algselt määrati see sõltumatuks täheks YY Gemini. Selle taevaala uurimise käigus sai teatavaks, et see valgusti on füüsiliselt seotud Castori süsteemiga. Täht pöörleb ümber massikeskme, mis on ühine kõikidele komponentidele perioodiga mitukümmend tuhat aastat ja on ka spektraalne binaar.

Beta Aurigae

Auriga taevamuster sisaldab umbes 150 "täppi", millest paljud on valged tähed. Valgustite nimed ütlevad astronoomiast kaugel olevale inimesele vähe, kuid see ei vähenda nende tähtsust teaduse jaoks. Taevamustri eredaim objekt, mis kuulub spektriklassi A, on Mencalinan ehk beeta-Aurigae. Tähe nimi araabia keelest tõlgituna tähendab "ohjade omaniku õlg".

Mencalinan on kolmekordne süsteem. Selle kaks komponenti on spektriklassi A alamhiiglased. Mõlema heledus ületab Päikese oma 48 korda. Neid eraldab 0,08 astronoomilise ühiku kaugus. Kolmas komponent on punane kääbus, paarist 330 AU kaugusel. e.

Epsilon Ursa Major

Heledaim "punkt" võib-olla kõige kuulsamas tähtkujus põhjataevas ( Suur Vanker) on Alioth, mis kuulub samuti klassi A. Näiv magnituud - 1,76. Säravamate valgustite edetabelis on staar 33. kohal. Alioth kuulub Big Dipperi asterismi ja asub kausile lähemal kui teised valgustid.

Alioti spektrit iseloomustavad ebatavalised jooned, mis kõikuvad 5,1 päeva pikkuse perioodiga. Eeldatakse, et omadused on seotud kokkupuutega magnetväli tähed. Spektri kõikumised võivad viimastel andmetel tekkida Jupiteri massist ligi 15 korda suurema massiga kosmilise keha vahetus läheduses. Kas see nii on, on endiselt mõistatus. Astronoomid püüavad seda mõista, nagu ka muid tähtede saladusi, iga päev.

Valged kääbused

Lugu valgetest tähtedest jääb puudulikuks, mainimata seda valgustite evolutsiooni etappi, mida nimetatakse "valgeks kääbuseks". Sellised objektid said oma nime tänu sellele, et esimesed avastatud objektid kuulusid spektriklassi A. Need olid Sirius B ja 40 Eridani B. Tänapäeval nimetatakse valgeid kääbusi üheks võimaluseks tähe elu viimase etapi jaoks.

Vaatleme lähemalt valgustite elutsüklit.

Tähtede evolutsioon

Tähed ei sünni üleöö: igaüks neist läbib mitu etappi. Esiteks hakkab gaasi- ja tolmupilv enda mõjul kahanema. Aeglaselt võtab see palli kuju, samas kui gravitatsioonienergia muutub soojuseks – objekti temperatuur tõuseb. Hetkel, kui see jõuab väärtuseni 20 miljonit kelvinit, algab tuumasünteesi reaktsioon. Seda etappi peetakse täisväärtusliku tähe elu alguseks.

Valgustid veedavad suurema osa oma ajast põhijadale. Nende sügavustes toimuvad pidevalt vesinikutsükli reaktsioonid. Tähtede temperatuur võib varieeruda. Kui kogu tuumas olev vesinik saab otsa, algab uus evolutsiooni etapp. Nüüd muutub heelium kütuseks. Samal ajal hakkab täht laienema. Selle heledus suureneb ja pinnatemperatuur, vastupidi, langeb. Täht lahkub põhijadast ja muutub punaseks hiiglaseks.

Heeliumi südamiku mass suureneb järk-järgult ja see hakkab oma raskuse all kokku suruma. Punase hiiu etapp lõppeb palju kiiremini kui eelmine. Edasise evolutsiooni tee sõltub objekti algmassist. Punase hiiglase staadiumis olevad väikese massiga tähed hakkavad paisuma. Selle protsessi tulemusena heidab objekt oma kestad maha. Moodustub ka tähe paljas tuum. Sellises tuumas olid kõik fusioonireaktsioonid lõpule viidud. Seda nimetatakse heeliumi valgeks kääbuseks. Massiivsemad punased hiiglased (teatud määral) arenevad süsinikupõhisteks valgeteks kääbusteks. Nende südamikud sisaldavad heeliumist raskemaid elemente.

Omadused

Valged kääbused on kehad, mille mass on tavaliselt Päikesele väga lähedased. Pealegi vastab nende suurus maa omale. Nende kosmiliste kehade kolossaalne tihedus ja nende sügavustes toimuvad protsessid on klassikalise füüsika seisukohalt seletamatud. Kvantmehaanika aitas paljastada tähtede saladused.

Valgete kääbuste aine on elektron-tuumaplasma. Seda on peaaegu võimatu ehitada isegi laboris. Seetõttu jäävad paljud selliste objektide omadused ebaselgeks.

Isegi kui uurite tähti terve öö, ei suuda te ilma erivarustuseta tuvastada vähemalt üht valget kääbust. Nende heledus on oluliselt väiksem kui päikesel. Teadlaste sõnul moodustavad valged kääbused umbes 3–10% kõigist galaktika objektidest. Kuid praeguseks on neist leitud ainult neid, mis asuvad Maast kõige rohkem 200-300 parseki kaugusel.

Valged kääbused arenevad edasi. Kohe pärast moodustumist on neil kõrge pinnatemperatuur, kuid jahtuvad kiiresti. Mõnikümmend miljardit aastat pärast tekkimist muutub teooria kohaselt valgest kääbusest must kääbus – keha, mis ei kiirga nähtavat valgust.

Vaatleja jaoks erineb valge, punane või sinine täht peamiselt värvi poolest. Astronoom vaatab sügavamale. Värvus ütleb kohe palju eseme temperatuuri, suuruse ja massi kohta. Sinine või helesinine täht on hiiglaslik kuum pall, mis on igas mõttes Päikesest kaugel ees. Valged valgustid, mille näiteid on artiklis kirjeldatud, on mõnevõrra väiksemad. Tärninumbrid erinevates kataloogides räägivad ka professionaalidele palju, kuid mitte kõike. Suur hulk teavet kaugete kosmoseobjektide elu kohta on kas veel selgitamata või jääb avastamata.

Teleskoobi abil saate jälgida 2 miljardit tähte kuni 21 tähesuuruseni. On olemas Harvardi tähtede spektraalne klassifikatsioon. Selles on spektritüübid paigutatud tähtede temperatuuri languse järjekorras. Klassid on tähistatud ladina tähestiku tähtedega. Neid on seitse: O - B - A - P - O - K - M.

Tähe väliskihtide temperatuuri hea näitaja on selle värvus. O ja B spektritüüpide kuumad tähed on sinised; meie Päikesega sarnased tähed (spektriklass 02) on kollased, spektritüüpide K ja M tähed aga punased.

Tähtede heledus ja värv

Kõigil tähtedel on värv. Seal on sinised, valged, kollased, kollakad, oranžid ja punased tähed. Näiteks Betelgeuse on punane täht, Castor on valge, Capella on kollane. Heleduse järgi on need jagatud tähtedeks 1., 2., ... n-s täht väärtused (n max = 25). Mõistel "suurusaste" pole tegeliku suurusega midagi pistmist. Tähe suurus iseloomustab tähelt Maale tulevat valgusvoogu. Tähesuurused võivad olla nii murdosalised kui ka negatiivsed. Suuruste skaala põhineb silma valguse tajumisel. Tähtede jagamise tähtede suurusteks näiva heleduse alusel viis läbi Vana-Kreeka astronoom Hipparkhos (180 - 110 eKr). Hipparkhos määras kõige heledamatele tähtedele esimese tähesuuruse; ta pidas heledusastmelt järgmisi (st ligikaudu 2,5 korda nõrgemaid) teise suurusjärgu tähtedeks; teise suurusjärgu tähtedest 2,5 korda tuhmimaid tähti nimetati kolmanda tähesuuruste tähtedeks jne; palja silmaga nähtavuse piiril olevad tähed määrati kuuendaks suurusjärguks.

Sellise tähe heleduse gradatsiooniga selgus, et kuuenda tähesuuruse tähed on 2,55 korda tuhmimad kui esimese tähesuurused. Seetõttu tegi inglise astronoom N. K. Pogsoi (1829-1891) 1856. aastal ettepaneku kaaluda neid kuuenda tähesuuruse tähti, mis on täpselt 100 korda nõrgemad kui esimese tähesuurused. Kõik tähed asuvad Maast erinevatel kaugustel. Lihtsam oleks suurusjärke võrrelda, kui vahemaad oleksid võrdsed.

Suurust, mis tähel oleks 10 parseki kaugusel, nimetatakse absoluutseks suuruseks. Absoluutne suurus on määratud - M, ja näiv suurusjärk on m.

Tähtede väliskihtide keemilist koostist, millest nende kiirgus pärineb, iseloomustab vesiniku täielik ülekaal. Heelium on teisel kohal ja teiste elementide sisaldus on üsna väike.

Tähtede temperatuur ja mass

Tähe spektritüübi või värvuse teadmine annab kohe teada tema pinnatemperatuuri. Kuna tähed kiirgavad välja ligikaudu vastava temperatuuriga täiesti mustade kehadena, määratakse nende pinnaühiku kiirgav võimsus ajaühikus Stefan-Boltzmanni seaduse järgi.

Tähtede jaotus tähtede heleduse võrdlemisel temperatuuri ja värvuse ning absoluutsuurusega (Hertzsprung-Russelli diagramm):

1. põhijada (mille keskel on Päike - kollane kääbus)
2. superhiiglased (suure suurusega ja suure heledusega: Antares, Betelgeuse)
3. punane hiiglane järjestus
4. kääbused (valged – Sirius)
5. alamkääbikud
6. valge-sinine järjestus

See jaotus põhineb ka tähe vanusel.

Eristatakse järgmisi tähti:

1. tavaline (Päike);
2. double (Mizar, Albkor) jagunevad:

• a) visuaalselt topelt, kui nende kahesus on märgatav läbi teleskoobi vaadeldes;
• b) kordsed - tähtede süsteem, mille arv on suurem kui 2, kuid väiksem kui 10;
• c) optilised kaksikarvud on sellised tähed, mille lähedus tuleneb juhuslikust projektsioonist taevasse ja kosmoses on nad kaugel;
• d) füüsikalised kahendarvud on tähed, mis moodustavad ühtse süsteemi ja pöörlevad vastastikuse tõmbejõudude mõjul ümber ühise massikeskme;
• e) spektroskoopilised kaksikud on tähed, mis vastastikuse pöörlemise käigus satuvad üksteisele lähedale ja nende duaalsust saab spektri järgi määrata;
• f) eclipsing binäärid on tähed, mis vastastikuse ringluse käigus blokeerivad üksteist;

muutujad (b Cepheus). Tsefeidid on erineva heledusega tähed. Heleduse muutuse amplituud ei ületa 1,5 magnituudi. Need on pulseerivad tähed, mis tähendab, et nad perioodiliselt laienevad ja tõmbuvad kokku. Väliskihtide kokkusurumine põhjustab nende kuumenemist;

mittestatsionaarne.

Uued tähed- need on tähed, mis eksisteerisid kaua aega tagasi, kuid äkitselt süttisid. Nende heledus suurenes lühikest aega 10 000 korda (heleduse amplituud muutub 7 kuni 14 magnituudi).

Supernoovad- need on tähed, mis olid taevas nähtamatud, kuid äkitselt süttisid ja suurendasid oma heledust 1000 korda võrreldes tavaliste uute tähtedega.

Pulsar- supernoova plahvatuse tagajärjel tekkinud neutrontäht.

Teave selle kohta koguarv pulsarid ja nende eluiga näitavad, et sajandis sünnib keskmiselt 2-3 pulsari, mis langeb ligikaudu kokku supernoova plahvatuste sagedusega Galaktikas.

Tähtede evolutsioon

Nagu kõik kehad looduses, ei jää tähed muutumatuks, nad sünnivad, arenevad ja lõpuks surevad. Varem arvasid astronoomid, et tähtedevahelisest gaasist ja tolmust tähe moodustumiseks kulus miljoneid aastaid. Aga sisse viimased aastad Fotod tehti taevapiirkonnast, mis on osa Suurest Orioni udukogust, kus mitme aasta jooksul tekkis väike tähtede kogum. 1947. aasta fotodel on selles kohas jäädvustatud kolmest tähetaolisest objektist koosnev rühm. 1954. aastaks olid mõned neist muutunud piklikuks ja 1959. aastaks olid need piklikud moodustised üksikuteks tähtedeks lagunenud. Esimest korda inimkonna ajaloos jälgisid inimesed tähtede sündi sõna otseses mõttes meie silme all.

Mitmel pool taevas on tähtede ilmumiseks vajalikud tingimused olemas. Linnutee uduste alade fotosid uurides oli võimalik tuvastada ebakorrapärase kujuga väikseid musti laike ehk gloobuleid, mis kujutavad endast massilist tolmu ja gaasi kogunemist. Need gaasi- ja tolmupilved sisaldavad tolmuosakesi, mis neelavad väga tugevalt nende taga paiknevate tähtede valgust. Kerakeste mõõtmed on tohutud – kuni mitme valgusaasta läbimõõduga. Hoolimata asjaolust, et nendes parvedes esinev aine on väga haruldane, on nende kogumaht nii suur, et sellest piisab väikeste Päikesele lähedase massiga täheparvede moodustamiseks.

Mustas gloobulis toimub ümbritsevate tähtede kiirgava kiirgusrõhu mõjul aine kokkusurumine ja tihendamine. Selline kokkusurumine toimub teatud aja jooksul, olenevalt kerakest ümbritsevatest kiirgusallikatest ja viimase intensiivsusest. Gravitatsioonijõud, mis tulenevad massi koondumisest kerakese keskele, kipuvad ka kerakest kokku suruma, mistõttu aine langeb selle keskme suunas. Kukkudes omandavad aineosakesed kineetilise energia ja soojendavad vasakpoolses pilves olevaid gaase.

Aine langemine võib kesta sadu aastaid. Alguses toimub see aeglaselt, kiirustamata, kuna gravitatsioonijõud, mis tõmbavad osakesi keskele, on endiselt väga nõrgad. Mõne aja pärast, kui kerake muutub väiksemaks ja gravitatsiooniväli tugevneb, hakkab kukkumine toimuma kiiremini. Kuid kerake on tohutu, vähemalt valgusaasta läbimõõduga. See tähendab, et kaugus selle välispiirist keskuseni võib ületada 10 triljonit kilomeetrit. Kui kera servast osake hakkab tsentri poole langema kiirusega veidi alla 2 km/s, siis jõuab see keskmesse alles 200 000 aasta pärast.

Tähe eluiga sõltub selle massist. Tähed, mille mass on väiksem kui Päikesel, kulutavad oma tuumakütuse varusid väga säästlikult ja võivad särada kümneid miljardeid aastaid. Tähtede, nagu meie Päike, välimised kihid, mille mass ei ületa 1,2 päikesemassi, laienevad järk-järgult ja lahkuvad lõpuks tähe tuumast täielikult. Hiiglase asemele jääb väike ja kuum valge kääbus.