Červené hviezdy pomenujú svet okolo 3. Druhy hviezd v pozorovateľnom vesmíre. Teplota a hmotnosť hviezd
Hviezdy sú veľmi odlišné: malé a veľké, jasné a nie také jasné, staré a mladé, horúce a „studené“, biele, modré, žlté, červené atď.
Hertzsprung - Russellov diagram vám umožňuje porozumieť klasifikácii hviezd.
Ukazuje vzťah medzi absolútnou hviezdnou veľkosťou, svietivosťou, spektrálnym typom a povrchovou teplotou hviezdy. Hviezdy v tomto diagrame nie sú umiestnené náhodne, ale tvoria dobre rozlíšiteľné oblasti.
Väčšina hviezd sa nachádza na tzv hlavná postupnosť... Existencia hlavnej postupnosti je daná skutočnosťou, že fáza spaľovania vodíka predstavuje ~ 90% času evolúcie väčšiny hviezd: vyhorenie vodíka v centrálnych oblastiach hviezdy vedie k vytvoreniu izotermického jadra hélia , prechod na fázu červeného obra a odchod hviezdy z hlavnej postupnosti. Relatívne krátky vývoj červených gigantov vedie v závislosti od ich hmotnosti k vzniku bielych trpaslíkov, neutrónových hviezd alebo čiernych dier.
Hviezdy sa nachádzajú v rôznych fázach svojho evolučného vývoja a delia sa na normálne hviezdy, trpasličie hviezdy a obrie hviezdy.
Normálne hviezdy sú hviezdy hlavnej postupnosti. Patrí k nim aj naše Slnko. Niekedy sa normálne hviezdy ako Slnko nazývajú žltí trpaslíci.
Žltý trpaslík
Žltý trpaslík je druh hviezdy s malou hlavnou sekvenciou s hmotnosťou 0,8 až 1,2 hmotnosti Slnka a povrchovou teplotou 5 000-6 000 K.
Životnosť žltého trpaslíka je v priemere 10 miliárd rokov.
Potom, čo sa vyčerpajú všetky zásoby vodíka, hviezda mnohonásobne vzrastie a zmení sa na červeného obra. Aldebaran je príkladom tohto typu hviezd.
Červený obr vyhodí vonkajšie vrstvy plynu, čím vytvorí planetárne hmloviny a jadro sa zrúti na malého hustého bieleho trpaslíka.
Červený obr je veľká červenkastá alebo oranžová hviezda. Vznik takýchto hviezd je možný tak vo fáze vzniku hviezd, ako aj v neskorších fázach ich existencie.
V počiatočnom štádiu hviezda vyžaruje v dôsledku gravitačnej energie uvoľnenej počas kompresie, až do okamihu, keď je kompresia zastavená začínajúcou termonukleárnou reakciou.
V neskorších fázach vývoja hviezd, keď vodík vyhorí vo svojich útrobách, hviezdy opúšťajú hlavnú sekvenciu a presúvajú sa do oblasti červených obrov a superobrov Hertzsprung-Russellovho diagramu: táto fáza trvá asi 10% čas „aktívneho“ života hviezd, to znamená etapy ich vývoja, počas ktorých v hviezdnych hlbinách prebiehajú reakcie nukleosyntézy.
Obria hviezda má relatívne nízku povrchovú teplotu asi 5 000 stupňov. Obrovský polomer dosahujúci 800 slnečných lúčov a vzhľadom na takú veľkú veľkosť obrovskú svietivosť. Maximálne žiarenie dopadá na červené a infračervené oblasti spektra, preto sa im hovorí červení obri.
Najväčší z obrov sa zmení na červených superobrov. Hviezda zvaná Betelgeuse zo súhvezdia Orion je najpozoruhodnejším príkladom červeného superobra.
Trpasličí hviezdy sú opakom obrov a môžu byť nasledujúce.
Biely trpaslík je to, čo zostane z obyčajnej hviezdy s hmotnosťou menšou ako 1,4 hmotnosti Slnka po prechode fázou červeného obra.
Vzhľadom na neprítomnosť vodíka v jadre takýchto hviezd nedochádza k žiadnej termonukleárnej reakcii.
Bieli trpaslíci sú veľmi hustí. Ich veľkosť nie je väčšia ako Zem, ale ich hmotnosť sa dá porovnať s hmotnosťou Slnka.
Jedná sa o neuveriteľne horúce hviezdy s teplotami dosahujúcimi 100 000 stupňov alebo viac. Svietia na úkor ich zostávajúcej energie, ale postupom času to skončí a jadro sa ochladí a zmení sa na čierneho trpaslíka.
Červení trpaslíci sú najbežnejšími hviezdnymi objektmi vo vesmíre. Odhady ich početnosti sa pohybujú od 70 do 90% všetkých hviezd v galaxii. Sú úplne odlišné od ostatných hviezd.
Hmotnosť červených trpaslíkov nepresahuje tretinu slnečnej hmotnosti (dolný hmotnostný limit je 0,08 slnečnej hmotnosti, za ktorou nasledujú hnedí trpaslíci), povrchová teplota dosahuje 3 500 K. Červení trpaslíci majú spektrálnu triedu M alebo neskoré K. Hviezdy tento typ vyžaruje veľmi málo svetla, niekedy je 10 000 -krát menšie ako Slnko.
Vzhľadom na ich nízke žiarenie nie je žiadny z červených trpaslíkov zo Zeme viditeľný voľným okom. Dokonca aj červený trpaslík najbližšie k Slnku, Proxima Centauri (najbližšia hviezda k Slnku v trojitom systéme) a najbližší jednotlivý červený trpaslík, Barnardova hviezda, majú zdanlivé magnitúdy 11,09, respektíve 9,53. V tomto prípade môžete voľným okom pozorovať hviezdu s magnitúdou až 7,72.
Vďaka nízkej rýchlosti spaľovania vodíka majú červení trpaslíci veľmi dlhú životnosť - od desiatok miliárd do desiatok biliónov rokov (červený trpaslík s hmotnosťou 0,1 slnečnej hmoty bude horieť 10 biliónov rokov).
U červených trpaslíkov nie sú termonukleárne reakcie zahŕňajúce hélium možné, takže sa nemôžu zmeniť na červených obrov. Časom sa postupne zmenšujú a zahrievajú stále viac a viac, až kým nespotrebujú celú zásobu vodíkového paliva.
Postupne sa podľa teoretických konceptov menia na modrých trpaslíkov - hypotetickú triedu hviezd, pričom žiadnemu z červených trpaslíkov sa ešte nepodarilo premeniť na modrého trpaslíka a potom na bielych trpaslíkov s jadrom hélia.
Hnedý trpaslík - substelárne objekty (s hmotnosťou v rozmedzí od asi 0,01 do 0,08 hmotnosti Slnka, respektíve od 12,57 do 80,35 hmotnosti Jupitera a priemerom približne rovným priemeru Jupitera), v hĺbkach ktorých naopak z hviezd hlavnej sekvencie neexistuje žiadna termonukleárna fúzna reakcia s premenou vodíka na hélium.
Minimálna teplota hviezd hlavnej postupnosti je asi 4 000 K, teplota hnedých trpaslíkov je v rozmedzí od 300 do 3 000 K. Hnedí trpaslíci sa počas svojho života neustále ochladzujú a čím je trpaslík väčší, tým pomalšie sa ochladzuje.
Subbrown trpaslíci
Subbrown trpaslíci alebo hnedí trpaslíci sú studené útvary pod hranicou hmotnosti hnedého trpaslíka. Ich hmotnosť je menšia ako asi jedna stotina hmotnosti Slnka alebo podľa toho 12,57 hmotnosti Jupitera, spodná hranica nie je stanovená. Všeobecne sa považujú za planéty, aj keď vedecká obec ešte nedospela k konečnému záveru o tom, čo sa považuje za planétu a čo je subbrown trpaslík.
Čierny trpaslík
Čierni trpaslíci sú bieli trpaslíci, ktorí sa ochladili, a preto nevyžarujú vo viditeľnom rozsahu. Predstavuje poslednú fázu vývoja bielych trpaslíkov. Hmoty čiernych trpaslíkov, podobne ako masy bielych trpaslíkov, sú zhora obmedzené hmotnosťou 1,4 slnečného žiarenia.
Binárna hviezda sú dve gravitačne viazané hviezdy obiehajúce okolo spoločného ťažiska.
Niekedy existujú systémy troch alebo viacerých hviezd; v tomto všeobecnom prípade sa systém nazýva viachviezda.
V tých prípadoch, keď nie je taký hviezdny systém príliš ďaleko od Zeme, je možné jednotlivé hviezdy rozlíšiť pomocou ďalekohľadu. Ak je vzdialenosť významná, potom je možné pochopiť, že pred astronómami je dvojitá hviezda možná iba prostredníctvom nepriamych znakov - kolísania jasu spôsobeného pravidelným zatmením jednej hviezdy druhou a niektorými ďalšími.
Nová hviezda
Hviezdy, ktorých svietivosť sa zrazu zvýši 10 000 -krát. Nová hviezda je binárny systém pozostávajúci z bieleho trpaslíka a sprievodnej hviezdy v hlavnej sekvencii. V takýchto systémoch plyn z hviezdy postupne prúdi do bieleho trpaslíka a periodicky tam exploduje, čo spôsobuje záblesk jasu.
Supernova
Supernova je hviezda, ktorá končí svoj vývoj v katastrofickom výbušnom procese. V tomto prípade môže byť svetlica o niekoľko rádov väčšia ako v prípade novy. Takáto silná explózia je dôsledkom procesov, ktoré prebiehajú vo hviezde v poslednom štádiu evolúcie.
Neutrónová hviezda
Neutrónové hviezdy (NS) sú hviezdne útvary s hmotnosťou asi 1,5 slnečnej hmotnosti a rozmermi, ktoré sú výrazne menšie ako bieli trpaslíci; typický polomer neutrónovej hviezdy je pravdepodobne rádovo 10-20 kilometrov.
Skladajú sa hlavne z neutrálnych subatomárnych častíc - neutrónov, tesne stlačených gravitačnými silami. Hustota takýchto hviezd je extrémne vysoká, je porovnateľná a podľa niektorých odhadov môže byť niekoľkonásobne vyššia ako priemerná hustota atómového jadra. Jeden centimeter kubický materiálu NS bude vážiť stovky miliónov ton. Gravitačná sila na povrchu neutrónovej hviezdy je asi 100 miliárd krát väčšia ako na Zemi.
V našej Galaxii môže byť podľa vedcov od 100 miliónov do 1 miliardy neutrónových hviezd, teda niekde okolo jednej z tisíc bežných hviezd.
Pulzary
Pulzary sú kozmické zdroje elektromagnetického žiarenia prichádzajúce na Zem vo forme periodických impulzov (impulzov).
Podľa dominantného astrofyzikálneho modelu sú pulzary rotujúce neutrónové hviezdy s magnetickým poľom, ktoré je naklonené k osi rotácie. Keď Zem vstúpi do kužeľa vytvoreného týmto žiarením, je možné fixovať impulz žiarenia, ktorý sa opakuje v intervaloch rovnajúcich sa obdobiu revolúcie hviezdy. Niektoré neutrónové hviezdy sa otáčajú až 600 -krát za sekundu.
Cefeidy
Cefeidy sú triedou pulzujúcich premenných hviezd s pomerne presným vzťahom medzi periodou a svietivosťou, pomenovanými podľa hviezdy Delta Cephei. Jednou z najznámejších cefeíd je Polárna hviezda.
Daný zoznam hlavných typov (typov) hviezd s ich stručný popis, samozrejme, nevyčerpáva všetky možné rozmanitosti hviezd vo vesmíre.
Odborníci predložili niekoľko teórií ich pôvodu. Najpravdepodobnejší zdola hovorí, že také modré hviezdy boli veľmi dlho dvojité a mali proces spájania. Keď sa spoja 2 hviezdy, objaví sa nová hviezda s oveľa väčším jasom, hmotnosťou a teplotou.
Príklady modrých hviezd:
- Rozsah plachiet;
- Rigel;
- Zeta Orion;
- Alpha Giraffe;
- Zeta Sterns;
- Veľký pes Tau.
Biele hviezdy - biele hviezdy
Jeden vedec objavil veľmi matnú bielu hviezdu, ktorá bola satelitom Síriusa a dostala meno Sirius B. Povrch tejto unikátnej hviezdy sa zahrieva na 25 000 Kelvinov a jej polomer je malý.
Príklady bielych hviezd:
- Altair v súhvezdí Orol;
- Vega v súhvezdí Lyra;
- Koliesko;
- Sirius.
Žlté hviezdy - žlté hviezdy
Také hviezdy žiaria žltá farba, a ich hmotnosť je v rámci hmotnosti Slnka - je to asi 0,8-1,4. Povrch takýchto hviezd sa zvyčajne zahrieva na teploty 4 až 6 tisíc Kelvinov. Takáto hviezda žije asi 10 miliárd rokov.
Príklady žltých hviezd:
- Star HD 82943;
- Toliman;
- Dabih;
- Hara;
- Alhita.
Červené hviezdy - červené hviezdy
Prvé červené hviezdy boli objavené v roku 1868. Ich teplota je dosť nízka a vonkajšie vrstvy červených obrov sú vyplnené veľké množstvo uhlík. Predtým boli tieto hviezdy dvoch spektrálnych tried - N a R, ale teraz vedci dokázali určiť inú všeobecnú triedu - C.
Množstvá. Podľa všeobecnej dohody sú tieto stupnice zvolené tak, aby biela hviezda, ako napríklad Sírius, mala v oboch mierkach rovnakú veľkosť. Rozdiel medzi fotografickými a foto-vizuálnymi hodnotami sa nazýva index farby danej hviezdy. Pre modré hviezdy, ako je Rigel, bude toto číslo záporné, pretože tieto hviezdy na pravidelnom tanieri spôsobujú viac sčernania ako pri svetle citlivom na žlto.
Pri červených hviezdach typu Betelgeuse dosahuje index farby + 2-3 magnitúdy. Toto meranie farby je tiež meraním povrchovej teploty hviezdy, pričom modré hviezdy sú výrazne teplejšie ako červené.
Pretože farebné indexy je možné celkom ľahko získať aj pre veľmi slabé hviezdy, majú veľký význam pri štúdiu rozloženia hviezd vo vesmíre.
Zariadenia patria medzi najdôležitejšie nástroje na štúdium hviezd. Aj ten najzávažnejší pohľad na spektrá hviezd odhalí, že nie sú všetky rovnaké. Balmerove čiary vodíka sú v niektorých spektrách silné, v niektorých slabé, v niektorých chýbajú úplne.
Čoskoro sa ukázalo, že spektrá hviezd je možné rozdeliť do malého počtu tried, ktoré postupne prechádzajú do seba. Aktuálne používané spektrálna klasifikácia bol vyvinutý na Harvardskom observatóriu pod vedením E. Pickeringa.
Spektrálne triedy boli spočiatku označené latinkou v abecednom poradí, ale v procese spresnenia klasifikácie boli pre nasledujúce triedy stanovené nasledujúce označenia: O, B, A, F, G, K, M. Okrem toho je niekoľko neobvyklých hviezd je spojených do tried R, N a S a jednotlivci, ktorí do tejto klasifikácie vôbec nezapadajú, sú označení symbolom PEC (zvláštny).
Je zaujímavé poznamenať, že usporiadanie hviezd podľa tried je tiež usporiadanie podľa farieb.
- Hviezdy triedy B, medzi ktoré patrí Rigel a mnoho ďalších hviezd v Orione, sú modré;
- triedy O a A - biele (Sirius, Deneb);
- triedy F a G - žltá (Procyon, Capella);
- triedy K a M, - oranžová a červená (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).
Keď spektrá usporiadame v rovnakom poradí, vidíme, ako sa maximálna intenzita žiarenia posúva z fialovej na červený koniec spektra. To naznačuje pokles teploty pri prechode z triedy O do triedy M. Miesto hviezdy v sekvencii je určované viac teplotou jej povrchu ako chemickým zložením. Všeobecne sa uznáva, že chemické zloženie je pre drvivú väčšinu hviezd rovnaké, ale rôzne teploty a tlaky na povrchu spôsobujú veľké rozdiely v hviezdnych spektrách.
Modré hviezdy triedy O. sú najhorúcejšie. Ich povrchová teplota dosahuje 100 000 ° C. Ich spektrá je možné ľahko rozpoznať prítomnosťou niektorých charakteristických jasných čiar alebo šírením pozadia ďaleko do ultrafialovej oblasti.
Priamo nasleduje modré hviezdy triedy B, tiež veľmi horúci (povrchová teplota 25 000 ° C). Ich spektrá obsahujú čiary hélia a vodíka. Prvé slabnú a druhé sa s prechodom na oslabujú trieda A.
V. triedy F a G.(typickou hviezdou G je naše Slnko), rady vápnika a ďalších kovov, ako je železo a horčík, sa postupne posilňujú.
V. trieda K. vápnikové línie sú veľmi silné, objavujú sa aj molekulárne pásy.
Trieda M zahŕňa červené hviezdy s povrchovými teplotami pod 3 000 ° C; v ich spektrách sú viditeľné pásy oxidu titaničitého.
Triedy R, N a S. patria do paralelnej vetvy chladných hviezd, ktorých spektrá obsahujú ďalšie molekulárne zložky.
Pre znalca je však veľmi veľký rozdiel medzi „studenými“ a „horúcimi“ hviezdami triedy B. V presnom klasifikačnom systéme je každá trieda rozdelená do niekoľkých ďalších podtried. Najhorúcejšie hviezdy triedy B patria podtrieda BO, hviezdy s priemernou teplotou pre túto triedu - k podtrieda B5, najchladnejšie hviezdy - aby podtrieda B9... Hviezdy sú priamo za nimi. podtrieda AO.
Štúdium spektier hviezd sa ukazuje ako veľmi užitočné, pretože umožňuje zhruba klasifikovať hviezdy podľa absolútnych hviezdnych veličín. Napríklad hviezda З je obr s absolútnou hviezdnou veľkosťou, približne rovnakou - 2,5. Je však možné, že hviezda bude desaťkrát jasnejšia (absolútna veľkosť - 5,0) alebo desaťkrát slabšia (absolútna veľkosť 0,0), pretože nie je možné poskytnúť presnejší odhad iba na základe spektrálneho typu.
Pri stanovovaní klasifikácie hviezdnych spektier je veľmi dôležité pokúsiť sa oddeliť obry od trpaslíkov v rámci každej spektrálnej triedy, alebo, ak toto rozdelenie neexistuje, izolovať od normálnej postupnosti hviezd obrov s príliš vysokými alebo príliš nízkymi jasmi.
Ak sa pozriete pozorne na nočnú oblohu, je ľahké si všimnúť, že hviezdy, ktoré sa na nás pozerajú, sa líšia farbou. Namodralé, biele, červené svietia rovnomerne alebo blikajú ako vianočný stromček. S teleskopom sú farebné rozdiely zreteľnejšie. Dôvod tejto rozmanitosti spočíva v teplote fotosféry. A na rozdiel od logického predpokladu nie sú najhorúcejšie červené, ale modré, modrobiele a biele hviezdy. Ale najskôr.
Spektrálna klasifikácia
Hviezdy sú obrovské rozžeravené plynové gule. To, ako ich vidíme zo Zeme, závisí od mnohých parametrov. Napríklad hviezdy v skutočnosti neblikajú. Je veľmi ľahké sa o tom presvedčiť: stačí si pamätať Slnko. Blikajúci efekt nastáva v dôsledku skutočnosti, že svetlo prichádzajúce z kozmických telies k nám prekonáva medzihviezdne médium plné prachu a plynu. Farba je iná vec. Je to dôsledok zahrievania škrupín (najmä fotosféry) na určité teploty. Skutočná farba sa môže líšiť od viditeľnej farby, ale rozdiel je zvyčajne malý.
Harvardská spektrálna klasifikácia hviezd sa dnes používa po celom svete. Je založená na teplote a je založená na tvare a relatívnej intenzite spektrálnych čiar. Hviezdy určitej farby zodpovedajú každej triede. Klasifikácia bola vyvinutá na Harvardskom observatóriu v rokoch 1890-1924.
Jeden oholil Angličan rande žuval ako mrkva
Existuje sedem hlavných spektrálnych tried: O - B - A - F - G - K - M. Táto sekvencia odráža postupný pokles teploty (z O na M). Aby ste si to zapamätali, existujú špeciálne mnemotechnické vzorce. V ruštine jeden z nich znie takto: „Jeden oholený Angličan žuje dátumy ako mrkva.“ Do týchto tried sú pridané ďalšie dve. Písmená C a S označujú studené svietidlá s pásmi oxidov kovov v spektre. Pozrime sa podrobnejšie na triedy hviezd:
- Trieda O sa vyznačuje najvyššou povrchovou teplotou (od 30 do 60 tisíc Kelvinov). Hviezdy tohto typu prevyšujú Slnko 60 -krát hmotnosťou a 15 -krát polomerom. Ich viditeľná farba je modrá. Pokiaľ ide o svietivosť, predbiehajú našu hviezdu viac ako miliónkrát. Modrá hviezda HD93129A, patriaca do tejto triedy, má jednu z najvyšších jasov medzi známymi kozmickými telesami. Podľa tohto ukazovateľa je pred Slnkom 5 miliónov krát. Modrá hviezda sa nachádza vo vzdialenosti 7,5 tisíc svetelných rokov od nás.
- Trieda B má teplotu 10-30 tisíc Kelvinov, hmotnosť 18-krát vyššiu ako Slnko. Ide o bielo-modré a biele hviezdy. Ich polomer je 7 -krát väčší ako polomer Slnka.
- Trieda A sa vyznačuje teplotou 7,5 až 10 000 Kelvinov, polomerom a hmotnosťou, ktoré sú 2,1 a 3,1-krát rovnaké parametre Slnka. Toto sú biele hviezdy.
- Trieda F: teplota 6000-7500 K. Hmotnosť je 1,7-krát väčšia ako hmotnosť Slnka, polomer je 1,3. Zo Zeme sa také hviezdy javia ako biele, ich skutočná farba je žltkasto biela.
- Trieda G: teplota 5-6 tisíc Kelvinov. Slnko patrí do tejto triedy. Viditeľná a skutočná farba takýchto hviezd je žltá.
- Trieda K: teplota 3500-5000 K. Polomer a hmotnosť menšia ako slnečná, sú 0,9 a 0,8 zodpovedajúcich parametrov svietidla. Farba týchto hviezd viditeľných zo Zeme je žltooranžová.
- Trieda M: teplota 2-3,5 tisíc Kelvinov. Hmotnosť a polomer - 0,3 a 0,4 rovnakých parametrov Slnka. Z povrchu našej planéty vyzerajú červeno-oranžovo. Trieda M zahŕňa Beta Andromeda a Alpha Chanterelles. Mnohým známa jasná červená hviezda je Betelgeuse (Alpha Orion). Najlepšie je ho hľadať na oblohe v zime. Červená hviezda sa nachádza hore a mierne vľavo
Každá trieda je rozdelená do podtried od 0 do 9, to znamená od najhorúcejších po najchladnejšie. Počet hviezd naznačuje príslušnosť k určitému spektrálnemu typu a stupeň zahrievania fotosféry v porovnaní s inými hviezdami v skupine. Napríklad Slnko patrí do triedy G2.
Vizuálne biele
Hviezdne triedy B až F zo Zeme teda môžu vyzerať biele. A takú farbu majú v skutočnosti iba predmety patriace k typu A. Hviezda Sajf (súhvezdie Orion) a Algol (beta Perseus) sa teda budú javiť ako biele pre pozorovateľa, ktorý nie je ozbrojený teleskopom. Patria do spektrálnej triedy B. Ich skutočná farba je modrá a biela. Mithrak a Procyon sa tiež zdajú byť biele, najjasnejšie hviezdy v nebeských kresbách Perseus a Malý pes. Ich skutočná farba je však bližšie k žltej (trieda F).
Prečo sú hviezdy pre pozemského pozorovateľa biele? Farba je skreslená v dôsledku obrovskej vzdialenosti oddeľujúcej našu planétu od takýchto predmetov, ako aj objemných oblakov prachu a plynu, ktoré sa často nachádzajú vo vesmíre.
Trieda A
Biele hviezdy nie sú charakterizované tak vysokou teplotou ako zástupcovia tried O a B. Ich fotosféra sa zahrieva až na 7,5-10 tisíc Kelvinov. Hviezdy spektrálnej triedy A sú oveľa väčšie ako Slnko. Ich svietivosť je tiež vyššia - asi 80 -krát.
V spektrách hviezd A sú vodíkové čiary série Balmer silne výrazné. Línie ostatných prvkov sú citeľne slabšie, ale stávajú sa významnejšími, keď sa presúvame z podtriedy A0 do A9. Pre obry a superobry patriace do spektrálnej triedy A sú charakteristické o niečo menej výrazné vodíkové čiary ako pre hviezdy hlavnej postupnosti. V prípade týchto svietidiel sú línie ťažkých kovov zreteľnejšie.
Mnoho zvláštnych hviezd patrí do spektrálnej triedy A. Tento termín označuje svietidlá s výraznými vlastnosťami v spektre a fyzickými parametrami, čo komplikuje ich klasifikáciu. Napríklad pomerne vzácne hviezdy Bootes lambda sa vyznačujú nedostatkom ťažkých kovov a veľmi pomalým otáčaním. K zvláštnym svietidlám patria aj bieli trpaslíci.
Trieda A zahŕňa také jasné objekty nočnej oblohy ako Sirius, Mencalinan, Aliot, Castor a ďalšie. Poznajme ich bližšie.
Alpha Canis Major
Sirius je najjasnejšia, aj keď nie najbližšia hviezda na oblohe. Vzdialenosť od neho je 8,6 svetelných rokov. Pozemskému pozorovateľovi to pripadá tak jasné, pretože má pôsobivú veľkosť, a predsa nie je tak ďaleko ako mnoho ďalších veľkých a jasných predmetov. Najbližšia hviezda k Slnku - to je Sirius v tomto zozname je na piatom mieste.
Patrí do systému dvoch zložiek a je ním. Sirius A a Sirius B sú od seba oddelené vzdialenosťou 20 astronomických jednotiek a rotujú s dobou necelých 50 rokov. Prvá zložka systému, hviezda s hlavnou sekvenciou, patrí do spektrálnej triedy A1. Jeho hmotnosť je dvojnásobok hmotnosti Slnka a jeho polomer je 1,7 -krát. Je to on, koho možno zo Zeme pozorovať voľným okom.
Druhou zložkou systému je biely trpaslík. Hviezda Sirius B sa svojou hmotnosťou prakticky rovná našej hviezde, ktorá je pre takéto objekty atypická. Bieli trpaslíci majú zvyčajne hmotnosť 0,6-0,7 slnečnej hmotnosti. Rozmery Siriusa B sa zároveň blížia pozemským. Odhaduje sa, že štádium bieleho trpaslíka začalo pre túto hviezdu približne pred 120 miliónmi rokov. Keď sa Sirius B nachádzal v hlavnej sekvencii, pravdepodobne išlo o svietidlo s hmotnosťou 5 slnečných lúčov a patrilo do spektrálneho typu B.
Sirius A sa podľa vedcov presunie do ďalšej fázy evolúcie o zhruba 660 miliónov rokov. Potom sa zmení na červeného obra a o niečo neskôr - na bieleho trpaslíka, ako jeho spoločník.
Alpha Eagle
Rovnako ako Sirius, mnohé z bielych hviezd, ktorých názvy sú uvedené nižšie, sú dobre známe nielen ľuďom, ktorí majú radi astronómiu kvôli svojmu jasu a častému uvádzaniu na stránkach sci -fi literatúry. Altair je jedným z týchto svietidiel. Alpha Eagle sa nachádza napríklad v Stepin King's. Na nočnej oblohe je táto hviezda vďaka svojmu jasu a relatívne blízkej polohe dobre viditeľná. Vzdialenosť oddeľujúca Slnko a Altaj je 16,8 svetelných rokov. Z hviezd spektrálnej triedy A je k nám bližšie iba Sirius.
Altair je 1,8 -násobkom hmotnosti Slnka. Jeho charakteristickou vlastnosťou je veľmi rýchle otáčanie. Hviezda dokončí jednu otáčku okolo svojej osi za menej ako deväť hodín. Rýchlosť otáčania v rovníkovej oblasti je 286 km / s. Výsledkom bude, že „svižný“ Altair bude sploštený z pólov. Vďaka eliptickému tvaru navyše teplota a jas hviezdy klesá od pólov k rovníku. Tento efekt sa nazýva „gravitačné stmavnutie“.
Ďalšou vlastnosťou Altairu je, že sa jeho lesk v priebehu času mení. Patrí k premenným typu Shield delta.
Alpha Lyrae
Vega je po Slnku najštudovanejšou hviezdou. Alpha Lyrae je prvou hviezdou, ktorej bolo určené spektrum. Stala sa tiež druhým svietidlom po Slnku, zachyteným na fotografii. Vega bola tiež jednou z prvých hviezd, ku ktorým vedci zmerali vzdialenosť pomocou metódy Parlax. Pri určovaní veľkostí iných predmetov sa jas hviezdy dlho bral ako 0.
Alpha Lyra je dobre známa amatérskym astronómom aj bežným pozorovateľom. Je piata najjasnejšia medzi hviezdami, je zahrnutá v asterizme Summer Triangle spolu s Altairom a Deneb.
Vzdialenosť od Slnka k Vege je 25,3 svetelných rokov. Jeho rovníkový polomer a hmotnosť sú 2,78 a 2,3 krát väčšie ako polomer našej hviezdy. Tvar hviezdy má k dokonalej guli ďaleko. Priemer na rovníku je výrazne väčší ako na póloch. Dôvodom je obrovská rýchlosť otáčania. Na rovníku dosahuje 274 km / s (pre Slnko je tento parameter o niečo viac ako dva kilometre za sekundu).
Jednou z vlastností Vegy je prachový disk, ktorý ho obklopuje. Údajne pochádza z veľkého počtu zrážok medzi kométami a meteoritmi. Disk prachu sa točí okolo hviezdy a je zahrievaný jeho žiarením. V dôsledku toho sa zvyšuje intenzita infračerveného žiarenia Vega. Nie je to tak dávno, keď boli na disku objavené asymetrie. Ich pravdepodobným vysvetlením je, že hviezda má najmenej jednu planétu.
Alfa Gemini
Druhým najjasnejším objektom v súhvezdí Blíženci je Castor. On, rovnako ako predchádzajúce svietidlá, patrí do spektrálnej triedy A. Castor je jedným z najviac jasné hviezdy nočná obloha. V zodpovedajúcom zozname je na 23. mieste.
Castor je viacnásobný systém šiestich komponentov. Dva hlavné prvky (Castor A a Castor B) sa točia okolo spoločného ťažiska s obdobím 350 rokov. Každá z týchto dvoch hviezd je spektrálna dvojhviezda. Komponenty Castor A a Castor B sú menej jasné a majú pravdepodobne spektrálny typ M.
Castor C nebol bezprostredne pripojený k systému. Pôvodne bola označená ako nezávislá hviezda YY Gemini. V procese výskumu tejto oblasti oblohy vyšlo najavo, že táto hviezda je fyzicky spojená so systémom Castor. Hviezda sa točí okolo ťažiska spoločného pre všetky zložky s periódou niekoľko desiatok tisíc rokov a je tiež spektrálnym binárnym.
Beta vozataj
Nebeská kresba Auriga obsahuje asi 150 „bodov“, mnohé z nich sú biele hviezdy. Názvy hviezd málo povedia osobe vzdialenej od astronómie, ale to neznižuje ich význam pre vedu. Najjasnejším predmetom nebeského vzoru, ktorý patrí do spektrálnej triedy A, je Mencalinan alebo Beta Auriga. Meno hviezdy je z arabčiny preložené ako „rameno majiteľa opraty“.
Mencalinan je trojitý systém. Jeho dve zložky sú pod obrami spektrálnej triedy A. Jasnosť každej z nich prekračuje zodpovedajúci parameter Slnka 48 -krát. Delí ich od seba vzdialenosť 0,08 astronomických jednotiek. Treťou zložkou je červený trpaslík, vzdialený od dvojice 330 AU. e.
Epsilon Ursa Major
Najjasnejším „bodom“ v azda najznámejšom súhvezdí severnej oblohy (Ursa Major) je Aliot, taktiež patriaci do triedy A. Zjavná veľkosť je 1,76. V zozname najjasnejších svietidiel je hviezda na 33. mieste. Aliot vstupuje do asterizmu Veľkého voza a nachádza sa bližšie ako ostatné svietidlá k miske.
Aliotovo spektrum je charakterizované neobvyklými čiarami, ktoré kolíšu s obdobím 5,1 dňa. Predpokladá sa, že vlastnosti sú spojené s účinkom magnetického poľa hviezdy. Oscilácie spektra podľa najnovších údajov môžu vzniknúť v dôsledku blízkej polohy kozmického telesa s hmotnosťou takmer 15 hmotností Jupitera. Je to tak, zatiaľ čo je to záhada. Astronómovia sa to pokúšajú pochopiť, ako ostatné tajomstvá hviezd každý deň.
Bieli trpaslíci
Príbeh o bielych hviezdach bude neúplný, bez toho, aby bola spomenutá táto fáza vývoja svietidiel, ktorá je označovaná ako „biely trpaslík“. Takéto objekty dostali svoje meno vďaka tomu, že prvý objavený z nich patril do spektrálnej triedy A. Bol to Sirius B a 40 Eridan B. Dnes sú bieli trpaslíci nazývaní jednou z variantov konečného štádia života hviezdy.
Pozrime sa podrobnejšie na životný cyklus svietidiel.
Hviezdna evolúcia
Hviezdy sa nerodia cez noc: ktorákoľvek z nich prechádza niekoľkými fázami. Po prvé, oblak plynu a prachu sa začne vplyvom vlastného komprimovať. Pomaly nadobúda tvar gule, zatiaľ čo gravitačná energia sa mení na teplo - teplota predmetu stúpa. V okamihu, keď dosiahne hodnotu 20 miliónov Kelvinov, začne reakcia jadrovej fúzie. Táto etapa je považovaná za začiatok života plnohodnotnej hviezdy.
Svietidlá trávia väčšinu času v hlavnej sekvencii. V ich hĺbkach neustále prebiehajú reakcie vodíkového cyklu. V tomto prípade sa teplota hviezd môže líšiť. Keď v jadre dôjde všetok vodík, začne sa nová etapa evolúcie. Hélium sa teraz stáva palivom. V tomto prípade sa hviezda začne rozširovať. Jeho svietivosť sa zvyšuje, zatiaľ čo povrchová teplota naopak klesá. Hviezda opúšťa hlavnú sekvenciu a stáva sa červeným obrom.
Hmotnosť jadra hélia sa postupne zvyšuje a začne sa zmenšovať pod vlastnou hmotnosťou. Etapa červeného obra končí oveľa rýchlejšie ako predchádzajúca. Cesta, ktorou sa bude ďalší vývoj uberať, závisí od počiatočnej hmotnosti objektu. Hviezdy s nízkou hmotnosťou v štádiu červeného obra začínajú napučiavať. V dôsledku tohto procesu predmet zhodí škrupiny. Vytvorí sa tiež holé jadro hviezdy. V takom jadre sú všetky fúzne reakcie dokončené. Hovorí sa mu hélium biely trpaslík. Masívnejší červení obri (do určitej hranice) sa vyvíjajú na bielych trpaslíkov. Vo svojich jadrách obsahujú ťažšie prvky ako hélium.
technické údaje
Bieli trpaslíci sú telá, spravidla spravidla veľmi blízko Slnka. Navyše ich veľkosť zodpovedá Zemi. Kolosálna hustota týchto kozmických telies a procesy prebiehajúce v ich hĺbkach sú z pohľadu klasickej fyziky nevysvetliteľné. Záhadám hviezd pomohla kvantová mechanika.
Látka bielych trpaslíkov je elektrón-jadrová plazma. Je takmer nemožné ho navrhnúť dokonca aj v laboratóriu. Preto mnohé charakteristiky takýchto predmetov zostávajú nejasné.
Aj keď budete celú noc študovať hviezdy, bez špeciálneho vybavenia nemôžete odhaliť aspoň jedného bieleho trpaslíka. Ich svietivosť je oveľa menšia ako slnečná. Vedci odhadujú, že bieli trpaslíci tvoria asi 3 až 10% všetkých predmetov v Galaxii. K dnešnému dňu však boli nájdené iba tie z nich, ktoré sa nachádzajú nie viac ako 200-300 parsekov od Zeme.
Bieli trpaslíci sa stále vyvíjajú. Keď sa vytvoria, majú vysokú povrchovú teplotu, ale rýchlo vychladnú. Niekoľko desiatok miliárd rokov po svojom vzniku sa podľa teórie biely trpaslík zmení na čierneho trpaslíka - telo, ktoré nevyžaruje viditeľné svetlo.
Biela, červená alebo modrá hviezda pre pozorovateľa sa líši predovšetkým farbou. Astronóm sa pozerá hlbšie. Farba pre neho okamžite veľa hovorí o teplote, veľkosti a hmotnosti predmetu. Modrá alebo svetlo modrá hviezda je obrovská žiarovka, ktorá je vo všetkých ohľadoch ďaleko pred Slnkom. Biele svietidlá, ktorých príklady sú popísané v článku, sú o niečo menšie. Hviezdne čísla v rôznych katalógoch tiež veľa napovedia profesionálom, ale nie všetko. Veľké množstvo informácií o živote vzdialených vesmírnych objektov buď ešte nedostalo vysvetlenie, alebo zostáva dokonca ani neobjavených.
S teleskopom môžete pozorovať 2 miliardy hviezd až do magnitúdy 21. Existuje harvardská spektrálna klasifikácia hviezd. V ňom sú spektrálne typy usporiadané v poradí klesajúcej hviezdnej teploty. Triedy sú označené písmenami latinskej abecedy. Je ich sedem: O - B - A - P - O - K - M.
Dobrým ukazovateľom teploty vonkajších vrstiev hviezdy je jej farba. Horúce hviezdy spektrálnych typov O a B sú modré; hviezdy podobné nášmu Slnku (spektrálny typ 02) sa javia ako žlté, zatiaľ čo hviezdy spektrálnych typov K a M sú červené.
Jas a farba hviezd
Všetky hviezdy majú farbu. Existujú modré, biele, žlté, žltkasté, oranžové a červené hviezdy. Napríklad Betelgeuse je červená hviezda, Castor je biela, Capella je žltá. Podľa jasu sú rozdelené na hviezdy 1., 2., ... n-ta hviezdna hodnoty (n max = 25). Termín „magnitúda“ nemá nič spoločné so skutočnou veľkosťou. Magnitúda charakterizuje svetelný tok prichádzajúci na Zem z hviezdy. Hviezdne veličiny môžu byť zlomkové aj negatívne. Magnitúdová stupnica je založená na vnímaní svetla okom. Rozdelenie hviezd na veličiny podľa ich zdanlivej jasnosti vykonal starogrécky astronóm Hipparchus (180 - 110 pred n. L.). Hipparchus pripisoval prvú veľkosť najjasnejším hviezdam; ďalší v gradácii jasu (tj. približne 2,5 -krát slabší) počítal ako hviezdy druhej veľkosti; hviezdy, ktoré sú 2,5 -krát slabšie ako hviezdy druhej veľkosti, sa nazývali hviezdy tretej veľkosti atď .; hviezdam na hranici viditeľnosti voľným okom bola priradená šiesta magnitúda.
S takýmto stupňovaním jasnosti hviezd sa ukázalo, že hviezdy šiestej magnitúdy sú 2,55 -krát slabšie ako hviezdy prvej veľkosti. Preto v roku 1856 anglický astronóm NK Pogsoi (1829-1891) navrhol zvážiť hviezdy šiestej magnitúdy presne 100-krát slabšie ako hviezdy prvej veľkosti. Všetky hviezdy sa nachádzajú v rôznych vzdialenostiach od Zeme. Bolo by jednoduchšie porovnávať veličiny, keby boli vzdialenosti rovnaké.
Magnitúda hviezd, ktoré by mala hviezda vo vzdialenosti 10 parsekov, sa nazýva absolútna hviezdna veľkosť. Uvádza sa absolútna veľkosť - M a zdanlivá veľkosť je m.
Chemické zloženie vonkajších vrstiev hviezd, z ktorých pochádza ich žiarenie, sa vyznačuje úplnou prevahou vodíka. Hélium je na druhom mieste a obsah ostatných prvkov je dosť nízky.
Teplota a hmotnosť hviezd
Poznanie spektrálnej triedy alebo farby hviezdy okamžite určuje jej povrchovú teplotu. Pretože hviezdy vyžarujú približne ako absolútne čierne telesá zodpovedajúcej teploty, výkon vyžarovaný jednotkou ich povrchu za jednotku času je určený zo Stefan-Boltzmannovho zákona.
Rozdelenie hviezd na základe porovnania svietivosti hviezd s ich teplotou a farbou a absolútnou magnitúdou (Hertzsprung-Russell diagram):
- hlavná sekvencia (v jej strede je Slnko - žltý trpaslík)
- superobry (veľké veľkosti a vysoká svietivosť: Antares, Betelgeuse)
- postupnosť červených obrov
- trpaslíci (bieli - Sirius)
- trpaslíci
- modro-biela sekvencia
Toto rozdelenie je tiež založené na veku hviezdy.
Rozlišujú sa tieto hviezdy:
- obyčajný (Slnko);
- dvojité (Mitsar, Albkor) sa delia na:
- a) vizuálne dvojité, ak je ich dualita zaznamenaná pri pozorovaní ďalekohľadom;
- b) násobky sú sústava hviezd s viac ako 2, ale menej ako 10;
- c) optické dvojhviezdy sú také hviezdy, že ich blízkosť je výsledkom náhodného premietania na oblohu a vo vesmíre sú vzdialené;
- d) fyzikálne dvojhviezdy sú hviezdy, ktoré tvoria jeden systém a otáčajú sa pôsobením síl vzájomnej príťažlivosti okolo spoločného ťažiska;
- e) spektroskopické dvojhviezdy sú hviezdy, ktoré sa pri vzájomnom približovaní približujú a ich dualitu je možné určiť spektrom;
- f) zatmiace dvojhviezdy sú hviezdy “, ktoré sa navzájom zakrývajú počas vzájomného obehu;
Nové hviezdy- to sú hviezdy, ktoré existovali dlho, ale zrazu vzplanuli. Ich jas sa za krátky čas zvýšil 10 000 -krát (amplitúda jasu sa mení zo 7 na 14 magnitúd).
Supernovy- sú to hviezdy, ktoré boli na oblohe neviditeľné, ale zrazu vzplanuli a zvýšili jas 1000 krát v porovnaní s bežnými novými hviezdami.
Pulsar- neutrónová hviezda vznikajúca pri výbuchu supernovy.
Údaje o celkovom počte pulzarov a ich životnosti naznačujú, že v priemere sa narodí 2-3 pulzary za storočie, čo sa približne zhoduje s frekvenciou supernov v Galaxii.
Evolúcia hviezd
Rovnako ako všetky telá v prírode, hviezdy nezostávajú nezmenené, rodia sa, vyvíjajú sa a nakoniec zomierajú. Predtým astronómovia verili, že trvalo milióny rokov, kým sa hviezda vytvorila z medzihviezdneho plynu a prachu. Ale v posledných rokoch boli urobené fotografie oblasti oblohy, ktorá je súčasťou hmloviny Veľká Orion, kde sa v priebehu niekoľkých rokov objavil malý zhluk hviezd. Na snímkach z roku 1947 bola na tomto mieste zaznamenaná skupina troch predmetov podobných hviezdam. Do roku 1954 sa niektoré z nich stali podlhovastými a do roku 1959 sa tieto podlhovasté útvary rozpadli na jednotlivé hviezdy. Prvýkrát v histórii ľudstva ľudia sledovali zrod hviezd doslova pred našimi očami.
V mnohých častiach oblohy existujú podmienky pre výskyt hviezd. Pri štúdiu fotografií hmlistých častí Mliečnej dráhy bolo možné nájsť malé čierne škvrny nepravidelného tvaru alebo guľôčky, ktoré sú masívnym nahromadením prachu a plynu. Tieto oblaky plynu a prachu obsahujú častice prachu, ktoré veľmi silne absorbujú svetlo z hviezd za nimi. Guľky sú obrovské - až niekoľko svetelných rokov. Napriek tomu, že je hmota v týchto zoskupeniach veľmi vzácna, ich celkový objem je taký veľký, že úplne postačuje na tvorbu malých zhlukov hviezd blízko hmotnosti Slnka.
V čiernej gule je hmota pôsobením tlaku žiarenia emitovaného okolitými hviezdami stlačená a zhutnená. Táto kompresia trvá určitý čas, v závislosti od zdrojov žiarenia obklopujúceho globulu a jej intenzity. Gravitačné sily vyplývajúce z koncentrácie hmoty v strede globule majú tiež tendenciu globulu stlačiť, čo núti látku spadnúť do jej stredu. Častice hmoty pri páde získavajú kinetickú energiu a ohrievajú ľavý oblak plynov.
Pád hmoty môže trvať stovky rokov. Najprv sa to deje pomaly, bez spěchu, pretože gravitačné sily priťahujúce častice do stredu sú stále veľmi slabé. Po chvíli, keď sa globule zmenší a gravitačné pole sa zvýši, začne pád prebiehať rýchlejšie. Glóbus je však obrovský, v priemere nie menej ako svetelný rok. To znamená, že vzdialenosť od jeho vonkajšej hranice k stredu môže presiahnuť 10 biliónov kilometrov. Ak častica z okraja zemegule začne padať smerom k stredu rýchlosťou o niečo menšou ako 2 km / s, potom sa do stredu dostane až po 200 000 rokoch.
Životnosť hviezdy závisí od jej hmotnosti. Hviezdy s hmotnosťou nižšou ako Slnko využívajú svoje zásoby jadrového paliva veľmi striedmo a môžu svietiť desiatky miliárd rokov. Vonkajšie vrstvy hviezd podobné nášmu Slnku s hmotnosťou nepresahujúcou 1,2 -násobok hmotnosti Slnka sa postupne rozširujú a nakoniec úplne opustia jadro hviezdy. Na mieste obra zostáva malý a horúci biely trpaslík.
