Röda stjärnor döper världen runt 3. Typer av stjärnor i det observerade universum. Temperatur och massa stjärnor
Stjärnor är väldigt olika: små och stora, ljusa och inte så, gamla och unga, varma och "kalla", vita, blåa, gula, röda, etc.
Hertzsprung - Russell -diagrammet låter dig förstå klassificeringen av stjärnor.
Det visar sambandet mellan absolut stjärnstyrka, ljusstyrka, spektraltyp och yttemperatur för en stjärna. Stjärnorna i detta diagram är inte slumpmässigt placerade utan bildar väl urskiljbara områden.
De flesta stjärnorna ligger på den sk huvudsekvens... Förekomsten av huvudsekvensen beror på att väteförbränningsstadiet står för ~ 90% av evolutionstiden för de flesta stjärnor: utbränning av väte i stjärnornas centrala områden leder till bildandet av en isoterm heliumkärna , övergången till det röda jättestadiet och stjärnans avgång från huvudsekvensen. Den relativt korta utvecklingen av röda jättar leder, beroende på deras massa, till bildandet av vita dvärgar, neutronstjärnor eller svarta hål.
När de befinner sig i olika stadier av deras evolutionära utveckling, är stjärnorna indelade i normala stjärnor, dvärgstjärnor och gigantiska stjärnor.
Normala stjärnor är huvudföljdsstjärnor. Vår sol tillhör dem också. Ibland kallas normala stjärnor som solen gula dvärgar.
Gul dvärg
En gul dvärg är en typ av liten huvudsekvensstjärna med en massa på 0,8 till 1,2 solmassor och en yttemperatur på 5000-6000 K.
Livslängden för en gul dvärg är i genomsnitt 10 miljarder år.
Efter att hela tillförseln av väte har brunnit ut ökar stjärnan många gånger i storlek och blir till en röd jätte. Aldebaran är ett exempel på denna typ av stjärnor.
Den röda jätten kastar ut de yttre gaslagren och bildar därigenom planetariska nebulosor och kärnan kollapsar till en liten, tät vit dvärg.
Den röda jätten är en stor rödaktig eller orange stjärna. Bildandet av sådana stjärnor är möjligt både i stadiet av stjärnbildning och i de senare stadierna av deras existens.
I ett tidigt skede avger stjärnan på grund av gravitationsenergin som frigörs under kompression, tills det ögonblick då komprimeringen stoppas av den begynnande termonukleära reaktionen.
I de senare stadierna av utvecklingen av stjärnor, efter att vätet brunnit ut i deras inre, lämnar stjärnorna huvudsekvensen och flyttar till området för röda jättar och superjättar i Hertzsprung-Russell-diagrammet: detta stadium varar cirka 10% av tid för det "aktiva" livet för stjärnor, det vill säga stadierna i deras utveckling, under vilka nukleosyntesreaktioner äger rum i stjärndjupet.
Jättestjärnan har en relativt låg yttemperatur på cirka 5000 grader. En enorm radie, som når 800 solceller och på grund av en så stor storlek, en enorm ljusstyrka. Den maximala strålningen faller på de röda och infraröda områdena i spektrumet, varför de kallas röda jättar.
Den största av jättarna förvandlas till röda superjättar. En stjärna som heter Betelgeuse från stjärnbilden Orion är det mest slående exemplet på en röd superjätt.
Dvärgstjärnor är motsatsen till jättar och kan vara följande.
En vit dvärg är det som återstår av en vanlig stjärna med en massa mindre än 1,4 solmassor efter att den passerat det röda jättestadiet.
På grund av frånvaron av väte sker ingen termonukleär reaktion i kärnan i sådana stjärnor.
Vita dvärgar är mycket täta. De är inte större än jorden i storlek, men deras massa kan jämföras med solens massa.
Dessa är otroligt heta stjärnor, med temperaturer som når 100 000 grader eller mer. De lyser på bekostnad av deras återstående energi, men med tiden tar det slut, och kärnan svalnar och förvandlas till en svart dvärg.
Röda dvärgar är de vanligaste stjärnobjekten i universum. Deras överflödsuppskattningar sträcker sig från 70 till 90% av alla stjärnor i galaxen. De skiljer sig ganska mycket från andra stjärnor.
Massan av röda dvärgar överstiger inte en tredjedel av solmassan (den nedre massgränsen är 0,08 solmassa följt av bruna dvärgar), yttemperaturen når 3500 K. Röda dvärgar har en spektralklass M eller sena K. stjärnor av denna typ avger mycket lite ljus, ibland i 10 000 gånger mindre än solen.
Med tanke på deras låga strålning är ingen av de röda dvärgarna synliga från jorden med blotta ögat. Även den röda dvärgen närmast solen, Proxima Centauri (den närmaste stjärnan till solen i trippelsystemet) och den närmaste enda röda dvärgen, Barnards stjärna, har uppenbara storheter på 11,09 respektive 9,53. I det här fallet kan du med blotta ögat observera en stjärna med en storlek upp till 7,72.
På grund av den låga förbränningshastigheten för väte har röda dvärgar en mycket lång livslängd - från tiotals miljarder till tiotals biljoner år (en röd dvärg med en massa på 0,1 solmassor kommer att brinna i 10 biljoner år).
I röda dvärgar är termonukleära reaktioner som involverar helium omöjliga, så de kan inte förvandlas till röda jättar. Med tiden krymper de gradvis och värms upp mer och mer tills de använder hela tillförseln av vätebränsle.
Gradvis, enligt teoretiska begrepp, blir de till blå dvärgar - en hypotetisk klass av stjärnor, medan ingen av de röda dvärgarna ännu har lyckats förvandlas till en blå dvärg, och sedan till vita dvärgar med en heliumkärna.
Brun dvärg - substellära föremål (med massor i intervallet från cirka 0,01 till 0,08 solmassor, respektive från 12,57 till 80,35 massor av Jupiter och en diameter som är ungefär lika med Jupiters diameter), i vars djup, däremot från stjärnorna i huvudsekvensen finns det ingen termonukleär fusionsreaktion med omvandling av väte till helium.
Minimitemperaturen för huvudsekvensstjärnor är cirka 4000 K, temperaturen på bruna dvärgar ligger i intervallet från 300 till 3000 K. Bruna dvärgar svalnar ständigt under hela deras liv, och ju större dvärg desto långsammare svalnar den.
Subbrown dvärgar
Subbrown dvärgar eller bruna subdwarfs är kalla formationer under den bruna dvärggränsen i massa. Deras massa är mindre än ungefär en hundradel av solens massa eller följaktligen 12,57 av Jupiters massa, den nedre gränsen är inte bestämd. De anses i allmänhet vara planeter, även om det vetenskapliga samfundet ännu inte har kommit till den slutliga slutsatsen om vad som anses vara en planet och vad som är en subbrown dvärg.
Svart dvärg
Svarta dvärgar är vita dvärgar som har svalnat och därför inte avger i det synliga området. Det representerar det sista steget i utvecklingen av vita dvärgar. Massorna av svarta dvärgar, liksom massorna av vita dvärgar, begränsas uppifrån av 1,4 solmassor.
En binär stjärna är två gravitationellt bundna stjärnor som kretsar kring ett gemensamt masscentrum.
Ibland finns det system med tre eller flera stjärnor; i detta allmänna fall kallas systemet för en multipelstjärna.
I de fall då ett sådant stjärnsystem inte är för långt från jorden kan enskilda stjärnor särskiljas genom ett teleskop. Om avståndet är betydande är det möjligt att förstå att en dubbelstjärna före astronomer endast är möjlig genom indirekta tecken - fluktuationer i ljusstyrka orsakade av periodiska förmörkelser av en stjärna av en annan och några andra.
Ny stjärna
Stjärnor vars ljusstyrka plötsligt ökar 10 000 gånger. Den nya stjärnan är ett binärt system som består av en vit dvärg och en följeslagare i huvudsekvensen. I sådana system rinner gas från stjärnan gradvis in i den vita dvärgen och exploderar periodiskt där, vilket orsakar en ljusstyrka.
Supernova
En supernova är en stjärna som avslutar sin utveckling i en katastrofal explosiv process. I detta fall kan blosset vara flera storleksordningar större än för en nova. En så kraftig explosion är en följd av de processer som äger rum i stjärnan i evolutionens sista skede.
Neutronstjärna
Neutronstjärnor (NS) är stjärnformationer med massor i storleksordningen 1,5 solmassor och dimensioner som är märkbart mindre än vita dvärgar; den typiska radien för en neutronstjärna är förmodligen i storleksordningen 10-20 kilometer.
De består huvudsakligen av neutrala subatomära partiklar - neutroner, tätt komprimerade av gravitationskrafter. Tätheten hos sådana stjärnor är extremt hög, den är jämförbar och kan enligt vissa uppskattningar vara flera gånger högre än den genomsnittliga densiteten för atomkärnan. En kubikcentimeter NS -material kommer att väga hundratals miljoner ton. Tyngdkraften på ytan av en neutronstjärna är cirka 100 miljarder gånger högre än på jorden.
Enligt vår forskare kan det finnas från 100 miljoner till 1 miljard neutronstjärnor, det vill säga någonstans runt en av tusen vanliga stjärnor.
Pulsarer
Pulsarer är kosmiska källor till elektromagnetisk strålning som kommer till jorden i form av periodiska utbrott (impulser).
Enligt den dominerande astrofysiska modellen är pulsarer roterande neutronstjärnor med ett magnetfält som lutas till rotationsaxeln. När jorden kommer in i konen som bildas av denna strålning är det möjligt att fixera en strålningspuls som upprepas med intervall lika med perioden för stjärnans revolution. Vissa neutronstjärnor roterar upp till 600 gånger per sekund.
Cepheids
Cepheids är en klass av pulserande variabla stjärnor med ett ganska exakt förhållande mellan ljusstyrka och period, uppkallat efter stjärnan Delta Cephei. En av de mest kända cepheiderna är North Star.
Den givna listan över huvudtyperna (typerna) av stjärnor med deras kort beskrivning, naturligtvis, uttömmer inte alla möjliga variationer av stjärnor i universum.
Experter presenterade flera teorier om deras ursprung. Den mest troliga av botten säger att sådana blå stjärnor var dubbla under mycket lång tid, och de hade en sammanslagningsprocess. När två stjärnor slår samman visas en ny stjärna med mycket större ljusstyrka, massa, temperatur.
Blå stjärnor exempel:
- Utbud av segel;
- Rigel;
- Zeta Orion;
- Alpha Giraffe;
- Zeta Sterns;
- Tau Big Dog.
Vita stjärnor - vita stjärnor
En forskare upptäckte en mycket svag vit stjärna som var en satellit av Sirius och den fick namnet Sirius B. Ytan på denna unika stjärna värms upp till 25 000 Kelvin, och dess radie är liten.
Vita stjärnor exempel:
- Altair i stjärnbilden Eagle;
- Vega i stjärnbilden Lyra;
- Hjul;
- Sirius.
Gula stjärnor - gula stjärnor
Sådana stjärnor har en glöd gul färg, och deras massa ligger inom solens massa - det är ungefär 0,8-1,4. Ytan på sådana stjärnor upphettas vanligtvis till temperaturer på 4-6 tusen Kelvin. En sådan stjärna lever i cirka 10 miljarder år.
Gula stjärnor exempel:
- Star HD 82943;
- Toliman;
- Dabih;
- Hara;
- Alhita.
Röda stjärnor - röda stjärnor
De första röda stjärnorna upptäcktes 1868. Deras temperatur är ganska låg och de röda jättarnas yttre lager fylls stor mängd kol. Tidigare hade sådana stjärnor två spektralklasser - N och R, men nu har forskare kunnat identifiera en annan allmän klass - C.
Mängderna. Enligt överenskommelse väljs dessa skalor så att en vit stjärna, som Sirius, har samma storlek på båda skalorna. Skillnaden mellan fotografiska och foto-visuella värden kallas färgindex för en given stjärna. För blå stjärnor som Rigel kommer detta tal att vara negativt, eftersom sådana stjärnor på en vanlig tallrik ger mer svärta än på ett gulkänsligt ljus.
För röda stjärnor av Betelgeuse-typen når färgindexet + 2-3 magnituden. Denna färgmätning är också ett mått på en stjärnas yttemperatur, där blå stjärnor är betydligt varmare än de röda.
Eftersom färgindex kan erhållas ganska enkelt även för mycket svaga stjärnor har de det stor betydelse när man studerar fördelningen av stjärnor i rymden.
Enheter är bland de viktigaste verktygen för att studera stjärnor. Till och med den mest överskådliga blicken på stjärnens spektra avslöjar att de inte är desamma. Balmer vätelinjer i vissa spektra är starka, i vissa är de svaga, i vissa är de helt frånvarande.
Det blev snart klart att spektra av stjärnor kan delas in i ett litet antal klasser som gradvis går in i varandra. Använd för närvarande spektral klassificering utvecklades vid Harvard Observatory under ledning av E. Pickering.
Först betecknades spektralklasser med latinska bokstäver i alfabetisk ordning, men under förfining av klassificeringen fastställdes följande beteckningar för på varandra följande klasser: O, B, A, F, G, K, M. Dessutom, några ovanliga stjärnor kombineras i klasserna R, N och S, och individer som inte alls passar in i denna klassificering betecknas med symbolen PEC (sällsynt).
Det är intressant att notera att arrangemanget av stjärnor efter klass också är ett arrangemang efter färg.
- Klass B -stjärnor, som inkluderar Rigel och många andra stjärnor i Orion, är blåa;
- klasserna O och A - vit (Sirius, Deneb);
- klasserna F och G - gul (Procyon, Capella);
- klasserna K och M, - orange och rött (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).
Genom att ordna spektren i samma ordning ser vi hur den maximala strålningsintensiteten skiftar från den violetta till den röda änden av spektrumet. Detta indikerar en minskning av temperaturen när övergången från klass O till klass M. Stjärnans plats i sekvensen bestäms mer av dess yttemperatur än av dess kemiska sammansättning. Det är allmänt accepterat att den kemiska sammansättningen är densamma för de allra flesta stjärnor, men olika temperaturer och tryck på ytan orsakar stora skillnader i stjärnspektra.
Klass O blå stjärnorär hetast. Deras yttemperatur når 100 000 ° C. Deras spektra kan lätt kännas igen av närvaron av några karakteristiska ljusa linjer eller av bakgrundens spridning långt in i det ultravioletta området.
Direkt följt av blå stjärnor i klass B, också mycket varmt (yttemperatur 25.000 ° C). Deras spektra innehåller linjer av helium och väte. Den förra försvagas, och den senare ökar med övergången till klass A.
V klasserna F och G(en typisk G-stjärna är vår sol), linjerna av kalcium och andra metaller, såsom järn och magnesium, stärks gradvis.
V klass K kalciumlinjerna är mycket starka, molekylband visas också.
Klass M inkluderar röda stjärnor med yttemperaturer under 3000 ° C; titanoxidband syns i deras spektra.
Klasserna R, N och S tillhör den parallella grenen av svala stjärnor, vars spektra innehåller andra molekylära komponenter.
För finsmakaren är det dock en mycket stor skillnad mellan "kalla" och "heta" stjärnor i klass B. I ett exakt klassificeringssystem är varje klass indelad i flera fler underklasser. De hetaste klass B -stjärnorna tillhör underklass BO, stjärnor med en medeltemperatur för denna klass - k underklass B5, de kallaste stjärnorna - till underklass B9... Stjärnorna ligger direkt bakom dem. underklass AO.
Att studera stjärnens spektra visar sig vara mycket användbart, eftersom det gör det möjligt att grovt klassificera stjärnor med absoluta stjärnmängder. Till exempel är stjärnan ² en jätte med en absolut stjärnstorlek, ungefär lika med - 2,5. Det är dock möjligt att stjärnan blir tio gånger ljusare (absolut magnitud 5,0) eller tio gånger svagare (absolut magnitud 0,0), eftersom det är omöjligt att ge en mer exakt uppskattning baserad på enbart spektraltyp.
När man fastställer klassificeringen av stjärnspektra är det mycket viktigt att försöka skilja jättar från dvärgar inom varje spektralklass, eller, där denna uppdelning inte finns, att isolera sig från den normala sekvensen av jättestjärnor med för höga eller för låga ljusstyrkor.
Om du tittar noga på natthimlen är det lätt att märka att stjärnorna som tittar på oss skiljer sig åt i färg. Blåaktiga, vita, röda, de lyser jämnt eller flimrar som en julgranskrans. Med ett teleskop blir färgskillnaderna tydligare. Anledningen till denna mångfald ligger i fotosfärens temperatur. Och i motsats till det logiska antagandet är de hetaste inte röda utan blå, blåvita och vita stjärnor. Men först saker först.
Spektral klassificering
Stjärnorna är enorma rödglödande gasbollar. Hur vi ser dem från jorden beror på många parametrar. Till exempel blinkar stjärnor inte riktigt. Det är mycket lätt att vara övertygad om detta: det räcker att komma ihåg solen. Den flimrande effekten uppstår på grund av att ljus som kommer från rymdkroppar till oss övervinner ett interstellärt medium fullt av damm och gas. Färg är en annan sak. Det är en följd av uppvärmningen av skalen (särskilt fotosfären) till vissa temperaturer. Den faktiska färgen kan skilja sig från den synliga färgen, men skillnaden är vanligtvis liten.
Idag används Harvards spektralklassificering av stjärnor över hela världen. Det är temperaturbaserat och baseras på formen och den relativa intensiteten hos spektrallinjerna. Stjärnor i en viss färg motsvarar varje klass. Klassificeringen utvecklades vid Harvard Observatory 1890-1924.
En rakad engelsman datum tuggade som morötter
Det finns sju spektralklasser: O - B - A - F - G - K - M. Denna sekvens återspeglar en gradvis minskning av temperaturen (från O till M). För att memorera det finns det speciella mnemoniska formler. På ryska låter en av dem så här: "One Shaved Englishman Chewed Dates Like Carrots." Ytterligare två läggs till i dessa klasser. Bokstäverna C och S betecknar kalla armaturer med band av metalloxider i spektrumet. Låt oss titta närmare på stjärnklasserna:
- Klass O kännetecknas av den högsta yttemperaturen (från 30 till 60 tusen Kelvin). Stjärnor av denna typ överstiger solen med 60 gånger i massa och 15 gånger i radie. Deras synliga färg är blå. När det gäller ljusstyrka är de mer än en miljon gånger före vår stjärna. Den blå stjärnan HD93129A, som tillhör denna klass, kännetecknas av en av de högsta ljusstyrkorna bland de kända kosmiska kropparna. Enligt denna indikator ligger den 5 miljoner gånger före solen. Den blå stjärnan ligger på ett avstånd av 7,5 tusen ljusår från oss.
- Klass B har en temperatur på 10-30 tusen Kelvin, en massa 18 gånger högre än solen. Dessa är vitblå och vita stjärnor. Deras radie är 7 gånger större än Solens.
- Klass A kännetecknas av en temperatur på 7,5-10 tusen Kelvin, radie och massa som överstiger 2,1 respektive 3,1 gånger solens analoga parametrar. Det här är vita stjärnor.
- Klass F: temperatur 6000-7500 K. Massan är 1,7 gånger större än solens, radien är 1,3. Från jorden verkar sådana stjärnor också vita, deras riktiga färg är gulvit.
- Klass G: temperatur 5-6 tusen Kelvin. Solen tillhör denna klass. Den synliga och sanna färgen på sådana stjärnor är gul.
- Klass K: temperatur 3500-5000 K. Radie och massa mindre än sol, är 0,9 och 0,8 av motsvarande parametrar för armaturen. Färgen på dessa stjärnor som syns från jorden är gul-orange.
- Klass M: temperatur 2-3,5 tusen Kelvin. Massa och radie - 0,3 och 0,4 av samma parametrar för solen. Från ytan av vår planet ser de rödorange ut. Klass M inkluderar Beta Andromeda och Alpha Kantareller. Den ljusröda stjärnan som många känner till är Betelgeuse (Alpha Orion). Det är bäst att leta efter det på himlen på vintern. Den röda stjärnan ligger ovanför och något till vänster
Varje klass är indelad i underklasser från 0 till 9, det vill säga från de hetaste till de kallaste. Antalet stjärnor anger att de tillhör en viss spektraltyp och graden av uppvärmning av fotosfären i jämförelse med andra stjärnor i gruppen. Till exempel tillhör solen G2 -klassen.
Visuellt vitt
Sålunda kan stjärnklasserna B till och med F från jorden verka vita. Och bara föremål som tillhör A-typen har faktiskt en sådan färg. Så stjärnan Saif (stjärnbilden Orion) och Algol (beta Perseus) kommer att se vita ut för en observatör som inte är beväpnad med ett teleskop. De tillhör spektralklass B. Deras riktiga färg är blå och vit. Mithrak och Procyon verkar också vita, de ljusaste stjärnorna på de himmelska teckningarna Perseus och den mindre hunden. Men deras riktiga färg är närmare gul (klass F).
Varför är stjärnor vita för en jordisk observatör? Färgen förvrängs på grund av det enorma avstånd som skiljer vår planet från sådana föremål, liksom de volymetriska molnen av damm och gas som ofta finns i rymden.
Klass A
Vita stjärnor kännetecknas inte av en så hög temperatur som representanter för klass O och B. Deras fotosfär värmer upp till 7,5-10 tusen Kelvin. Spektralklass A -stjärnor är mycket större än solen. Deras ljusstyrka är också högre - cirka 80 gånger.
I spektra av A -stjärnor är vätelinjerna i Balmer -serien starkt uttalade. Linjerna för andra element är märkbart svagare, men de blir mer betydande när vi går från underklass A0 till A9. För jättar och superjättar som tillhör spektralklass A är något mindre uttalade vätelinjer karakteristiska än för huvudföljestjärnor. När det gäller dessa armaturer blir linjerna för tungmetaller mer märkbara.
Många säregna stjärnor tillhör spektralklass A. Denna term betecknar armaturer med märkbara funktioner i spektrumet och fysiska parametrar, vilket försvårar deras klassificering. Till exempel kännetecknas ganska sällsynta Bootes lambda -stjärnor av brist på tungmetaller och mycket långsam rotation. Vita dvärgar är också bland de säregna armaturerna.
Klass A innehåller sådana ljusa föremål på natthimlen som Sirius, Mencalinan, Aliot, Castor och andra. Låt oss lära känna dem bättre.
Alpha Canis Major
Sirius är den ljusaste, men inte den närmaste, stjärnan på himlen. Avståndet till den är 8,6 ljusår. För en markobservatör verkar det så ljust eftersom det har en imponerande storlek och ändå inte är så långt bort som många andra stora och ljusa föremål. Den närmaste stjärnan till solen - det här är Sirius på listan ligger på femte plats.
Det tillhör och är ett system med två komponenter. Sirius A och Sirius B separeras med ett avstånd på 20 astronomiska enheter och roterar med en period på knappt 50 år. Den första komponenten i systemet, en huvudsekvensstjärna, tillhör spektralklass A1. Dess massa är dubbelt så mycket som solmassan och dess radie är 1,7 gånger. Det är han som kan observeras med blotta ögat från jorden.
Den andra komponenten i systemet är en vit dvärg. Stjärnan Sirius B är nästan lika stor i massa som vår stjärna, vilket inte är typiskt för sådana föremål. Vanligtvis är vita dvärgar 0,6-0,7 solmassor. Samtidigt är dimensionerna av Sirius B nära de markbundna. Det uppskattas att det vita dvärgstadiet började för denna stjärna för cirka 120 miljoner år sedan. När Sirius B var belägen på huvudsekvensen var det förmodligen en armatur med en massa på 5 solceller och tillhörde spektral typ B.
Sirius A, enligt forskare, kommer att gå till nästa utvecklingsstadium om cirka 660 miljoner år. Sedan kommer han att förvandlas till en röd jätte, och lite senare - till en vit dvärg, som hans följeslagare.
Alpha Eagle
Liksom Sirius är många av de vita stjärnorna, vars namn anges nedan, välkända inte bara för människor som är förtjusta i astronomi på grund av deras ljusstyrka och ofta nämnda på sidorna i science fiction -litteratur. Altair är en av dessa armaturer. Alpha Eagle finns till exempel i Stepin King's. På natthimlen är denna stjärna tydligt synlig på grund av dess ljusstyrka och relativt nära läge. Avståndet mellan solen och Altair är 16,8 ljusår. Av stjärnorna i spektralklass A är bara Sirius närmare oss.
Altair är 1,8 gånger solens massa. Dess karakteristiska drag är dess mycket snabba rotation. Stjärnan slutför en varv runt sin axel på mindre än nio timmar. Rotationshastigheten i ekvatorialområdet är 286 km / s. Som ett resultat kommer den "kvicka" Altair att plattas ut från stolparna. På grund av den elliptiska formen minskar dessutom stjärnans temperatur och ljusstyrka från polerna till ekvatorn. Denna effekt kallas "gravitationell mörkning".
En annan egenskap hos Altair är att dess lyster förändras med tiden. Det tillhör variablerna av typen Shield delta.
Alpha Lyrae
Vega är den mest studerade stjärnan efter solen. Alpha Lyrae är den första stjärnan som har ett spektrum bestämt. Hon blev också den andra ljuskällan efter solen, fångad på fotot. Vega var också en av de första stjärnorna till vilka forskare mätte avståndet med Parlax -metoden. Under en lång period togs stjärnans ljusstyrka som 0 när man bestämde storleken på andra objekt.
Alpha Lyra är välkänt för både amatörastronomer och vanliga observatörer. Hon är den femte ljusaste bland stjärnorna, ingår i sommartriangelns asterism tillsammans med Altair och Deneb.
Avståndet från solen till Vega är 25,3 ljusår. Dess ekvatorialradie och massa är 2,78 respektive 2,3 gånger större än vår stjärns. Stjärnformen är långt ifrån en perfekt boll. Diametern vid ekvatorn är märkbart större än vid polerna. Orsaken är den enorma rotationshastigheten. Vid ekvatorn når den 274 km / s (för solen är denna parameter något mer än två kilometer per sekund).
En av Vegas funktioner är dammskivan som omger den. Det antas ha sitt ursprung i ett stort antal kollisioner mellan kometer och meteoriter. En dammskiva kretsar runt stjärnan och värms upp av dess strålning. Som ett resultat ökar intensiteten av Vegas infraröda strålning. För inte så länge sedan upptäcktes asymmetrier i skivan. Deras troliga förklaring är att stjärnan har minst en planet.
Alpha Gemini
Det näst ljusaste föremålet i stjärnbilden Tvillingarna är Castor. Han, liksom de tidigare armaturerna, tillhör spektralklassen A. Castor är en av de mest ljusa stjärnor natthimlen. I motsvarande lista ligger han på 23: e plats.
Castor är ett system med sex komponenter. Två huvudelement (Castor A och Castor B) kretsar kring ett gemensamt masscentrum med en period på 350 år. Var och en av de två stjärnorna är en spektral binär. Komponenterna i Castor A och Castor B är mindre ljusa och är förmodligen av spektral typ M.
Castor C var inte direkt ansluten till systemet. Det utsågs ursprungligen som en oberoende stjärna YY Gemini. I processen med att undersöka denna himmelregion blev det känt att denna stjärna är fysiskt kopplad till Castorsystemet. Stjärnan kretsar runt massmitten som är gemensam för alla komponenter med en period på flera tiotusentals år och är också en spektral binär.
Betavagnare
Den himmelska ritningen av Aurigae innehåller cirka 150 "poäng", många av dem är vita stjärnor. Stjärnornas namn säger lite till en person långt ifrån astronomi, men det minskar inte deras betydelse för vetenskapen. Det ljusaste föremålet för det himmelska mönstret, som tillhör spektralklass A, är Mencalinan eller Beta Auriga. Stjärnans namn översätts från arabiska som "axeln till tygets ägare."
Mencalinan är ett trippelsystem. Dess två komponenter är subjättar av spektralklass A. Ljusstyrkan för var och en av dem överstiger motsvarande parameter för solen med 48 gånger. De separeras med ett avstånd på 0,08 astronomiska enheter. Den tredje komponenten är en röd dvärg, 330 AU från paret. e.
Epsilon Ursa Major
Den ljusaste "punkten" i den kanske mest kända stjärnbilden på norra himlen (Ursa Major) är Aliot, som också tillhör klass A. Den uppenbara storleken är 1,76. I listan över de ljusaste armaturerna rankas stjärnan 33: a. Aliot går in i Big Dipper -asterismen och ligger närmare skålen än andra armaturer.
Aliots spektrum kännetecknas av ovanliga linjer som fluktuerar med en period på 5,1 dagar. Det antas att funktionerna är associerade med effekten av stjärnans magnetfält. Oscillationer av spektrumet, enligt de senaste uppgifterna, kan uppstå på grund av den nära platsen för en kosmisk kropp med en massa på nästan 15 Jupitermassor. Är det så, medan det är ett mysterium. Astronomer försöker förstå det, som andra hemligheter för stjärnorna varje dag.
Vita dvärgar
Berättelsen om vita stjärnor kommer att vara ofullständig utan att nämna det stadiet i utvecklingen av armaturerna, som betecknas som en "vit dvärg". Sådana föremål fick sitt namn på grund av att de första som upptäcktes av dem tillhörde spektralklass A. Det var Sirius B och 40 Eridan B. Idag kallas vita dvärgar för en av varianterna av den sista etappen av en stjärnas liv.
Låt oss bo mer detaljerat om armaturernas livscykel.
Stjärnans utveckling
Stjärnor föds inte över en natt: någon av dem går igenom flera steg. Först börjar ett moln av gas och damm komprimeras under eget inflytande, långsamt tar den formen av en boll, medan tyngdkraften förvandlas till värme - objektets temperatur stiger. I det ögonblick när den når ett värde av 20 miljoner Kelvin börjar reaktionen av kärnfusion. Denna etapp anses vara början på en fullvärdig stjärnas liv.
Armaturerna spenderar större delen av sin tid på huvudsekvensen. I deras djup pågår vätecykelns reaktioner ständigt. I detta fall kan stjärnornas temperatur variera. När allt väte tar slut i kärnan börjar ett nytt utvecklingsstadium. Nu blir helium bränslet. I detta fall börjar stjärnan expandera. Dess ljusstyrka ökar, medan yttemperaturen tvärtom minskar. Stjärnan lämnar huvudsekvensen och blir en röd jätte.
Heliumkärnans massa ökar gradvis, och den börjar krympa under sin egen vikt. Det röda jättesteget slutar mycket snabbare än det föregående. Vägen längs vilken ytterligare utveckling kommer att gå beror på objektets initialmassa. Lågmassestjärnor i det röda jättescenen börjar svälla. Som ett resultat av denna process tappar objektet skalen. En bar kärna av stjärnan bildas också. I en sådan kärna har alla fusionsreaktioner slutförts. Det kallas en heliumvit dvärg. Mer massiva röda jättar (upp till en viss gräns) utvecklas till kolvita dvärgar. De innehåller tyngre element än helium i sina kärnor.
Specifikationer
Vita dvärgar är kroppar, i massa, som regel mycket nära solen. Dessutom motsvarar deras storlek jorden. Den kolossala densiteten hos dessa kosmiska kroppar och de processer som sker i deras djup är oförklarliga ur klassisk fysik. Stjärnornas mysterier fick hjälp av kvantmekanik.
Ämnet av vita dvärgar är en elektron-nukleär plasma. Det är nästan omöjligt att designa det även i ett laboratorium. Därför är många egenskaper hos sådana föremål fortfarande oklara.
Även om du studerar stjärnorna hela natten, kommer du inte att kunna upptäcka minst en vit dvärg utan specialutrustning. Deras ljusstyrka är mycket mindre än solens. Forskare uppskattar att vita dvärgar utgör cirka 3 till 10% av alla objekt i galaxen. Hittills har dock bara de av dem hittats som ligger högst 200-300 parsek från jorden.
Vita dvärgar fortsätter att utvecklas. När de väl har bildats har de en hög yttemperatur, men svalnar snabbt. Några tiotals miljarder år efter bildandet, enligt teorin, blir den vita dvärgen till en svart dvärg - en kropp som inte avger synligt ljus.
En vit, röd eller blå stjärna för observatören skiljer sig främst i färg. Astronomen ser djupare. Färg för honom berättar omedelbart mycket om temperatur, storlek och massa på ett föremål. En blå eller ljusblå stjärna är en gigantisk glödlampa, långt före solen i alla avseenden. Vita armaturer, exempel på vilka beskrivs i artikeln, är något mindre. Stjärnummer i olika kataloger berättar också mycket för proffs, men inte allt. En stor mängd information om livet för avlägsna rymdobjekt har antingen ännu inte fått någon förklaring, eller förblir inte ens upptäckt.
Med ett teleskop kan du observera 2 miljarder stjärnor upp till magnitud 21. Det finns en Harvard spektral klassificering av stjärnor. I den är spektraltyperna arrangerade i ordningen för minskande stjärntemperatur. Klasserna betecknas med bokstäver i det latinska alfabetet. Det finns sju av dem: O - B - A - P - O - K - M.
En bra indikator på temperaturen på en stjärnas yttre lager är dess färg. Heta stjärnor av spektraltyperna O och B är blåa; stjärnor som liknar vår sol (spektraltyp 02) verkar gula, medan stjärnor av spektraltyperna K och M är röda.
Stjärnornas ljusstyrka och färg
Alla stjärnor har en färg. Det finns blå, vita, gula, gulaktiga, orange och röda stjärnor. Till exempel är Betelgeuse en röd stjärna, Castor är vit, Capella är gul. Med ljusstyrka är de indelade i stjärnor 1: a, 2: a, ... n-stjärnan värden (n max = 25). Termen "magnitude" har ingenting att göra med den verkliga storleken. Storleken kännetecknar det ljusflöde som kommer till jorden från stjärnan. Stjärnor kan vara både fraktionerade och negativa. Storleksskalan är baserad på ögats uppfattning av ljus. Uppdelningen av stjärnor i storheter enligt deras skenbara ljusstyrka utfördes av den antika grekiska astronomen Hipparchos (180 - 110 f.Kr.). Hipparchus tillskrev den första storleken till de ljusaste stjärnorna; nästa i ljusstyrka gradering (dvs cirka 2,5 gånger svagare) han räknas som stjärnor av andra storleken; stjärnor som är 2,5 gånger svagare än stjärnor av andra storleken kallades stjärnor av tredje storleken, etc. stjärnor vid gränsen för synlighet med blotta ögat tilldelades den sjätte storleken.
Med en sådan gradering i stjärnornas ljusstyrka visade det sig att stjärnorna i den sjätte storleken är svagare än stjärnorna i den första storleken 2,55 gånger. Därför, 1856, föreslog den engelska astronomen NK Pogsoi (1829-1891) att betrakta sjätte storleksstjärnor exakt 100 gånger svagare än stjärnor i första storleken. Alla stjärnor ligger på olika avstånd från jorden. Det skulle vara lättare att jämföra storheterna om avstånden var lika.
Den stjärnstorlek som en stjärna skulle ha på ett avstånd av 10 parsek kallas absolut stjärnstorlek. Den absoluta storleken anges - M, och den uppenbara storleken är m.
Den kemiska sammansättningen av de yttre stjärnlagren, från vilken deras strålning kommer, kännetecknas av fullständig övervägande av väte. Helium är på andra plats, medan innehållet i andra element är ganska lågt.
Temperatur och massa stjärnor
Att känna till en spektralklass eller färg på en stjärna ger omedelbart dess yttemperatur. Eftersom stjärnor strålar ut ungefär som absolut svarta kroppar av motsvarande temperatur, bestäms effekten av en enhet av deras yta per tidsenhet utifrån Stefan-Boltzmann-lagen.
Uppdelning av stjärnor baserat på att jämföra stjärnornas ljusstyrka med deras temperatur och färg och absoluta storlek (Hertzsprung-Russell-diagrammet):
- huvudsekvens (i mitten är solen - en gul dvärg)
- superjättar (stora i storlek och hög ljusstyrka: Antares, Betelgeuse)
- sekvens av röda jättar
- dvärgar (vit - Sirius)
- dvärgar
- blåvit sekvens
Denna uppdelning är också baserad på stjärnans ålder.
Följande stjärnor utmärks:
- vanlig (Sun);
- dubbel (Mitsar, Albkor) är indelade i:
- a) visuell dubbel, om deras dualitet märks när de observeras genom ett teleskop;
- b) multiplar är ett stjärnsystem med mer än 2, men mindre än 10;
- c) optiska binärer är sådana stjärnor att deras närhet är resultatet av en slumpmässig projektion mot himlen och i rymden är de avlägsna;
- d) fysiskt binära är stjärnor som bildar ett enda system och kretsar under inverkan av ömsesidiga attraktionskrafter kring ett gemensamt masscentrum;
- e) spektroskopiska binärer är stjärnor som, när de går fram och tillbaka, kommer nära varandra och deras dualitet kan bestämmas av spektrumet;
- f) förmörkelse binärer är stjärnor "som döljer varandra under inbördes cirkulation;
Nya stjärnor- det här är stjärnor som funnits länge, men plötsligt blossade upp. Deras ljusstyrka har ökat på kort tid 10 000 gånger (amplituden för ljusstyrkan ändras från 7 till 14 magnituden).
Supernovor- det här är stjärnor som var osynliga på himlen, men plötsligt blossade upp och ökade i ljusstyrka 1000 gånger i förhållande till vanliga nya stjärnor.
Pulsar- en neutronstjärna som härrör från en supernovaexplosion.
Data om det totala antalet pulsarer och deras livstid indikerar att i genomsnitt 2-3 pulsarer föds per sekel, detta sammanfaller ungefär med frekvensen av supernovor i galaxen.
Stjärnornas utveckling
Liksom alla kroppar i naturen förblir stjärnor inte oförändrade, de föds, utvecklas och dör slutligen. Tidigare trodde astronomer att det tog miljontals år innan en stjärna bildades från interstellär gas och damm. Men under de senaste åren har fotografier tagits av ett område på himlen som är en del av den stora orionnebulosan, där ett litet stjärnkluster dök upp under flera år. På 1947-bilderna spelades en grupp med tre stjärnliknande föremål in på denna plats. År 1954 hade några av dem blivit avlånga, och 1959 hade dessa avlånga formationer sönderdelats till enskilda stjärnor. För första gången i mänsklighetens historia såg människor stjärnornas födelse bokstavligen framför våra ögon.
På många områden på himlen finns det förutsättningar som är nödvändiga för att stjärnorna ska se ut. När man studerade fotografier av disiga delar av Vintergatan var det möjligt att hitta små svarta fläckar med oregelbunden form, eller kulor, som är massiva ansamlingar av damm och gas. Dessa gas- och dammmoln innehåller dammpartiklar som mycket starkt absorberar ljus från stjärnorna bakom dem. Kulorna är enorma - upp till flera ljusår över. Trots att saken i dessa kluster är mycket sällsynt, är deras totala volym så stor att det räcker för att bilda små stjärnkluster i massa till solen.
I den svarta kulan, under påverkan av strålningstrycket som avges från de omgivande stjärnorna, komprimeras och komprimeras materia. Denna komprimering pågår under en tid, beroende på strålningskällorna som omger klotet och intensiteten hos den senare. De gravitationskrafter som härrör från koncentrationen av massa i globulens centrum tenderar också att komprimera globulen, vilket tvingar ämnet att falla mot dess centrum. När de faller ner får materialpartiklarna rörelseenergi och värmer upp det vänstra gasmolnet.
Sakens fall kan pågå i hundratals år. Till en början händer det långsamt, utan hast, eftersom gravitationskrafterna som lockar partiklar till mitten fortfarande är mycket svaga. Efter ett tag, när kulan blir mindre och gravitationsfältet ökar, börjar fallet ske snabbare. Men kulan är enorm, inte mindre än ett ljusår i diameter. Detta innebär att avståndet från dess yttre gräns till centrum kan överstiga 10 biljoner kilometer. Om en partikel från globulens kant börjar falla mot mitten med en hastighet av något mindre än 2 km / s, når den mitten först efter 200 000 år.
Livslängden för en stjärna beror på dess massa. Stjärnor med en massa som är mindre än solens använder sina kärnbränslereserver mycket sparsamt och kan lysa i tiotals miljarder år. De yttre lagren av stjärnor som liknar vår sol, med massor som inte överstiger 1,2 gånger solens massa, expanderar gradvis och lämnar i slutändan kärnan i stjärnan helt. I stället för jätten finns en liten och varm vit dvärg kvar.
