همه می دانند که ستارگان در آسمان چه شکلی هستند. چراغ های ریز و درخشان در زمان های قدیم، مردم نمی توانستند توضیحی برای این پدیده ارائه دهند. ستارگان به عنوان چشمان خدایان، روح اجداد مرده، نگهبانان و محافظان در نظر گرفته می شدند که از آرامش انسان در تاریکی شب محافظت می کردند. آن وقت هیچ کس نمی توانست فکر کند که خورشید نیز یک ستاره است.

ستاره چیست

قرن ها گذشت تا اینکه مردم بفهمند ستاره ها چیستند. انواع ستارگان، ویژگی‌های آنها، ایده‌هایی درباره فرآیندهای شیمیایی و فیزیکی که در آنجا اتفاق می‌افتند - این یک حوزه جدید دانش است. ستاره شناسان باستان حتی نمی توانستند تصور کنند که چنین نوری در واقع یک نور کوچک نیست، بلکه یک توپ گاز داغ با اندازه غیرقابل تصور است که در آن واکنش ها رخ می دهد.

همجوشی گرما هسته ای تناقض عجیبی در این واقعیت وجود دارد که نور کم ستاره، درخشش خیره کننده یک واکنش هسته ای است، و گرمای دنج خورشید، گرمای هیولایی میلیون ها کلوین است.

تمام ستارگانی که با چشم غیر مسلح در آسمان دیده می شوند در کهکشان قرار دارند راه شیری. خورشید نیز بخشی از آن است و در حاشیه آن قرار دارد. تصور اینکه اگر خورشید در مرکز کهکشان راه شیری قرار می گرفت، نمی توان تصور کرد که آسمان شب چگونه خواهد بود. به هر حال، تعداد ستاره های این کهکشان بیش از 200 میلیارد است.

کمی در مورد تاریخ نجوم

ستاره شناسان باستان نیز می توانستند چیزهای غیرعادی و جالبی در مورد ستارگان آسمان بگویند. سومری ها قبلاً صورت های فلکی منفرد و دایره زودیاک را شناسایی کرده بودند و اولین کسانی بودند که تقسیم یک زاویه کامل را بر 360 0 محاسبه کردند. آنها همچنین تقویم قمری را ایجاد کردند و توانستند آن را با تقویم خورشیدی هماهنگ کنند. مصریان معتقد بودند که زمین در فضا است، اما آنها همچنین می دانستند که عطارد و زهره به دور خورشید می چرخند.

در چین، نجوم به عنوان یک علم قبلاً در پایان هزاره سوم قبل از میلاد مورد مطالعه قرار گرفت. e.، و

اولین رصدخانه ها در قرن دوازدهم ظاهر شدند. قبل از میلاد مسیح ه. قمری و خورشید گرفتگیبا درک علت آنها و حتی محاسبه تاریخ های پیش بینی، مشاهده کردیم بارش شهابیو مسیر دنباله دارها

اینکاهای باستان تفاوت بین ستاره ها و سیارات را می دانستند. شواهد غیرمستقیم وجود دارد مبنی بر اینکه آنها از گالیله ها و تار شدن بصری خطوط کلی قرص زهره به دلیل وجود جو در این سیاره آگاه بودند.

یونانیان باستان توانستند کروی بودن زمین را ثابت کنند و این فرض را مطرح کنند که این سیستم خورشیدمرکزی است. آنها سعی کردند قطر خورشید را هر چند به اشتباه محاسبه کنند. اما یونانیان اولین کسانی بودند که در اصل پیشنهاد کردند که خورشید بیشتر از زمین، قبل از آن، هرکس با تکیه بر مشاهدات بصری، متفاوت فکر می کرد. هیپارخوس یونانی ابتدا فهرستی از مشاهیر ایجاد کرد و شناسایی کرد انواع متفاوتستاره ها طبقه بندی ستارگان در این کار علمیبر اساس شدت درخشش هیپارخوس 6 کلاس روشنایی را شناسایی کرد که در کل 850 نورافکن در کاتالوگ وجود داشت.

ستاره شناسان باستان به چه چیزی توجه داشتند؟

طبقه بندی اولیه ستارگان بر اساس درخشندگی آنها بود. به هر حال، این معیار تنها معیاری است که در اختیار یک ستاره شناس است که فقط به تلسکوپ مجهز است. حتی درخشان‌ترین ستاره‌ها یا آنهایی که ویژگی‌های قابل مشاهده منحصر به فرد داشتند، داده شد اسامی مناسب، و هر ملتی خاص خود را دارد. بنابراین، Deneb، Rigel و Algol نام های عربی، Sirius لاتین و Antares یونانی است. ستاره قطبی در هر ملتی نام خاص خود را دارد. این شاید یکی از مهمترین ستاره ها در "معنای عملی" باشد. با وجود چرخش زمین، مختصات آن در آسمان شب بدون تغییر است. اگر ستارگان دیگر در سراسر آسمان حرکت کنند و از طلوع تا غروب خورشید حرکت کنند، ستاره شمالی مکان خود را تغییر نمی دهد. بنابراین، این بود که ملوانان و مسافران به عنوان یک راهنمای قابل اعتماد استفاده می کردند. به هر حال، بر خلاف تصور عمومی، این درخشان ترین ستاره در آسمان نیست. ستاره قطبی به هیچ وجه از نظر بیرونی برجسته نیست - نه از نظر اندازه و نه از نظر شدت درخشش. فقط در صورتی می توانید آن را پیدا کنید که بدانید کجا باید جستجو کنید. در انتهای "دسته سطل" دب صغیر واقع شده است.

طبقه بندی ستاره بر چه اساسی است؟

ستاره شناسان مدرن، در پاسخ به این سوال که چه نوع ستارگانی وجود دارد، بعید است که به روشنایی درخشش یا مکان در آسمان شب اشاره کنند. شاید به عنوان یک سفر تاریخی یا در یک سخنرانی که برای مخاطبان کاملاً دور از نجوم در نظر گرفته شده است.

طبقه بندی مدرن ستاره ها بر اساس آنها است تحلیل طیفی. در این حالت معمولاً جرم، درخشندگی و شعاع جرم آسمانی نیز مشخص می شود. همه این شاخص ها در رابطه با خورشید داده شده است، یعنی این ویژگی های آن است که به عنوان واحد اندازه گیری در نظر گرفته می شود.

طبقه بندی ستارگان بر اساس معیاری به عنوان قدر مطلق است. این درجه روشنایی آشکار بدون اتمسفر است که به طور معمول در فاصله 10 پارسک از نقطه مشاهده قرار دارد.

علاوه بر این، تغییرات روشنایی و اندازه ستاره در نظر گرفته شده است. انواع ستارگان در حال حاضر بر اساس طبقه طیفی آنها و با جزئیات بیشتر، بر اساس زیر کلاس آنها تعیین می شود. اخترشناسان راسل و هرتزسپرونگ به طور مستقل رابطه بین درخشندگی، سطح دمای مطلق و کلاس طیفی منورها را تجزیه و تحلیل کردند. آنها نموداری با محورهای مختصات مربوطه ترسیم کردند و دریافتند که نتیجه به هیچ وجه آشفته نیست. مشاهیر روی نمودار در گروه‌هایی به وضوح قابل تشخیص قرار داشتند. این نمودار با دانستن کلاس طیفی یک ستاره اجازه می دهد تا قدر مطلق آن را با حداقل دقت تقریبی تعیین کند.

چگونه ستاره ها متولد می شوند

این نمودار شواهد روشنی را به نفع ارائه کرد نظریه مدرنتکامل داده ها اجرام آسمانی. نمودار به وضوح نشان می دهد که پرشمارترین کلاس آنهایی هستند که به اصطلاح تعلق دارند دنباله اصلیستاره ها. انواع ستاره های متعلق به این بخش در رایج ترین هستند این لحظهدر نقطه توسعه کیهان این مرحله توسعه نور است که در آن انرژی صرف شده برای تشعشع با انرژی دریافتی در طول آن جبران می شود. واکنش گرما هسته ای. مدت زمان اقامت در این مرحله از رشد با جرم جسم آسمانی و درصد عناصر سنگین تر از هلیوم تعیین می شود.

در حال حاضر نظریه عمومی پذیرفته شده تکامل ستاره بیان می کند که در ابتدا

در مرحله توسعه، ستاره یک ابر گاز غول پیکر تخلیه شده است. تحت تأثیر گرانش خود منقبض می شود و به تدریج به یک توپ تبدیل می شود. هر چه فشرده سازی قوی تر باشد، انرژی گرانشی شدیدتر به انرژی گرمایی تبدیل می شود. گاز گرم می شود و هنگامی که دما به 15-20 میلیون کلوین می رسد، یک واکنش گرما هسته ای در ستاره تازه متولد شده شروع می شود. پس از این، فرآیند فشرده سازی گرانشی متوقف می شود.

دوره اصلی زندگی یک ستاره

در ابتدا، واکنش های چرخه هیدروژن در اعماق ستاره جوان غالب است. این طولانی ترین دوره زندگی یک ستاره است. انواع ستارگان در این مرحله از رشد در پرجرم ترین دنباله اصلی نمودار شرح داده شده در بالا نشان داده شده است. با گذشت زمان، هیدروژن در هسته ستاره تمام می شود و به هلیوم تبدیل می شود. پس از این، احتراق حرارتی فقط در حاشیه هسته امکان پذیر است. ستاره درخشان تر می شود، لایه های بیرونی آن به طور قابل توجهی منبسط می شود و دمای آن کاهش می یابد. جرم آسمانی به یک غول سرخ تبدیل می شود. این دوره از زندگی یک ستاره

خیلی کوتاهتر از قبلی سرنوشت بیشتر آن کمی مطالعه شده است. فرضیات مختلفی وجود دارد، اما هنوز هیچ تایید قابل اعتمادی دریافت نشده است. رایج ترین نظریه این است که وقتی هلیوم بیش از حد وجود دارد، هسته ستاره که قادر به تحمل جرم خود نیست، منقبض می شود. دما تا زمانی افزایش می یابد که هلیوم وارد یک واکنش گرما هسته ای شود. دماهای هیولایی منجر به انبساط دیگری می شود و ستاره به یک غول سرخ تبدیل می شود. سرنوشت بیشتربه گفته دانشمندان، نور به جرم آن بستگی دارد. اما تئوری های مربوط به این فقط نتیجه شبیه سازی های کامپیوتری است که توسط مشاهدات تایید نشده است.

ستاره های خنک کننده

احتمالاً غول های قرمز کم جرم کوچک شده و به کوتوله تبدیل شده و به تدریج سرد می شوند. ستاره ها وزن متوسطرا می توان به تبدیل کرد، در حالی که در مرکز چنین شکل گیری، هسته بدون پوشش خارجی، به وجود خود ادامه می دهد، به تدریج سرد می شود و به یک کوتوله سفید تبدیل می شود. اگر ستاره مرکزی تابش مادون قرمز قابل توجهی ساطع کند، شرایط برای فعال شدن میزر کیهانی در پوشش گاز در حال انبساط سحابی سیاره ای ایجاد می شود.

ستارگان پرجرم، هنگامی که فشرده می شوند، می توانند به چنان سطحی از فشار برسند که الکترون ها به معنای واقعی کلمه به آنها فشار داده شوند. هسته های اتمی، تبدیل به نوترون می شود. چون بین

این ذرات دارای نیروی دافعه الکترواستاتیکی نیستند، ستاره می تواند تا چند کیلومتر کوچک شود. علاوه بر این، چگالی آن 100 میلیون برابر از چگالی آب بیشتر خواهد شد. چنین ستاره ای ستاره نوترونی نامیده می شود و در واقع یک هسته اتمی عظیم است.

ستارگان پرجرم همچنان به وجود خود ادامه می دهند و به طور متوالی در فرآیند واکنش های گرما هسته ای از هلیوم - کربن، سپس اکسیژن، از آن - سیلیکون و در نهایت آهن سنتز می شوند. در این مرحله از واکنش گرما هسته ای، یک انفجار ابرنواختری رخ می دهد. ابرنواخترها به نوبه خود می توانند به ستاره های نوترونی تبدیل شوند یا اگر جرم آنها به اندازه کافی بزرگ باشد به فروپاشی خود تا حد بحرانی ادامه داده و سیاهچاله ها را تشکیل دهند.

ابعاد

طبقه بندی ستارگان بر اساس اندازه را می توان به دو صورت اجرا کرد. اندازه فیزیکی یک ستاره را می توان با شعاع آن تعیین کرد. واحد اندازه گیری در این حالت شعاع خورشید است. کوتوله ها، ستاره های متوسط، غول ها و ابرغول ها وجود دارند. ضمناً خود خورشید فقط یک کوتوله است. شعاع ستارگان نوترونی می تواند تنها به چند کیلومتر برسد. و این ابرغول کاملاً با مدار سیاره مریخ مطابقت خواهد داشت. اندازه یک ستاره می تواند به جرم آن نیز اشاره داشته باشد. ارتباط نزدیکی با قطر ستاره دارد. هر چه ستاره بزرگتر باشد، چگالی آن کمتر است و بالعکس، هر چه ستاره کوچکتر باشد، چگالی آن بیشتر است. این معیار چندان متفاوت نیست. تعداد بسیار کمی از ستارگان وجود دارند که 10 برابر بزرگتر یا کوچکتر از خورشید باشند. اکثر لامپ ها در محدوده 60 تا 0.03 قرار دارند توده های خورشیدی. چگالی خورشید که به عنوان شاخص شروع در نظر گرفته می شود، 1.43 گرم بر سانتی متر مکعب است. چگالی کوتوله های سفید به 10 12 گرم بر سانتی متر مکعب می رسد و چگالی ابرغول های کمیاب می تواند میلیون ها بار کمتر از خورشید باشد.

در طبقه بندی استاندارد ستارگان، طرح توزیع جرم به شرح زیر است. چراغ های کوچک شامل لامپ هایی با جرم 0.08 تا 0.5 خورشیدی هستند. متوسط ​​- از 0.5 تا 8 جرم خورشیدی، و عظیم - از 8 یا بیشتر.

طبقه بندی ستاره ها . از آبی تا سفید

طبقه بندی ستارگان بر اساس رنگ در واقع نه بر اساس درخشش قابل مشاهده بدن، بلکه بر اساس آن است ویژگی های طیفی. طیف انتشار یک جسم تعیین می شود ترکیب شیمیاییستارگان، دمای آن به آن بستگی دارد.

رایج ترین طبقه بندی هاروارد است که در آغاز قرن بیستم ایجاد شد. طبق استانداردهای پذیرفته شده در آن زمان، طبقه بندی ستارگان بر اساس رنگ شامل تقسیم به 7 نوع است.

بنابراین، ستارگان با بالاترین درجه حرارت، از 30 تا 60 هزار کلوین، به عنوان نورهای کلاس O طبقه بندی می شوند. رنگ آبی، جرم چنین اجرام آسمانی به 60 جرم خورشیدی (s.m.) و شعاع - 15 شعاع خورشیدی (s.r.) می رسد. خطوط هیدروژن و هلیوم در طیف آنها کاملاً ضعیف هستند. درخشندگی چنین اجرام آسمانی می تواند به 1 میلیون و 400 هزار درخشندگی خورشیدی (s.s.) برسد.

ستارگان کلاس B شامل نورانی با دمای 10 تا 30 هزار کلوین است. این اجرام آسمانی به رنگ سفید-آبی هستند که جرم آنها از 18 ثانیه شروع می شود. متر، و شعاع آن از 7 ثانیه است. متر کمترین درخشندگی اجسام این کلاس 20 هزار ثانیه است. s.، و خطوط هیدروژن در طیف تشدید می شود و به مقادیر متوسط ​​می رسد.

ستارگان کلاس A دمایی بین 7.5 تا 10 هزار کلوین دارند سفید. حداقل جرم چنین اجرام آسمانی از 3.1 ثانیه شروع می شود. متر، و شعاع آن از 2.1 ثانیه است. آر. درخشندگی اجسام بین 80 تا 20 هزار ثانیه است. با. خطوط هیدروژنی در طیف این ستارگان قوی هستند و خطوط فلزی ظاهر می شوند.

اشیاء کلاس F در واقع زرد مایل به سفید هستند، اما سفید به نظر می رسند. دمای آنها از 6 تا 7.5 هزار کلوین متغیر است، جرم از 1.7 تا 3.1 سانتی متر، شعاع - از 1.3 تا 2.1 ثانیه متغیر است. آر. درخشندگی چنین ستارگانی از 6 تا 80 ثانیه متغیر است. با. خطوط هیدروژن در طیف ضعیف می شوند، خطوط فلزات، برعکس، تقویت می شوند.

بنابراین، همه انواع ستاره های سفید در کلاس های A تا F قرار می گیرند. بعد، طبق طبقه بندی، نورهای زرد و نارنجی هستند.

ستاره های زرد، نارنجی و قرمز

با کاهش دما و کاهش اندازه و درخشندگی جسم، رنگ انواع ستاره از آبی تا قرمز متغیر است.

ستارگان کلاس G، که شامل خورشید نیز می شود، به دمای 5 تا 6 هزار کلوین می رسند رنگ زرد. جرم چنین اجسامی از 1.1 تا 1.7 ثانیه است. متر، شعاع - از 1.1 تا 1.3 ثانیه. آر. درخشندگی - از 1.2 تا 6 ثانیه. با. خطوط طیفی هلیوم و فلزات شدید هستند، خطوط هیدروژن ضعیف تر می شوند.

لامپ های متعلق به کلاس K دمایی بین 3.5 تا 5 هزار کلوین دارند. آنها زرد-نارنجی به نظر می رسند، اما رنگ واقعی این ستاره ها نارنجی است. شعاع این اجسام در محدوده 0.9 تا 1.1 ثانیه است. r.، وزن - از 0.8 تا 1.1 ثانیه. متر. محدوده روشنایی از 0.4 تا 1.2 ثانیه است. با. خطوط هیدروژن تقریبا نامرئی هستند، خطوط فلزی بسیار قوی هستند.

سردترین و کوچکترین ستارگان کلاس M هستند. دمای آنها فقط 2.5 - 3.5 هزار کلوین است و قرمز به نظر می رسند، اگرچه در واقع این اجرام نارنجی مایل به قرمز هستند. جرم ستارگان در محدوده 0.3 تا 0.8 ثانیه است. متر، شعاع - از 0.4 تا 0.9 ثانیه. آر. درخشندگی فقط 0.04 - 0.4 ثانیه است. با. اینها ستاره های در حال مرگ هستند. کوتوله های قهوه ای که به تازگی کشف شده اند از آنها سردتر هستند. یک کلاس M-T جداگانه برای آنها اختصاص داده شد.

ستارگانی که مشاهده می کنیم هم از نظر رنگ و هم از نظر روشنایی متفاوت هستند. روشنایی یک ستاره هم به جرم و هم به فاصله آن بستگی دارد. و رنگ درخشش به دمای سطح آن بستگی دارد. جالب ترین ستاره ها قرمز هستند. و داغ ترین ها رنگ مایل به آبی دارند. سفید و ستاره های آبی- گرمترین، دمای آنها بالاتر از دمای خورشید است. ستاره ما، خورشید، متعلق به کلاس ستارگان زرد است.

چند ستاره در آسمان وجود دارد؟
تقریباً غیرممکن است که حتی تقریباً تعداد ستارگان را در بخشی از جهان که برای ما شناخته شده است محاسبه کنیم. دانشمندان فقط می توانند بگویند که ممکن است حدود 150 میلیارد ستاره در کهکشان ما وجود داشته باشد که راه شیری نامیده می شود. اما کهکشان های دیگری هم هستند! اما مردم تعداد ستارگانی که از سطح زمین با چشم غیرمسلح دیده می شوند را بسیار دقیق تر می دانند. حدود 4.5 هزار چنین ستاره وجود دارد.

ستاره ها چگونه متولد می شوند؟
اگر ستاره ها روشن شوند، آیا این بدان معناست که کسی به آن نیاز دارد؟ در بی پایان فضای بیرونیهمیشه مولکول هایی از ساده ترین ماده در جهان وجود دارد - هیدروژن. جایی هیدروژن کمتری وجود دارد، جایی بیشتر. تحت تأثیر نیروهای جاذبه متقابل، مولکول های هیدروژن به سمت یکدیگر جذب می شوند. این فرآیندهای جذب می توانند برای مدت بسیار طولانی - میلیون ها و حتی میلیاردها سال - ادامه داشته باشند. اما دیر یا زود، مولکول های هیدروژن آنقدر به یکدیگر نزدیک می شوند که یک ابر گازی تشکیل می شود. با جذابیت بیشتر، درجه حرارت در مرکز چنین ابری شروع به افزایش می کند. میلیون ها سال دیگر می گذرد و دمای ابر گازی ممکن است آنقدر افزایش یابد که یک واکنش همجوشی گرما هسته ای آغاز شود - هیدروژن شروع به تبدیل شدن به هلیوم می کند و ستاره جدیدی در آسمان ظاهر می شود. هر ستاره ای یک گلوله گاز داغ است.

طول عمر ستارگان به طور قابل توجهی متفاوت است. دانشمندان دریافته اند که هر چه جرم یک ستاره تازه متولد شده بیشتر باشد، طول عمر آن کوتاه تر است. طول عمر یک ستاره می تواند از صدها میلیون سال تا میلیاردها سال متغیر باشد.

سال روشن
یک سال نوری مسافتی است که در یک سال توسط پرتوی نور با سرعت 300 هزار کیلومتر در ثانیه طی می شود. و 31536000 ثانیه در یک سال وجود دارد! بنابراین، از نزدیکترین ستاره به ما، به نام پروکسیما قنطورس، یک پرتو نور برای بیش از چهار سال (4.22 سال نوری) حرکت می کند! این ستاره 270 هزار بار دورتر از خورشید از ما است. و بقیه ستارگان بسیار دورتر هستند - ده ها، صدها، هزاران و حتی میلیون ها سال نوری از ما. به همین دلیل است که ستاره ها برای ما بسیار کوچک به نظر می رسند. و حتی در قوی ترین تلسکوپ، بر خلاف سیارات، همیشه به صورت نقطه قابل مشاهده هستند.

"صورت فلکی" چیست؟
از زمان های قدیم، مردم به ستاره ها نگاه می کردند و در چهره های عجیب و غریب که گروه هایی از ستارگان درخشان، تصاویر حیوانات و قهرمانان افسانه ای را تشکیل می دهند، می دیدند. چنین چهره هایی در آسمان شروع به نامیدن صورت فلکی کردند. و اگرچه در آسمان ستارگانی که افراد در این یا آن صورت فلکی شامل می شوند از نظر بصری به یکدیگر نزدیک هستند، اما در فضای بیرونی این ستاره ها می توانند در فاصله قابل توجهی از یکدیگر قرار گیرند. معروف ترین صورت های فلکی دب اکبر و دب اصغر هستند. واقعیت این است که صورت فلکی دب صغیر شامل ستاره قطبی است که توسط آن اشاره شده است قطب شمالسیاره ما زمین و با دانستن چگونگی یافتن ستاره شمالی در آسمان، هر مسافر و دریانوردی می‌تواند تعیین کند که شمال کجاست و در آن منطقه حرکت کند.

ابرنواخترها
برخی از ستارگان، در پایان عمر خود، ناگهان شروع به درخشش هزاران و میلیون ها برابر بیشتر از حد معمول می کنند و توده های عظیمی از ماده را به فضای اطراف پرتاب می کنند. معمولاً گفته می شود که یک انفجار ابرنواختر رخ می دهد. درخشش ابرنواختر به تدریج محو می شود و در نهایت تنها یک ابر درخشان در جای چنین ستاره ای باقی می ماند. انفجار ابرنواختری مشابهی توسط ستاره شناسان باستانی در نزدیکی و مشاهده شد شرق دور 4 جولای 1054. فروپاشی این ابرنواختر 21 ماه به طول انجامید. اکنون در محل این ستاره سحابی خرچنگ وجود دارد که برای بسیاری از دوستداران نجوم شناخته شده است.

برای جمع بندی این بخش به این نکته اشاره می کنیم

V. انواع ستاره ها

طبقه بندی طیفی پایه ستارگان:

کوتوله های قهوه ای

کوتوله های قهوه ای نوعی ستاره هستند که در آن واکنش های هسته ایهرگز نمی تواند تلفات انرژی ناشی از تشعشعات را جبران کند. برای مدت طولانی، کوتوله های قهوه ای اشیایی فرضی بودند. وجود آنها در اواسط قرن بیستم، بر اساس ایده هایی در مورد فرآیندهایی که در طول شکل گیری ستارگان رخ می دهد، پیش بینی شده بود. با این حال، در سال 2004، یک کوتوله قهوه ای برای اولین بار کشف شد. تا به امروز، تعداد زیادی ستاره از این نوع کشف شده است. کلاس طیفی آنها M - T است. در تئوری، کلاس دیگری متمایز می شود - تعیین شده Y.

کوتوله های سفید

به زودی پس از فلاش هلیوم، کربن و اکسیژن "اشتعال" می کنند. هر یک از این رویدادها باعث بازسازی قوی ستاره و حرکت سریع آن در امتداد نمودار هرتسسپرونگ-راسل می شود. اندازه اتمسفر ستاره حتی بیشتر می شود و شروع به از دست دادن شدید گاز به شکل جریان های پراکنده باد ستاره ای می کند. سرنوشت بخش مرکزی یک ستاره کاملاً به جرم اولیه آن بستگی دارد: هسته یک ستاره می تواند به تکامل خود پایان دهد. کوتوله سفید(ستارگان کم جرم)، اگر جرم آن در مراحل بعدی تکامل از حد چاندراسخار بیشتر شود - ستاره نوترونی(تپ اختر)، اگر جرم از حد اوپنهایمر-ولکوف فراتر رود - چگونه سیاه چاله. در دو مورد آخر، تکمیل تکامل ستارگان با حوادث فاجعه بار - انفجارهای ابرنواختر - همراه است.
اکثریت قریب به اتفاق ستارگان، از جمله خورشید، تکامل خود را با انقباض پایان می دهند تا زمانی که فشار الکترون های منحط گرانش را متعادل کند. در این حالت وقتی اندازه ستاره صد برابر کاهش می یابد و چگالی آن یک میلیون بار بیشتر از چگالی آب می شود، ستاره را کوتوله سفید می نامند. از منابع انرژی محروم می شود و با سرد شدن تدریجی، تاریک و نامرئی می شود.

غول های سرخ

غول‌های سرخ و ابرغول‌ها ستارگانی با دمای مؤثر نسبتاً پایین (3000 تا 5000 کلوین)، اما با درخشندگی بسیار زیاد هستند. قدر مطلق معمولی چنین اجسامی؟ 3m-0m(I و کلاس IIIدرخشندگی). طیف آنها با وجود نوارهای جذب مولکولی مشخص می شود و حداکثر انتشار در محدوده مادون قرمز رخ می دهد.

ستاره های متغیر

ستاره متغیر ستاره ای است که روشنایی آن حداقل یک بار در کل تاریخ رصدش تغییر کرده است. دلایل زیادی برای تنوع وجود دارد و نه تنها می توان آنها را مرتبط کرد فرآیندهای داخلی: اگر ستاره دوتایی باشد و خط دید قرار داشته باشد یا زاویه کمی نسبت به میدان دید داشته باشد، یک ستاره که از قرص ستاره می گذرد، آن را می گیرد و در صورت تابش نور ممکن است درخشندگی نیز تغییر کند. ستاره از یک میدان گرانشی قوی عبور می کند. با این حال، در بیشتر موارد، تنوع با فرآیندهای داخلی ناپایدار همراه است. که در آخرین نسخهفهرست کلی ستارگان متغیر تقسیم بندی زیر را اتخاذ می کند:
ستارگان متغیر فوران- اینها ستارگانی هستند که به دلیل فرآیندهای خشونت آمیز و شعله ور شدن در کروموسفرها و تاج های خود، درخشندگی خود را تغییر می دهند. تغییر در درخشندگی معمولاً به دلیل تغییر در پوشش یا کاهش جرم به شکل باد ستاره ای با شدت متغیر و/یا برهمکنش با محیط بین ستاره ای رخ می دهد.
ستاره های متغیر تپندهستاره هایی هستند که انبساط و انقباض دوره ای لایه های سطحی خود را نشان می دهند. ضربان ها می توانند شعاعی یا غیر شعاعی باشند. ضربان های شعاعی ستاره شکل خود را کروی می گذارد، در حالی که ضربان های غیر شعاعی باعث انحراف شکل ستاره از کروی می شود و مناطق مجاور ستاره ممکن است در فازهای مخالف باشند.
ستاره های متغیر دوار- اینها ستارگانی هستند که توزیع روشنایی آنها روی سطح غیر یکنواخت است و/یا شکلی غیر بیضی دارند که در نتیجه هنگام چرخش ستارگان، ناظر تغییرپذیری آنها را ثبت می کند. ناهمگنی در روشنایی سطح ممکن است به دلیل لکه ها یا ناهمگنی های حرارتی یا شیمیایی ناشی از میدانهای مغناطیسی، که محورهای آن با محور چرخش ستاره منطبق نیست.
ستارگان متغیر فاجعه‌آمیز (منفجره و نوا مانند).. تغییرپذیری این ستارگان ناشی از انفجارهایی است که در اثر فرآیندهای انفجاری در لایه‌های سطحی آنها (نواختر) یا اعماق اعماق آنها (ابر نواخترها) ایجاد می‌شود.
گرفتگی سیستم های دوتایی
سیستم های باینری متغیر نوری با انتشار پرتو ایکس سخت
انواع متغیرهای جدید- انواع تنوع کشف شده در طول انتشار کاتالوگ و بنابراین در کلاس های قبلا منتشر شده گنجانده نشده است.

جدید

نوا یک نوع متغیر فاجعه آمیز است. روشنایی آنها به شدت درخشندگی ابرنواخترها تغییر نمی کند (اگرچه دامنه می تواند 9 متر باشد): چند روز قبل از حداکثر، ستاره تنها 2 متر کم نورتر است. تعداد چنین روزهایی مشخص می کند که ستاره متعلق به کدام دسته از نواها است:
اگر این زمان (که با t2 مشخص می شود) کمتر از 10 روز باشد، بسیار سریع است.
سریع - 11 بسیار کند: 151 بسیار کند، برای سالها نزدیک به حداکثر می ماند.

حداکثر روشنایی nova به t2 بستگی دارد. گاهی اوقات از این وابستگی برای تعیین فاصله تا یک ستاره استفاده می شود. حداکثر شعله ور در محدوده های مختلف رفتار متفاوتی دارد: وقتی در محدوده مرئی از قبل کاهش تابش وجود دارد، در اشعه ماوراء بنفش هنوز در حال رشد است. اگر فلاش در محدوده مادون قرمز نیز مشاهده شود، حداکثر پس از فروکش کردن تابش نور ماوراء بنفش به حداکثر می رسد. بنابراین، درخشندگی بولومتری در طول یک شعله ور برای مدت طولانی بدون تغییر باقی می ماند.

در کهکشان ما، دو گروه از نواها را می توان تشخیص داد: دیسک های جدید (به طور متوسط، آنها روشن تر و سریع تر هستند) و برآمدگی های جدید، که کمی کندتر و بر این اساس، کمی کم رنگ تر هستند.

ابرنواخترها

ابرنواخترها ستارگانی هستند که تکامل خود را در یک فرآیند انفجاری فاجعه بار پایان می دهند. اصطلاح «ابر نواختر» برای توصیف ستارگانی استفاده می‌شد که (بر اساس قدر) قوی‌تر از به اصطلاح «نواخترها» شعله‌ور می‌شوند. در واقع، نه یکی و نه دیگری از نظر فیزیکی جدید نیستند؛ ستاره های موجود همیشه شعله ور می شوند. اما در چندین مورد تاریخی، آن ستارگانی شعله ور شدند که قبلاً عملاً یا به طور کامل در آسمان نامرئی بودند، که تأثیر ظهور یک ستاره جدید را ایجاد کرد. نوع ابرنواختر با وجود خطوط هیدروژن در طیف شعله ور تعیین می شود. اگر آنجا باشد، پس یک ابرنواختر نوع دوم است، اگر نه، پس یک ابرنواختر نوع اول است.

هایپرنووا

هایپرنووا - فروپاشی یک ستاره فوق‌العاده سنگین پس از اینکه هیچ منبع دیگری برای پشتیبانی از واکنش‌های گرما هسته‌ای در آن باقی نمانده است. به عبارت دیگر، این یک ابرنواختر بسیار بزرگ است. از اوایل دهه 1990، انفجارهای ستارگان به قدری قوی مشاهده شده است که نیروی انفجار از قدرت یک ابرنواختر معمولی حدود 100 برابر و انرژی انفجار از 1046 ژول فراتر رفته است. علاوه بر این، بسیاری از این انفجارها با انفجارهای بسیار قوی پرتو گاما همراه بود. مطالعه فشرده آسمان دلایل متعددی به نفع وجود ابرنواخترها پیدا کرده است، اما در حال حاضر ابرنواخترها اجرام فرضی هستند. امروزه از این اصطلاح برای توصیف انفجار ستارگان با جرم های 100 تا 150 یا بیشتر از خورشید استفاده می شود. ابرنواخترها از نظر تئوری می توانند تهدیدی جدی برای زمین به دلیل یک شعله رادیواکتیو قوی باشند، اما در حال حاضر هیچ ستاره ای در نزدیکی زمین وجود ندارد که بتواند چنین خطری را ایجاد کند. بر اساس برخی داده ها، 440 میلیون سال پیش یک انفجار ابرنواختر در نزدیکی زمین رخ داد. این احتمال وجود دارد که ایزوتوپ نیکل با عمر کوتاه 56Ni در نتیجه این انفجار به زمین سقوط کرده باشد.

ستاره های نوترونی

در ستارگانی که جرم بیشتری نسبت به خورشید دارند، فشار الکترون‌های منحط نمی‌تواند فشردگی هسته را مهار کند و تا زمانی ادامه می‌یابد که بیشتر ذرات به نوترون تبدیل می‌شوند، به طوری که اندازه ستاره و چگالی آن بر حسب کیلومتر اندازه‌گیری می‌شود. 280 تریلیون است. برابر چگالی آب چنین جسمی ستاره نوترونی نامیده می شود. تعادل آن توسط فشار ماده نوترون منحط حفظ می شود.

همه سه حالت فیزیکی ماده - جامد، مایع و گاز را می شناسند.. وقتی یک ماده به طور متوالی در یک حجم بسته به دمای بالا گرم می شود چه اتفاقی می افتد؟ - انتقال متوالی از یک حالت تجمع به حالت دیگر: جامد - مایع - گاز(به دلیل افزایش سرعت حرکت مولکول ها با افزایش دما). با گرم شدن بیشتر گاز در دمای بالاتر از 1200 ºC، تجزیه مولکول های گاز به اتم ها آغاز می شود و در دمای بالاتر از 10000 º C - تجزیه جزئی یا کامل اتم های گاز به ذرات بنیادی تشکیل دهنده آنها - الکترون ها و هسته های اتمی. پلاسما چهارمین حالت ماده است که در آن مولکول ها یا اتم های یک ماده به طور جزئی یا کامل تحت تأثیر دمای بالا یا به دلایل دیگر از بین می روند. 99.9 درصد از ماده در جهان در حالت پلاسما است.

ستارگان دسته ای از اجرام کیهانی با جرم 10 26 -10 29 کیلوگرم هستند. ستاره یک جسم کیهانی کروی پلاسمایی داغ است که معمولاً در تعادل هیدرودینامیکی و ترمودینامیکی است.

اگر تعادل به هم بخورد، ستاره شروع به تپش می کند (اندازه، درخشندگی و تغییر دما). ستاره تبدیل به یک ستاره متغیر می شود.

ستاره متغیرستاره ای است که روشنایی آن (درخشندگی قابل مشاهده در آسمان) در طول زمان تغییر می کند. دلایل تغییرپذیری ممکن است فرآیندهای فیزیکی در درون ستاره باشد. چنین ستاره هایی نامیده می شوند متغیرهای فیزیکی(مثلا δ Cephei. ستارگان متغیر مشابه آن شروع به فراخوانی کردند قیفاووس).

ملاقات و متغیرهای تحت الشعاعستارگانی که تغییرپذیری آنها ناشی از کسوف متقابل اجزای آنهاست(به عنوان مثال β Persei - Algol. تغییرپذیری آن برای اولین بار در سال 1669 توسط اقتصاددان و ستاره شناس ایتالیایی Geminiano Montanari کشف شد).

ستارگان متغیر در حال گرفتگی همیشه هستند دو برابر, آن ها از دو ستاره با فاصله نزدیک تشکیل شده است. ستاره های متغیر در نمودارهای ستاره ای با یک دایره نشان داده می شوند:

ستاره ها همیشه توپ نیستند. اگر ستاره ای خیلی سریع بچرخد، شکل آن کروی نیست. ستاره از قطب ها منقبض می شود و مانند نارنگی یا کدو تنبل می شود (به عنوان مثال، Vega، Regulus). اگر ستاره دوتایی باشد، جاذبه متقابل این ستاره ها به یکدیگر نیز بر شکل آنها تأثیر می گذارد. آنها تخم مرغی یا خربزه ای شکل می شوند (به عنوان مثال، اجزای ستاره دوگانه β Lyrae یا Spica):

ستاره ها ساکنان اصلی کهکشان ما هستند (کهکشان ما با حروف بزرگ نوشته می شود). حدود 200 میلیارد ستاره در آن وجود دارد. با کمک حتی بزرگ‌ترین تلسکوپ‌ها، تنها نیم درصد از کل ستاره‌های کهکشان دیده می‌شود. بیش از 95 درصد از کل مواد مشاهده شده در طبیعت در ستارگان متمرکز است. 5 درصد باقیمانده از گاز بین ستاره ای، غبار و تمام اجسام غیر خودنور تشکیل شده است.

به غیر از خورشید، همه ستارگان آنقدر از ما دور هستند که حتی در بزرگ ترین تلسکوپ ها نیز به صورت نقاط نورانی با رنگ ها و درخشندگی های مختلف مشاهده می شوند. نزدیکترین منظومه به خورشید منظومه α قنطورس است که از سه ستاره تشکیل شده است. یکی از آنها، یک کوتوله قرمز به نام پروکسیما، نزدیکترین ستاره است. 4.2 سال نوری از ما فاصله دارد. To Sirius - 8.6 sv. سال، به Altair - 17 St. سال ها. به وگا - خیابان 26 سال ها. به ستاره شمالی - 830 sv. سال ها. به Deneb - 1500 sv. سال ها. برای اولین بار در سال 1837، V.ya توانست فاصله تا ستاره دیگری (وگا) را تعیین کند. استرووا

اولین ستاره ای که می توان برای آن تصویری از دیسک (و حتی برخی نقاط روی آن) به دست آورد، Betelgeuse (α Orionis) است. اما این به این دلیل است که قطر Betelgeuse 500-800 برابر بزرگتر از خورشید است (ستاره در حال تپش است). تصویری از دیسک Altair (α Aquila) نیز به دست آمد، اما این به این دلیل است که Altair یکی از نزدیکترین ستارگان است.

رنگ ستاره ها به دمای لایه های بیرونی آنها بستگی دارد.محدوده دما - از 2000 تا 60000 درجه سانتیگراد. خنک ترین ستاره ها قرمز و داغ ترین ها آبی هستند. با توجه به رنگ یک ستاره می‌توان قضاوت کرد که لایه‌های بیرونی آن چقدر داغ هستند.

نمونه هایی از ستاره های قرمز: Antares (α Scorpii) و Betelgeuse (α Orionis).

نمونه هایی از ستاره های نارنجی: Aldebaran (α Tauri)، Arcturus (α چکمه) و پولوکس (β Gemini).

نمونه هایی از ستارگان زرد: خورشید، Capella (α Aurigae) و Toliman (α Centauri).

نمونه هایی از ستاره های زرد مایل به سفید: Procyon (α Canis Minor) و Canopus (α Carinae).

نمونه هایی از ستارگان سفید: سیریوس (α Canis Majoris)، وگا (α Lyrae)، Altair (α Eagle) و Deneb (α Cygnus).

نمونه هایی از ستارگان آبی: Regulus (α Leo) و Spica (α Virgo).

با توجه به اینکه نور بسیار کمی از ستاره ها می آید، چشم انسان قادر است سایه های رنگی را فقط از درخشان ترین آنها تشخیص دهد. با دوربین های دوچشمی و حتی بیشتر از آن با تلسکوپ (نور بیشتری نسبت به چشم می گیرند)، رنگ ستاره ها بیشتر به چشم می آید.

دما با افزایش عمق افزایش می یابد. حتی سردترین ستارگان دمایی در مرکز خود دارند که به میلیون ها درجه می رسد. خورشید در مرکز خود حدود 15،000،000 درجه سانتیگراد دارد (مقیاس کلوین نیز استفاده می شود - مقیاس درجه حرارت مطلق، اما وقتی در مورد دمای بسیار بالا صحبت می کنیم، تفاوت 273 درجه بین مقیاس کلوین و سلسیوس را می توان نادیده گرفت).

چه چیزی فضای داخلی ستاره را تا این حد گرم می کند؟ معلوم می شود که اتفاق می افتد فرآیندهای گرما هسته ای، در نتیجه مقدار زیادی انرژی آزاد می شود. ترجمه شده از یونانی، "ترموس" به معنای گرم است. عنصر شیمیایی اصلی که ستارگان از آن ساخته شده اند هیدروژناین است که سوخت برای فرآیندهای حرارتی هسته ای است. در این فرآیندها، هسته اتم های هیدروژن به هسته اتم های هلیوم تبدیل می شوند که با آزاد شدن انرژی همراه است. تعداد هسته های هیدروژن در ستاره کاهش می یابد و تعداد هسته های هلیوم افزایش می یابد. با گذشت زمان، عناصر شیمیایی دیگری در ستاره سنتز می شوند. همه عناصر شیمیایی که مولکول های مواد مختلف را تشکیل می دهند، زمانی در اعماق ستاره ها متولد شده اند.همانطور که گاهی به صورت مجازی می گویند: «ستاره ها گذشته انسان هستند و انسان آینده ستاره است».

فرآیند انتشار انرژی ستاره به شکل امواج و ذرات الکترومغناطیسی نامیده می شود تابش - تشعشع. ستارگان انرژی را نه تنها به شکل نور و گرما، بلکه انواع دیگر تابش - پرتوهای گاما، اشعه ایکس، اشعه ماوراء بنفش، تابش رادیویی ساطع می کنند. علاوه بر این، ستارگان جریان هایی از ذرات خنثی و باردار ساطع می کنند. این نهرها باد ستاره ای را تشکیل می دهند. باد ستاره ایفرآیند خروج ماده از ستارگان به فضای بیرونی است. در نتیجه جرم ستارگان مدام و به تدریج در حال کاهش است. این باد ستاره ای از خورشید (باد خورشیدی) است که منجر به ظهور شفق های قطبی در زمین و سایر سیارات می شود. این باد خورشیدی است که دم دنباله دارها را در جهت مخالف خورشید منحرف می کند.

البته ستاره ها از فضای خالی ظاهر نمی شوند (فضای بین ستاره ها خلاء مطلق نیست). مواد گاز و گرد و غبار است. آنها به طور نابرابر در فضا توزیع می شوند و ابرهای بی شکل با چگالی بسیار کم و وسعت بسیار زیاد - از یک یا دو تا ده ها سال نوری را تشکیل می دهند. چنین ابرهایی نامیده می شوند پراکنده سحابی های گاز و غباردرجه حرارت در آنها بسیار کم است - حدود -250 درجه سانتیگراد. اما هر سحابی گاز-غبار ستاره تولید نمی کند. برخی از سحابی ها می توانند برای مدت طولانی بدون ستاره وجود داشته باشند. چه شرایطی برای شروع فرآیند تولد ستاره ضروری است؟ اولین مورد جرم ابر است. اگر ماده کافی وجود نداشته باشد، طبیعتاً ستاره ظاهر نخواهد شد. دوم، فشردگی. اگر ابر بیش از حد گسترده و شل باشد، فرآیندهای فشرده سازی آن نمی تواند آغاز شود. خوب، و سوم، یک دانه مورد نیاز است - یعنی. لخته ای از غبار و گاز که بعداً به جنین یک ستاره تبدیل می شود - یک پیش ستاره. Protostar- این ستاره در آخرین مرحله شکل گیری خود است. اگر این شرایط برآورده شود، فشرده سازی گرانشی و گرمایش ابر آغاز می شود. این روند به پایان می رسد تشکیل ستاره- ظهور ستاره های جدید. این فرآیند میلیون ها سال طول می کشد. ستاره شناسان سحابی هایی را یافته اند که در آنها فرآیند تشکیل ستاره در حال انجام است - برخی از ستاره ها قبلاً روشن شده اند، برخی به شکل جنین هستند - پیش ستاره ها، و سحابی هنوز حفظ شده است. یک نمونه سحابی جبار بزرگ است.

مشخصات فیزیکی اصلی یک ستاره درخشندگی، جرم و شعاع است(یا قطر)، که از مشاهدات تعیین می شوند. با دانستن آنها، و همچنین ترکیب شیمیایی ستاره (که توسط طیف آن تعیین می شود)، می توان مدلی از ستاره را محاسبه کرد، یعنی. شرایط فیزیکی در اعماق آن، برای کشف فرآیندهایی که در آن رخ می دهد.اجازه دهید با جزئیات بیشتری در مورد ویژگی های اصلی ستاره ها صحبت کنیم.

وزن.جرم را می توان به طور مستقیم تنها با اثر گرانشی ستاره بر اجسام اطراف تخمین زد. به عنوان مثال، جرم خورشید از دوره های شناخته شده انقلاب سیارات اطراف آن تعیین شده است. سیارات مستقیماً در ستارگان دیگر مشاهده نمی شوند. اندازه گیری قابل اعتماد جرم فقط برای ستاره های دوتایی امکان پذیر است (با استفاده از قانون کپلر تعمیم یافته توسط نیوتن III، nو سپس خطا 20-60٪ است). حدود نیمی از ستارگان کهکشان ما دو برابر هستند. جرم ستاره ها از ≈0.08 تا ≈100 جرم خورشید متغیر است.هیچ ستاره ای با جرم کمتر از 0.08 جرم خورشیدی وجود ندارد؛ آنها به سادگی ستاره نمی شوند، بلکه اجسام تاریک باقی می مانند.ستارگان با جرم بیشتر از 100 جرم خورشید بسیار نادر هستند. بیشتر ستارگان دارای جرم کمتر از 5 جرم خورشیدی هستند. سرنوشت یک ستاره به جرم آن بستگی دارد، یعنی. سناریویی که بر اساس آن ستاره رشد و تکامل می یابد.کوتوله‌های قرمز کوچک و سرد از هیدروژن بسیار کم استفاده می‌کنند و بنابراین زندگی آنها صدها میلیارد سال طول می‌کشد. طول عمر خورشید، یک کوتوله زرد، حدود 10 میلیارد سال است (خورشید در حال حاضر حدود نیمی از عمر خود را سپری کرده است). ابرغول های عظیم هیدروژن را به سرعت مصرف می کنند و در عرض چند میلیون سال پس از تولدشان محو می شوند. هرچه جرم ستاره بیشتر باشد، مسیر زندگی آن کوتاه تر است.

سن کیهان 13.7 میلیارد سال تخمین زده شده است.بنابراین، ستارگانی با قدمت بیش از 13.7 میلیارد سال هنوز وجود ندارند.

• ستارگان با جرم 0,08 توده های خورشیدی کوتوله های قهوه ای هستند. سرنوشت آنها فشرده سازی و سرد شدن مداوم با توقف تمام واکنش های گرما هسته ای و تبدیل شدن به اجسام سیاره مانند تاریک است.

• ستارگان با جرم 0,08-0,5 توده های خورشید (اینها همیشه کوتوله های قرمز هستند) پس از مصرف هیدروژن به آرامی فشرده می شوند، در حالی که گرم می شوند و به یک کوتوله سفید تبدیل می شوند.
  

• ستارگان با جرم 0,5-8 توده های خورشید در پایان عمر خود ابتدا به غول های قرمز و سپس به کوتوله های سفید تبدیل می شوند. لایه های بیرونی ستاره در فضای بیرونی به شکل پراکنده هستند سحابی سیاره ای. یک سحابی سیاره ای اغلب کروی یا حلقه ای شکل است.
  

• ستارگان با جرم 8-10 توده های خورشیدی می توانند در پایان عمر خود منفجر شوند، یا می توانند بی سر و صدا پیر شوند و ابتدا به ابرغول های قرمز و سپس به کوتوله های قرمز تبدیل شوند.

• ستارگانی با جرم بیشتر از 10 توده های خورشید در پایان عمر خود، ابتدا به ابرغول قرمز تبدیل می شوند، سپس به صورت ابرنواختر منفجر می شوند (یک ابرنواختر یک ستاره جدید نیست، بلکه یک ستاره قدیمی است) و سپس به ستاره های نوترونی یا سیاه چاله تبدیل می شوند.
  

سیاه چاله ها- اینها حفره هایی در فضای بیرونی نیستند، بلکه اجرام (بقایای ستارگان پرجرم) با جرم و چگالی بسیار بالا هستند. سیاهچاله ها نه قدرت ماوراء طبیعی دارند و نه قدرت جادویی و «هیولاهای جهان» نیستند. آنها به سادگی دارای یک میدان گرانشی قوی هستند که هیچ تشعشعی (نه مرئی - نور و نه نامرئی) نمی تواند آنها را ترک کند. به همین دلیل است که سیاهچاله ها نامرئی هستند. با این حال، آنها را می توان با تأثیر آنها بر ستارگان و سحابی های اطراف شناسایی کرد. سیاهچاله ها پدیده ای کاملا رایج در کیهان هستند و نیازی به ترس از آنها نیست. ممکن است در مرکز کهکشان ما یک سیاهچاله بسیار پرجرم وجود داشته باشد.

شعاع (یا قطر). اندازه ستارگان بسیار متفاوت است - از چندین کیلومتر (ستاره های نوترونی) تا 2000 برابر قطر خورشید (ابرغول ها). به عنوان یک قاعده، هر چه ستاره کوچکتر باشد، چگالی متوسط ​​آن بیشتر است.در ستارگان نوترونی، چگالی به 10 13 گرم بر سانتی متر مکعب می رسد! یک انگشتانه از چنین ماده ای 10 میلیون تن روی زمین وزن دارد. اما ابرغول ها چگالی کمتر از چگالی هوا در سطح زمین دارند.

قطر برخی از ستارگان در مقایسه با خورشید:

Sirius و Altair 1.7 برابر بزرگتر هستند،

Vega 2.5 برابر بزرگتر است،

Regulus 3.5 برابر بزرگتر است،

Arcturus 26 برابر بزرگتر است

قطبی 30 برابر بزرگتر است،

میله متقاطع 70 برابر بزرگتر است،

Deneb 200 برابر بزرگتر است،

آنتارس 800 برابر بزرگتر است،

YV Canis Majoris 2000 برابر بزرگتر است (بزرگترین ستاره شناخته شده).

درخشندگی کل انرژی است که از یک جسم (در این مورد ستاره ها) در واحد زمان ساطع می شود.درخشندگی ستارگان معمولاً با درخشندگی خورشید مقایسه می شود (درخشندگی ستارگان از طریق درخشندگی خورشید بیان می شود). برای مثال سیریوس 22 برابر بیشتر از خورشید انرژی ساطع می کند (درخشندگی سیریوس برابر با 22 خورشید است). درخشندگی وگا 50 خورشید و درخشندگی دنب 54000 خورشید است (دنب یکی از قدرتمندترین ستارگان است).

روشنایی ظاهری (به عبارت صحیح تر، روشنایی) یک ستاره در آسمان زمین به این بستگی دارد:

- فاصله تا ستارهاگر ستاره ای به ما نزدیک شود، روشنایی ظاهری آن به تدریج افزایش می یابد. و بالعکس، با دور شدن یک ستاره از ما، روشنایی ظاهری آن به تدریج کاهش می یابد. اگر دو ستاره یکسان بگیرید، ستاره ای که به ما نزدیک تر است درخشان تر به نظر می رسد.

- بر روی دمای لایه های بیرونیهر چه ستاره داغتر باشد، انرژی نور بیشتری به فضا می فرستد و درخشان تر ظاهر می شود. اگر ستاره ای سرد شود، درخشندگی ظاهری آن در آسمان کاهش می یابد. دو ستاره هم اندازه و در فواصل یکسان از ما در روشنایی ظاهری یکسان ظاهر می شوند، مشروط بر اینکه انرژی نوری یکسانی از خود ساطع کنند، یعنی. دمای لایه های بیرونی یکسانی دارند. اگر یکی از ستارگان سردتر از دیگری باشد، نور کمتری به نظر می رسد.

- در اندازه (قطر).اگر دو ستاره را با دمای یکسان لایه های بیرونی (یک رنگ) بگیرید و آنها را در یک فاصله از ما قرار دهید، ستاره بزرگتر انرژی نور بیشتری ساطع می کند و بنابراین در آسمان درخشان تر ظاهر می شود.

- از جذب نور توسط ابرهای غبار کیهانی و گاز واقع در مسیر خط دید.هرچه لایه غبار کیهانی ضخیم تر باشد، نور بیشتری از ستاره جذب می کند و ستاره کم نورتر ظاهر می شود. اگر دو ستاره یکسان بگیریم و یک سحابی گاز-گرد و غبار را در مقابل یکی از آنها قرار دهیم، آنگاه این ستاره کمتر درخشان به نظر می رسد.

- از ارتفاع ستاره بالای افق.همیشه یک مه متراکم در نزدیکی افق وجود دارد که مقداری از نور ستارگان را جذب می کند. در نزدیکی افق (کمی پس از طلوع یا درست قبل از غروب خورشید)، ستارگان همیشه تیره تر از زمانی که بالای سر هستند به نظر می رسند.

بسیار مهم است که مفاهیم "ظاهر" و "بودن" را با هم اشتباه نگیرید. یک ستاره می تواند بودنبه خودی خود بسیار روشن است، اما به نظر می رسدکم نور به دلایل مختلف: به دلیل فاصله زیاد با آن، به دلیل اندازه کوچک، به دلیل جذب نور آن توسط غبار کیهانی یا غبار موجود در جو زمین. بنابراین، هنگام صحبت از درخشندگی یک ستاره در آسمان زمین، از این عبارت استفاده می کنند "درخشندگی ظاهری" یا "درخشندگی".

همانطور که قبلا ذکر شد، ستاره های دوگانه وجود دارند. اما سه گانه (مثلا α قنطورس) و چهارگانه (مثلا ε Lyra) و پنج و شش (مثلاً کاستور) و غیره نیز وجود دارد. ستارگان منفرد در یک منظومه ستاره ای نامیده می شوند اجزاء. ستاره هایی با بیش از دو جزء نامیده می شوند مضربستاره ها. تمام اجزای یک ستاره چندگانه توسط نیروهای گرانشی متقابل به هم متصل شده اند (آنها سیستمی از ستاره ها را تشکیل می دهند) و در مسیرهای پیچیده حرکت می کنند.

اگر اجزای زیادی وجود داشته باشد، این دیگر یک ستاره چندگانه نیست، اما خوشه ستاره ای. تمیز دادن توپو پراکنده شده استخوشه های ستاره ای خوشه های کروی حاوی تعداد زیادی ستارگان قدیمی هستند و از خوشه های باز که دارای ستارگان جوان زیادی هستند پیرتر هستند. خوشه های کروی کاملاً پایدار هستند، زیرا ... ستارگان در آنها در فواصل کمی از یکدیگر قرار دارند و نیروهای جاذبه متقابل بین آنها بسیار بیشتر از بین ستاره های خوشه های باز است. خوشه های باز در طول زمان بیشتر پراکنده می شوند.

خوشه های باز معمولاً در یا نزدیک نوار راه شیری قرار دارند. برعکس، خوشه های کروی در آسمان پرستاره دور از کهکشان راه شیری قرار دارند.

برخی از خوشه های ستاره ای را می توان حتی با چشم غیر مسلح در آسمان دید. به عنوان مثال، خوشه های باز هیادس و پلیادس (M 45) در ثور، خوشه باز منگر (M 44) در سرطان، خوشه کروی M 13 در هرکول. تعداد زیادی از آنها از طریق دوربین دوچشمی قابل مشاهده هستند.

ستاره ها چه رنگی هستند و چرا؟

1. ستاره ها در همه رنگ های رنگین کمان می آیند. زیرا دما و ترکیب متفاوتی دارند.

2. 
   
   http://www.pockocmoc.ru/color.php

   
   

3. ستاره ها در رنگ های متنوعی وجود دارند. Arcturus دارای رنگ زرد نارنجی، Rigel سفید-آبی، Antares قرمز روشن است. رنگ غالب در طیف ستاره به دمای سطح آن بستگی دارد. پوسته گازی یک ستاره تقریباً مانند یک ساطع کننده ایده آل (جسم کاملاً سیاه) رفتار می کند و کاملاً تابع قوانین کلاسیک تابش توسط M. Planck (1858-1947)، J. Stefan (1835-1893) و V. Wien (1835-1893) است. 1864-1928)، ارتباط بین دمای بدن و ماهیت تابش آن. قانون پلانک توزیع انرژی در طیف یک جسم را توصیف می کند. او اشاره می کند که با افزایش دما، شار تابش کل افزایش می یابد و حداکثر در طیف به سمت امواج کوتاه تر تغییر می کند. طول موج (بر حسب سانتی متر) که در آن حداکثر تابش رخ می دهد توسط قانون وین تعیین می شود: lmax = 0.29/T. این قانون است که رنگ قرمز Antares (T = 3500 K) و رنگ آبی Rigel (T = 18000 K) را توضیح می دهد.

   طبقه بندی طیفی هاروارد

   درجه حرارت موثر کلاس طیفی، KColor
   O———————————————2600035000 ——————آبی
   ب ———————————————1200025000 ————سفید-آبی
   A ————————————————800011000 ———————سفید
   F ————————————————-62007900 ———-زرد-سفید
   G ————————————————50006100 ———————زرد
   ک ————————————————-35004900 ————-نارنجی
   M ————————————————26003400 ——————قرمز

4. خورشید ما یک ستاره زرد کم رنگ است. به طور کلی، ستاره ها دارای تنوع رنگ و سایه های بسیار زیادی هستند. تفاوت رنگ ستارگان به دلیل دمای متفاوت آنهاست. و به همین دلیل این اتفاق می افتد. همانطور که مشخص است نور تابش موجی است که طول موج آن بسیار کوتاه است. اگر طول این نور را حتی اندکی تغییر دهیم، رنگ تصویری که می بینیم به شدت تغییر می کند. برای مثال، طول موج نور قرمز یک و نیم برابر بیشتر از طول موج نور آبی است.

   خوشه ای از ستاره های رنگارنگ

   دانشمندان قوانین فیزیکی را تدوین کرده اند که رنگ و دما را به هم مرتبط می کند. هر چه جسم گرمتر باشد، انرژی تشعشعی از سطح آن بیشتر و طول امواج ساطع شده کوتاهتر می شود. بنابراین، اگر جسمی طول موج های آبی ساطع کند، گرمتر از جسمی است که قرمز ساطع می کند.
   اتم های گازهای داغ در ستاره ها فوتون ساطع می کنند. هر چه گاز داغ تر باشد، انرژی فوتون ها بیشتر و طول موج آن ها کوتاه تر می شود. بنابراین، داغ ترین ستاره های جدید در محدوده آبی-سفید ساطع می کنند. همانطور که ستارگان سوخت هسته ای خود را مصرف می کنند، سرد می شوند. بنابراین، ستاره های قدیمی و خنک کننده در محدوده قرمز طیف ساطع می کنند. ستاره های میانسال مانند خورشید در محدوده زرد ساطع می کنند.
   خورشید ما نسبتاً به ما نزدیک است و بنابراین رنگ آن را به وضوح می بینیم. ستاره‌های دیگر آنقدر از ما دور هستند که حتی با کمک تلسکوپ‌های قدرتمند نمی‌توانیم با قطعیت بگوییم چه رنگی هستند. برای روشن شدن این موضوع، دانشمندان از یک طیف نگار، ابزاری برای شناسایی ترکیب طیفی نور ستاره ها استفاده می کنند.

5. این به دما بستگی دارد. داغ ترین رنگ ها سفید و آبی، سردترین رنگ ها قرمز هستند، اما حتی در آن زمان نیز دمایی بالاتر از هر فلز مذاب دارند.
6. آیا خورشید سفید است؟
7. درک رنگ کاملاً ذهنی است، به واکنش شبکیه چشم ناظر بستگی دارد.
8. در آسمان؟ من می دانم که آبی، زرد و سفید وجود دارد. اینجا خورشید ما است - یک کوتوله زرد)))
9. ستاره ها در رنگ های مختلف می آیند. رنگ های آبی دمای بالاتری نسبت به رنگ های قرمز دارند و انرژی تابش بیشتری از سطح آن دارند. آنها همچنین در رنگ های سفید، زرد و نارنجی هستند و تقریباً همه از هیدروژن ساخته شده اند.
10. ستارگان در رنگ های متنوعی هستند، تقریباً همه رنگ های رنگین کمان (به عنوان مثال: خورشید ما زرد است، ریگل سفید-آبی، آنتارس قرمز است و غیره)

    تفاوت رنگ ستارگان به دلیل دمای متفاوت آنهاست. و به همین دلیل این اتفاق می افتد. همانطور که مشخص است نور تابش موجی است که طول موج آن بسیار کوتاه است. اگر طول این نور را حتی اندکی تغییر دهیم، رنگ تصویری که می بینیم به شدت تغییر می کند. برای مثال، طول موج نور قرمز یک و نیم برابر بیشتر از طول موج نور آبی است.

    همانطور که می دانید، هنگامی که دما افزایش می یابد، یک فلز گرم شده ابتدا شروع به درخشش قرمز، سپس زرد و در نهایت سفید می کند. ستاره ها نیز به همین شکل می درخشند. قرمزها سردترین و سفیدها (یا حتی آبی ها!) داغ ترین هستند. ستاره ای که به تازگی شعله ور شده است، رنگی متناسب با انرژی آزاد شده در هسته خود خواهد داشت و شدت این رهاسازی به نوبه خود به جرم ستاره بستگی دارد. در نتیجه، همه ستارگان عادی هر چه قرمزتر باشند سردتر هستند. ستارگان «سنگین» داغ و سفید هستند، در حالی که ستارگان «سبک» و بدون جرم قرمز و نسبتاً خنک هستند. ما قبلاً دمای گرمترین و سردترین ستاره ها را نامگذاری کرده ایم (به بالا مراجعه کنید). اکنون می دانیم که بالاترین دما مربوط به ستارگان آبی و کمترین دما مربوط به ستاره های قرمز است. اجازه دهید توضیح دهیم که در این پاراگراف ما در مورد دمای سطوح مرئی ستارگان صحبت می کردیم، زیرا در مرکز ستاره ها (در هسته آنها) دما بسیار بالاتر است، اما در ستارگان آبی پرجرم نیز بالاترین درجه است.

    طیف یک ستاره و دمای آن ارتباط نزدیکی با شاخص رنگ دارد، یعنی با نسبت روشنایی ستاره در محدوده زرد و آبی طیف. قانون پلانک، که توزیع انرژی در طیف را توصیف می کند، برای شاخص رنگ بیان می کند: C.I. = 7200/T 0.64. ستارگان سرد دارای شاخص رنگ بالاتری نسبت به ستارگان داغ هستند، یعنی ستارگان سرد در پرتوهای زرد نسبتاً درخشان تر از ستاره های آبی هستند. ستارگان داغ (آبی) در صفحات عکاسی معمولی درخشان تر به نظر می رسند، در حالی که ستارگان سرد در چشم و امولسیون های عکاسی ویژه ای که به پرتوهای زرد حساس هستند، درخشان تر به نظر می رسند.
    دانشمندان قوانین فیزیکی را تدوین کرده اند که رنگ و دما را به هم مرتبط می کند. هر چه جسم گرمتر باشد، انرژی تشعشعی از سطح آن بیشتر و طول امواج ساطع شده کوتاهتر می شود. بنابراین، اگر جسمی طول موج های آبی ساطع کند، گرمتر از جسمی است که قرمز ساطع می کند.
    اتم های گازهای داغ در ستاره ها فوتون ساطع می کنند. هر چه گاز داغ تر باشد، انرژی فوتون ها بیشتر و طول موج آن ها کوتاه تر می شود. بنابراین، داغ ترین ستاره های جدید در محدوده آبی-سفید ساطع می کنند. همانطور که ستارگان سوخت هسته ای خود را مصرف می کنند، سرد می شوند. بنابراین، ستاره های قدیمی و خنک کننده در محدوده قرمز طیف ساطع می کنند. ستاره های میانسال مانند خورشید در محدوده زرد ساطع می کنند.
    خورشید ما نسبتاً به ما نزدیک است و بنابراین رنگ آن را به وضوح می بینیم. ستاره‌های دیگر آنقدر از ما دور هستند که حتی با کمک تلسکوپ‌های قدرتمند نمی‌توانیم با قطعیت بگوییم چه رنگی هستند. برای روشن شدن این موضوع، دانشمندان از یک طیف نگار، ابزاری برای شناسایی ترکیب طیفی نور ستاره ها استفاده می کنند.
    طبقه بندی طیفی هاروارد به دمای رنگ ستاره بستگی دارد، به عنوان مثال: 35004900 - نارنجی، 800011000 سفید، 2600035000 آبی، و غیره. http://www.pockocmoc.ru/color.php

    و یک واقعیت مهم دیگر: وابستگی رنگ درخشش یک ستاره به جرم آن.
    ستارگان عادی پرجرم تر، دمای سطح و هسته بالاتری دارند. آنها سوخت هسته ای خود را سریعتر می سوزانند - هیدروژن که اساساً تقریباً همه ستاره ها را تشکیل می دهد. کدام یک از دو ستاره معمولی پرجرم‌تر است، می‌توان با رنگ آن قضاوت کرد: ستاره‌های آبی سنگین‌تر از سفید هستند، ستاره‌های سفید سنگین‌تر از زرد هستند، ستاره‌های زرد سنگین‌تر از نارنجی هستند، ستاره‌های نارنجی سنگین‌تر از قرمز هستند.

ستاره های چند رنگ در آسمان. عکس با رنگ های پیشرفته

پالت رنگی ستاره ها گسترده است. آبی، زرد و قرمز - سایه هایی حتی از طریق جو قابل مشاهده است، که معمولاً خطوط اجسام کیهانی را تحریف می کند. اما رنگ ستاره از کجا می آید؟

منشا رنگ ستاره

راز رنگ های مختلف ستارگان ابزار مهمی برای ستاره شناسان شد - رنگ ستارگان به آنها کمک کرد تا سطوح ستارگان را تشخیص دهند. این بر اساس یک پدیده طبیعی قابل توجه است - رابطه بین یک ماده و رنگ نوری که ساطع می کند.

شما احتمالاً قبلاً مشاهداتی در مورد این موضوع داشته اید. رشته لامپ های کم مصرف 30 وات به رنگ نارنجی می درخشد - و هنگامی که ولتاژ برق کاهش می یابد، رشته به سختی قرمز می درخشد. لامپ های قوی تر به رنگ زرد یا حتی سفید می درخشند. و الکترود جوش و لامپ کوارتز در حین کار آبی می درخشد. با این حال، هرگز نباید به آنها نگاه کنید - انرژی آنها آنقدر زیاد است که می تواند به راحتی به شبکیه چشم آسیب برساند.

بر این اساس، هر چه جسم گرمتر باشد، رنگ درخشندگی آن به آبی نزدیکتر است - و هر چه سردتر باشد، به قرمز تیره نزدیکتر است. ستاره ها نیز از این قاعده مستثنی نیستند: همین اصل در مورد آنها نیز صدق می کند. تأثیر یک ستاره بر رنگ آن بسیار کم است - دما می تواند عناصر فردی را پنهان کند و آنها را یونیزه کند.

اما این تابش ستاره است که به تعیین ترکیب آن کمک می کند. اتم های هر ماده ظرفیت حمل منحصر به فرد خود را دارند. امواج نور برخی از رنگ ها بدون مانع از آنها عبور می کنند، در حالی که برخی دیگر متوقف می شوند - در واقع، دانشمندان عناصر شیمیایی را از محدوده های مسدود شده نور تعیین می کنند.

مکانیسم "رنگ آمیزی" ستاره ها

مبنای فیزیکی این پدیده چیست؟ درجه حرارت با سرعت حرکت مولکول های یک ماده بدن مشخص می شود - هر چه بالاتر باشد، سریعتر حرکت می کنند. این بر طولی که از ماده عبور می کند تأثیر می گذارد. محیط گرم امواج را کوتاه می کند و محیط سرد برعکس آنها را طولانی تر می کند. و رنگ مرئی یک پرتو نور دقیقاً با طول موج نور تعیین می شود: امواج کوتاه مسئول سایه های آبی هستند و امواج بلند مسئول سایه های قرمز هستند. رنگ سفید در نتیجه برهم نهی پرتوهای طیفی مختلف به دست می آید.