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. زیرا 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 منورهای کلاس O طبقه بندی می شوند. رنگ آنها آبی است، جرم چنین اجرام آسمانی به جرم 60 خورشیدی (s.m.) می رسد و شعاع آن 15 شعاع خورشیدی است. s.m.). R.). 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 و به رنگ سفید هستند. 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.

ستاره های رنگ های مختلف

خورشید ما یک ستاره زرد کم رنگ است. به طور کلی، رنگ ستاره ها یک پالت رنگ شگفت انگیز متنوع است. یکی از صورت های فلکی "جعبه جواهر" نام دارد. یاقوت کبود در مخمل سیاه آسمان شب پراکنده است، ستاره های آبی. بین آنها، در وسط صورت فلکی، یک ستاره نارنجی درخشان قرار دارد.

تفاوت در رنگ ستاره

تفاوت در رنگ ستارگان با این واقعیت توضیح داده می شود که ستاره ها دمای متفاوتی دارند. به همین دلیل این اتفاق می افتد. نور تابش موج است. فاصله بین تاج های یک موج را طول آن می گویند. امواج نور بسیار کوتاه هستند. چقدر؟ سعی کنید یک اینچ را بر 250000 تقسیم کنید قسمت های مساوی(1 اینچ برابر با 2.54 سانتی متر است). چندین بخش از این قبیل طول موج نور را تشکیل می دهند.

با وجود چنین طول موج ناچیز نور، کوچکترین تفاوت بین اندازه امواج نور به طور چشمگیری رنگ تصویری را که مشاهده می کنیم تغییر می دهد. این از این واقعیت ناشی می شود که امواج نور با طول های مختلف توسط ما به عنوان رنگ های مختلف درک می شوند. به عنوان مثال، طول موج قرمز یک و نیم برابر بیشتر از طول موج آبی است. رنگ سفید- این یک پرتو متشکل از فوتون های امواج نور با طول های مختلف است، یعنی از پرتوهایی با رنگ های مختلف.

مواد مرتبط:

رنگ شعله

از تجربیات روزمره می دانیم که رنگ اجسام به دمای آنها بستگی دارد. یک پوکر آهنی را روی آتش بگذارید. با گرم شدن، ابتدا قرمز می شود. سپس او حتی بیشتر سرخ خواهد شد. اگر پوکر می توانست بیشتر گرم شود بدون اینکه ذوب شود، از قرمز به نارنجی، سپس زرد، سپس سفید و در نهایت آبی-سفید تبدیل می شد.

خورشید یک ستاره زرد است. دمای سطح آن 5500 درجه سانتیگراد است. دمای سطح داغترین ستاره آبی از 33000 درجه فراتر رفته است.

قوانین فیزیکی رنگ و دما

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. رنگ آبیطول موج کوتاه تری نسبت به رنگ قرمز دارد. بنابراین، اگر جسمی طول موج های آبی ساطع کند، گرمتر از جسمی است که نور قرمز ساطع می کند. اتم های گازهای داغ در ستارگان ذراتی به نام فوتون منتشر می کنند. هر چه گاز داغ تر باشد، انرژی فوتون ها بیشتر و طول موج آن ها کوتاه تر می شود.

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. ستارگان سفید و آبی داغ ترین هستند، 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:
ستاره های متغیر فوران کننده- 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.

با استفاده از این تلسکوپ می توانید 2 میلیارد ستاره را تا قدر 21 رصد کنید. یک طبقه بندی طیفی هاروارد از ستارگان وجود دارد. در آن، انواع طیفی به ترتیب کاهش دمای ستاره ها مرتب شده اند. کلاس ها با حروف الفبای لاتین تعیین می شوند. آنها هفت نفر هستند: O - B - A - P - O - K - M.

یک شاخص خوب برای دمای لایه های بیرونی ستاره، رنگ آن است. ستارگان داغ از انواع طیفی O و B آبی هستند. ستارگان مشابه خورشید ما (کلاس طیفی 02) زرد به نظر می رسند، در حالی که ستارگان طیفی K و M قرمز به نظر می رسند.

روشنایی و رنگ ستاره ها

همه ستاره ها رنگ دارند. ستاره های آبی، سفید، زرد، زرد، نارنجی و قرمز وجود دارد. به عنوان مثال، Betelgeuse یک ستاره قرمز است، Castor سفید، Capella زرد است. بر اساس درخشندگی آنها به ستاره هایی با قدر 1، 2، ... nام (n max = 25) تقسیم می شوند. اصطلاح "قدر ستاره" هیچ ربطی به اندازه واقعی ندارد. قدر ستاره مشخص کننده شار نورانی است که از یک ستاره به زمین می آید. قدر ستارگان می تواند هم کسری و هم منفی باشد. مقیاس بزرگی بر اساس درک نور توسط چشم است. تقسیم ستارگان به قدر ستارگان بر اساس درخشندگی ظاهری توسط هیپارخوس منجم یونانی باستان (180 - 110 قبل از میلاد) انجام شد. هیپارخوس اولین قدر را به درخشان ترین ستاره ها اختصاص داد. او ستاره‌های بعدی را در درجه‌بندی روشنایی (یعنی تقریباً 2.5 برابر کم‌نورتر) ستاره‌هایی با قدر دوم می‌دانست. ستارگان 2.5 برابر کم نورتر از ستارگان قدر دوم را ستارگان قدر سوم و غیره می نامیدند. ستارگان در حد دید با چشم غیر مسلح قدر ششم را به خود اختصاص دادند.

با چنین درجه بندی روشنایی ستاره، معلوم شد که ستاره های قدر ششم 2.55 برابر کم نورتر از ستاره های قدر اول هستند. بنابراین، در سال 1856، ستاره شناس انگلیسی N.K. Pogsoi (1829-1891) پیشنهاد کرد که آن ستاره هایی با قدر ششم را که دقیقاً 100 برابر ضعیف تر از ستاره های قدر اول هستند، در نظر بگیریم. همه ستارگان در فواصل مختلف از زمین قرار دارند. اگر فواصل مساوی باشند، مقایسه قدرها آسانتر خواهد بود.

قدری که یک ستاره در فاصله 10 پارسک دارد را قدر مطلق می گویند. قدر مطلق تعیین شده است - م، و قدر ظاهری است متر.

ترکیب شیمیایی لایه های بیرونی ستارگان، که تابش آنها از آن می آید، با غلبه کامل هیدروژن مشخص می شود. هلیوم در رتبه دوم قرار دارد و محتوای سایر عناصر بسیار کم است.

دما و جرم ستارگان

دانستن نوع یا رنگ طیفی یک ستاره بلافاصله دمای سطح آن را نشان می دهد. از آنجایی که ستارگان تقریباً اجسام کاملاً سیاه با دمای مربوطه را ساطع می کنند، توان ساطع شده توسط یک واحد سطح آنها در واحد زمان از قانون استفان بولتزمن تعیین می شود.

تقسیم ستارگان بر اساس مقایسه درخشندگی ستارگان با دما و رنگ و قدر مطلق (نمودار هرتسسپرونگ-راسل):

1. دنباله اصلی (که در مرکز آن خورشید قرار دارد - یک کوتوله زرد)
2. ابرغول ها (در اندازه بزرگ و درخشندگی بالا: Antares، Betelgeuse)
3. سکانس غول قرمز
4. کوتوله ها (سفید - سیریوس)
5. زیر کوتوله ها
6. دنباله سفید آبی

این تقسیم بندی نیز بر اساس سن ستاره است.

ستارگان زیر متمایز می شوند:

1. معمولی (خورشید)؛
2. دو (Mizar، Albkor) به دو دسته تقسیم می شوند:

• الف) از نظر بصری دو برابر، اگر دوگانگی آنها هنگام مشاهده از طریق تلسکوپ مشاهده شود.
• ب) مضرب - منظومه ای از ستارگان با عددی بیشتر از 2 اما کمتر از 10.
• ج) دوتایی‌های نوری ستارگانی هستند که مجاورت آنها در نتیجه پرتاب تصادفی به آسمان است و در فضا دور هستند.
• د) دوتایی های فیزیکی ستارگانی هستند که یک سیستم واحد را تشکیل می دهند و تحت تأثیر نیروهای جاذبه متقابل حول یک مرکز جرم مشترک می چرخند.
• ه) دوتایی های طیف سنجی ستارگانی هستند که در حین چرخش متقابل به یکدیگر نزدیک می شوند و دوتایی آنها را می توان توسط طیف تعیین کرد.
• و) دوتایی های گرفتار ستارگانی هستند که در جریان گردش متقابل یکدیگر را مسدود می کنند.

متغیرها (b Cepheus). قیفاووس ستارگانی هستند که درخشندگی آنها متفاوت است. دامنه تغییر روشنایی بیش از 1.5 قدر نیست. اینها ستاره های تپنده ای هستند، به این معنی که به طور دوره ای منبسط و منقبض می شوند. فشرده شدن لایه های بیرونی باعث گرم شدن آنها می شود.

غیر ثابت

ستاره های جدید- اینها ستاره هایی هستند که مدت ها پیش وجود داشتند، اما ناگهان شعله ور شدند. روشنایی آنها در مدت کوتاهی 10000 برابر افزایش یافت (دامنه تغییر روشنایی از 7 به 14 قدر بود).

ابرنواخترها- اینها ستارگانی هستند که در آسمان نامرئی بودند، اما ناگهان شعله ور شدند و درخشندگی خود را 1000 برابر نسبت به ستاره های جدید معمولی افزایش دادند.

تپاختر- یک ستاره نوترونی ایجاد شده توسط یک انفجار ابرنواختر.

داده های مربوط به تعداد کل تپ اخترها و طول عمر آنها نشان می دهد که به طور متوسط ​​2-3 تپ اختر در هر قرن متولد می شود که تقریباً با فراوانی انفجارهای ابرنواختر در کهکشان مطابقت دارد.

تکامل ستارگان

ستارگان مانند تمام اجسام موجود در طبیعت بدون تغییر باقی نمی مانند، آنها متولد می شوند، تکامل می یابند و در نهایت می میرند. پیش از این، ستاره شناسان معتقد بودند که میلیون ها سال طول می کشد تا یک ستاره از گاز و غبار بین ستاره ای شکل بگیرد. اما در سال‌های اخیر، عکس‌هایی از ناحیه‌ای از آسمان گرفته شده است که بخشی از سحابی بزرگ شکارچی است، جایی که یک خوشه کوچک از ستاره‌ها در طی چندین سال ظاهر شد. در عکس های مربوط به سال 1947، گروهی متشکل از سه جرم ستاره مانند در این مکان ثبت شده است. در سال 1954، برخی از آنها مستطیل شده بودند، و تا سال 1959 این تشکیلات مستطیل به ستارگان منفرد تقسیم شدند. برای اولین بار در تاریخ بشر، مردم تولد ستارگان را به معنای واقعی کلمه در مقابل چشمان ما مشاهده کردند.

در بسیاری از نقاط آسمان، شرایط لازم برای ظهور ستارگان وجود دارد. هنگام مطالعه عکس‌های مناطق مه‌آلود کهکشان راه شیری، می‌توان لکه‌های سیاه کوچک با شکل نامنظم یا گلبول‌ها را که تجمع عظیمی از غبار و گاز هستند، تشخیص داد. این ابرهای گاز و غبار حاوی ذرات غباری هستند که به شدت نوری را که از ستارگان واقع در پشت خود می آید جذب می کنند. ابعاد گلبول ها بسیار زیاد است - قطر آنها تا چندین سال نوری است. علیرغم این واقعیت که ماده در این خوشه ها بسیار نادر است، حجم کل آنها به قدری زیاد است که برای تشکیل خوشه های کوچک ستاره با جرم نزدیک به خورشید کاملاً کافی است.

در گوی سیاه، تحت تأثیر فشار تشعشعی ساطع شده از ستاره های اطراف، ماده فشرده و فشرده می شود. چنین فشرده‌سازی در طی یک دوره زمانی اتفاق می‌افتد، بسته به منابع تشعشعی اطراف گلبول و شدت دومی. نیروهای گرانشی ناشی از تمرکز جرم در مرکز کروی نیز تمایل به فشرده سازی کروی دارند و باعث می شوند که ماده به سمت مرکز آن سقوط کند. با سقوط، ذرات ماده انرژی جنبشی به دست می آورند و گازهای ابر سمت چپ را گرم می کنند.

سقوط ماده می تواند صدها سال طول بکشد. در ابتدا به آرامی و بدون عجله اتفاق می افتد، زیرا نیروهای گرانشی جذب ذرات به مرکز هنوز بسیار ضعیف هستند. پس از مدتی، هنگامی که کره کوچکتر می شود و میدان گرانشی تشدید می شود، سقوط سریعتر شروع می شود. اما این کروی عظیم است و قطر آن حداقل یک سال نوری است. این بدان معناست که فاصله مرز خارجی آن تا مرکز می تواند بیش از 10 تریلیون کیلومتر باشد. اگر یک ذره از لبه کروی شروع به سقوط به سمت مرکز با سرعت کمی کمتر از 2 کیلومتر بر ثانیه کند، آنگاه تنها پس از 200000 سال به مرکز خواهد رسید.

طول عمر یک ستاره به جرم آن بستگی دارد. ستارگانی با جرم کمتر از خورشید ذخایر سوخت هسته ای خود را صرفه اقتصادی می کنند و می توانند ده ها میلیارد سال بدرخشند. لایه های بیرونی ستارگانی مانند خورشید ما، با جرمی بیش از 1.2 جرم خورشیدی، به تدریج منبسط می شوند و در نهایت به طور کامل از هسته ستاره خارج می شوند. به جای غول، یک کوتوله سفید کوچک و داغ باقی می ماند.

بسیاری از مردم فکر می کنند که تمام ستاره های آسمان سفید هستند. (به جز خورشید که البته رنگ زرد.) با کمال تعجب، اما در واقع همه چیز دقیقا برعکس است: ستاره های ما رنگ های مختلفی دارند - آبی، سفید، زرد، نارنجی و حتی قرمز!

یه سوال دیگه، آیا می توان رنگ ستاره ها را با چشم غیر مسلح دید؟? ستارگان کم نور به این دلیل سفید به نظر می رسند که نمی توانند مخروط های شبکیه چشم ما را تحریک کنند، سلول های گیرنده ویژه ای که مسئول بینایی رنگ هستند. میله ها، حساس به نور ضعیف، رنگ ها را تشخیص نمی دهند. به همین دلیل است که در تاریکی همه گربه ها خاکستری و همه ستاره ها سفید هستند.

رنگ ستاره های درخشان

ستاره های درخشان چطور؟

بیایید به صورت فلکی شکارچی، یا بهتر است بگوییم، به دو ستاره درخشان آن، ریگل و بتلژوز نگاه کنیم. (اوریون صورت فلکی مرکزی آسمان زمستانی است. از اواخر نوامبر تا مارس در شب ها در جنوب مشاهده می شود.)

ستاره Betelgeuse در میان سایرین در صورت فلکی شکارچی با رنگ مایل به قرمز خود برجسته است. عکس: بیل دیکینسون/APOD

حتی یک نگاه کوتاه برای متوجه شدن رنگ قرمز Betelgeuse و رنگ آبی مایل به سفید ریگل کافی است. این یک پدیده ظاهری نیست - ستاره ها واقعاً رنگ های متفاوتی دارند. تفاوت رنگ فقط با دمای سطح این ستاره ها مشخص می شود. ستارگان سفید از ستاره های زرد داغتر هستند و ستاره های زرد نیز به نوبه خود از ستاره های نارنجی داغتر هستند. داغ ترین ستارگان آبی مایل به سفید و سردترین ستاره ها قرمز هستند. بدین ترتیب، ریگل بسیار داغتر از Betelgeuse است.

در واقع ریگل چه رنگی است؟

با این حال، گاهی اوقات همه چیز چندان واضح نیست. در یک شب یخبندان یا بادی، زمانی که هوا آرام نیست، می توانید یک چیز عجیب را مشاهده کنید - Rigel به سرعت، به سرعت روشنایی خود را تغییر می دهد (به عبارت دیگر، سوسو می زند) و می درخشد در رنگ های مختلف!گاهی به نظر می رسد که آبی است، گاهی به نظر می رسد سفید است و بعد یک لحظه قرمز به نظر می رسد! معلوم شد که ریگل اصلاً یک ستاره سفید مایل به آبی نیست - معلوم نیست چه رنگی است!

آبی ریگل و سحابی بازتاب سر جادوگر. عکس: مایکل هفنر/Flickr.com

مسئولیت این پدیده کاملاً بر عهده جو زمین است. در پایین بالای افق (و ریگل هرگز در عرض های جغرافیایی ما بالا نمی رود)، ستارگان اغلب چشمک می زنند و به رنگ های مختلف می درخشند. نور آنها قبل از رسیدن به چشم ما از ضخامت بسیار زیادی از جو عبور می کند. در طول مسیر در لایه‌هایی از هوا با دما و چگالی متفاوت شکسته و منحرف می‌شود و اثر لرزش و تغییر رنگ سریع را ایجاد می‌کند.

بهترین نمونه ستاره ای که در رنگ های مختلف می درخشد سفید است. سیریوس، که در آسمان در کنار جبار واقع شده است. سیریوس درخشان ترین ستاره در آسمان شب است و بنابراین چشمک زدن و تغییر رنگ سریع آن بسیار بیشتر از ستاره های همسایه قابل توجه است.

اگرچه ستاره‌ها رنگ‌های متنوعی دارند، اما بهترین رنگ‌هایی که با چشم غیرمسلح مشخص می‌شوند سفید و قرمز هستند. از بین تمام ستاره های درخشان، شاید فقط وگا به طور مشخص آبی به نظر برسد.

وگا مانند یاقوت کبود در تلسکوپ به نظر می رسد. عکس: فرد اسپاناک

رنگ ستارگان در تلسکوپ و دوربین دوچشمی

ابزارهای نوری - تلسکوپ ها، دوربین های دوچشمی و لکه بینی - یک پالت بسیار روشن تر و گسترده تر از رنگ های ستاره را نشان می دهند. ستاره های نارنجی و زرد روشن، ستاره های آبی-سفید، زرد-سفید، طلایی و حتی مایل به سبز را خواهید دید! این رنگ ها چقدر واقعی هستند؟

اساساً همه آنها واقعی هستند! آیا حقیقت دارد، هیچ ستاره سبزی در طبیعت وجود ندارد(چرا یک سوال جداگانه است)، این یک توهم نوری است، اگرچه بسیار زیبا! مشاهده ستارگان مایل به سبز و حتی سبز زمردی تنها زمانی امکان پذیر است که یک ستاره زرد یا نارنجی مایل به زرد بسیار نزدیک باشد.

یک تلسکوپ بازتابی رنگ ها را بسیار دقیق تر از یک انکسار بازتولید می کنداز آنجایی که تلسکوپ های عدسی تا یک درجه از انحراف رنگی رنج می برند و آینه های بازتابنده نور همه رنگ ها را به طور یکسان منعکس می کنند.

مشاهده ستارگان رنگارنگ ابتدا با چشم غیرمسلح و سپس از طریق دوربین دوچشمی یا تلسکوپ بسیار جالب است. (هنگام مشاهده از طریق تلسکوپ، از کمترین بزرگنمایی استفاده کنید.)

جدول زیر رنگ های 8 ستاره درخشان را نشان می دهد. درخشندگی ستارگان بر حسب قدر داده می شود. حرف v به این معنی است که روشنایی ستاره متغیر است - به دلایل فیزیکی می درخشد، یا روشن تر یا کم نور.

ستاره	صورت فلکی	بدرخشید	رنگ	دید عصر
سیریوس	سگ بزرگ	-1.44	سفید، اما اغلب به شدت می درخشد و به دلیل شرایط جوی تغییر رنگ می دهد	نوامبر - مارس
وگا	لیرا	0.03	آبی	در تمام طول سال
نمازخانه	اوریگا	0.08	رنگ زرد	در تمام طول سال
ریگل	جبار	0.18	سفید مایل به آبی، اما اغلب به شدت می درخشد و به دلیل شرایط جوی تغییر رنگ می دهد	نوامبر - آوریل
پروسیون	سگ کوچک	0.4	سفید	نوامبر - مه
آلدباران	ثور	0.87	نارنجی	اکتبر - آوریل
پولوکس	دوقلوها	1.16	نارنجی کم رنگ	نوامبر - ژوئن
بتلژوز	جبار	0.45 ولت	نارنجی-قرمز	نوامبر - آوریل

ستاره های چند رنگ در آسمان دسامبر

ده ها ستاره رنگارنگ در ماه دسامبر یافت می شوند! قبلاً در مورد Betelgeuse قرمز و Rigel مایل به آبی صحبت کرده ایم. در شب های فوق العاده آرام، سیریوس با سفیدی خود شگفت زده می شود. ستاره نمازخانهدر صورت فلکی اوریگا با چشم غیرمسلح تقریباً سفید به نظر می رسد، اما از طریق تلسکوپ رنگ زرد متمایزی را نشان می دهد.

حتما نگاهی بیندازید وگاکه از مرداد تا آذر در شب ها در ارتفاعات جنوب و سپس در غرب قابل مشاهده است. بی جهت نیست که وگا یاقوت کبود بهشتی نامیده می شود - رنگ آبی آن وقتی از طریق تلسکوپ مشاهده می شود بسیار عمیق است!

سرانجام، در ستاره پولوکساز صورت فلکی جوزا، درخشش نارنجی کم رنگی را مشاهده خواهید کرد.

پولوکس، درخشان ترین ستاره صورت فلکی جوزا. عکس: فرد اسپاناک

در خاتمه، متذکر می شوم که رنگ ستارگانی که از نظر بصری مشاهده می کنیم، تا حد زیادی به حساسیت چشم و ادراک ذهنی ما بستگی دارد. شاید در همه موارد به من اعتراض کنید و بگویید که رنگ پولوکس نارنجی پررنگ است و بتلژوز زرد مایل به قرمز است. یک آزمایش را امتحان کنید! خودتان به ستاره های جدول بالا نگاه کنید - با چشم غیر مسلح و از طریق یک ابزار نوری. نظرتون رو در مورد رنگشون بگید

بازدید پست: 11,457