Osmonda yulduzlar qanday ko'rinishini hamma biladi. Kichkina, yorqin chiroqlar. Qadim zamonlarda odamlar bu hodisaga izoh topa olmadilar. Yulduzlar xudolarning ko'zlari, o'lgan ajdodlarning ruhlari, qo'riqchilar va himoyachilar, tun zulmatida inson tinchligini himoya qilishdi. Shunda hech kim Quyoshni ham yulduz deb o'ylamagan bo'lardi.
Yulduz nima
Ko'p asrlar o'tdi va odamlar yulduzlar nima ekanligini tushunishdi. Yulduzlarning turlari, ularning xususiyatlari, u erda sodir bo'ladigan kimyoviy va fizik jarayonlar haqidagi g'oyalar - bu yangi bilim sohasi. Qadimgi astronomlar bunday yoritgich aslida mayda yorug'lik emas, balki reaksiyalar sodir bo'ladigan tasavvur qilib bo'lmaydigan o'lchamdagi issiq gaz shari ekanligini tasavvur ham qila olmadilar.
termoyadro sintezi. G'alati bir paradoks borki, xira yulduz nuri yadro reaktsiyasining ko'zni qamashtiruvchi nuridir va quyoshning shinam issiqligi millionlab Kelvinlarning dahshatli issiqligidir.
Yalang'och ko'z bilan osmonda ko'rish mumkin bo'lgan barcha yulduzlar galaktikada joylashgan Somon yo'li. Quyosh ham buning bir qismidir va u uning chekkasida joylashgan. Agar Quyosh Somon yo'lining markazida bo'lsa, tungi osmon qanday ko'rinishini tasavvur qilishning iloji yo'q. Axir bu galaktikadagi yulduzlar soni 200 milliarddan oshadi.
Astronomiya tarixi haqida bir oz
Qadimgi astronomlar osmondagi yulduzlar haqida ham g'ayrioddiy va qiziqarli narsalarni aytib berishlari mumkin edi. Shumerlar allaqachon alohida yulduz turkumlari va zodiacal doirani aniqladilar va ular birinchi bo'lib to'liq burchakning 360 0 ga bo'linishini hisobladilar. Shuningdek, ular oy taqvimini yaratdilar va uni quyosh taqvimi bilan sinxronlashtira oldilar. Misrliklar Yer koinotda ekanligiga ishonishgan, lekin ular Merkuriy va Venera Quyosh atrofida aylanishlarini ham bilishgan.
Xitoyda astronomiya fan sifatida miloddan avvalgi 3-ming yillikning oxirida o'rganilgan. e., va
Birinchi rasadxonalar 12-asrda paydo boʻlgan. Miloddan avvalgi e. Ular oyni o'rganishdi va quyosh tutilishi, ularning sabablarini tushunishga muvaffaq bo'lgach va hatto prognoz sanalarini hisoblab, biz kuzatdik meteor yomg'irlari va kometalarning traektoriyalari.
Qadimgi Inklar yulduzlar va sayyoralar o'rtasidagi farqni bilishgan. Bilvosita dalillar mavjudki, ular Galileyliklar va sayyorada atmosfera mavjudligi sababli Venera diskining konturlarining vizual xiralashganligi haqida bilishgan.
Qadimgi yunonlar Yerning sharsimonligini isbotlay oldilar va tizim geliotsentrik degan farazni ilgari surdilar. Ular noto'g'ri bo'lsa-da, Quyoshning diametrini hisoblashga harakat qilishdi. Ammo yunonlar birinchi bo'lib Quyoshni printsipial jihatdan taklif qilishdi Yerdan ko'proq, bundan oldin hamma vizual kuzatishlarga tayanib, boshqacha fikrda edi. Yunon Gipparx birinchi marta yoritgichlar katalogini yaratdi va aniqladi turli xil turlari yulduzlar Bunda yulduzlarning tasnifi ilmiy ish porlashning intensivligiga asoslanadi. Gipparx nashrida 6 ta sinfni aniqladi, jami katalogda 850 ta yoritgich bor edi.
Qadimgi astronomlar nimalarga e'tibor berishgan?
Yulduzlarning asl tasnifi ularning yorqinligiga asoslangan edi. Axir, bu mezon faqat teleskop bilan qurollangan astronom uchun mavjud bo'lgan yagona mezondir. Eng yorqin yulduzlar yoki noyob ko'rinadigan xususiyatlarga ega bo'lganlar hatto berilgan tegishli ismlar, va har bir xalqning o'ziga xosligi bor. Demak, Deneb, Rigel va Algol arabcha nomlar, Sirius lotincha, Antares esa yunoncha. Har bir xalqdagi qutb yulduzining o'z nomi bor. Bu, ehtimol, "amaliy ma'noda" eng muhim yulduzlardan biri. Uning tungi osmondagi koordinatalari yerning aylanishiga qaramay, o'zgarmaydi. Agar boshqa yulduzlar quyosh chiqishidan quyosh botishiga qadar osmon bo'ylab harakatlansa, Shimoliy yulduz o'z o'rnini o'zgartirmaydi. Shuning uchun, dengizchilar va sayohatchilar ishonchli qo'llanma sifatida foydalanishgan. Aytgancha, mashhur e'tiqodga qaramasdan, bu osmondagi eng yorqin yulduz emas. Qutb yulduzi tashqi tomondan hech qanday tarzda ajralib turmaydi - na hajmi, na porlash intensivligi. Qaerga qarashni bilsangizgina uni topishingiz mumkin. U Kichik Ursaning "paqir tutqichi" ning eng oxirida joylashgan.
Yulduzlarning tasnifi nimaga asoslanadi?
Zamonaviy astronomlar qanday turdagi yulduzlar borligi haqidagi savolga javob berib, yorug'likning yorqinligi yoki tungi osmondagi joylashuvini eslatib o'tishlari dargumon. Ehtimol, tarixiy ekskursiya yoki astronomiyadan butunlay uzoq bo'lgan auditoriya uchun mo'ljallangan ma'ruzada.
Yulduzlarning zamonaviy tasnifi ularga asoslanadi spektral tahlil. Bunday holda, odatda, osmon jismining massasi, yorqinligi va radiusi ham ko'rsatiladi. Bu ko'rsatkichlarning barchasi Quyoshga nisbatan berilgan, ya'ni uning xususiyatlari o'lchov birligi sifatida qabul qilinadi.
Yulduzlarni tasniflash mutlaq kattalik kabi mezonga asoslanadi. Bu atmosferasiz ko'rinadigan yorqinlik darajasi, shartli ravishda kuzatish nuqtasidan 10 parsek masofada joylashgan.
Bundan tashqari, yorqinlik o'zgarishlari va yulduzning o'lchami hisobga olinadi. Yulduzlarning turlari hozirgi vaqtda ularning spektral sinfi va batafsilroq, ularning kichik sinfi bilan belgilanadi. Astronomlar Rassel va Gertssprung yorug'lik, mutlaq harorat yuzasi va yorug'lik nurlarining spektral sinfi o'rtasidagi bog'liqlikni mustaqil ravishda tahlil qildilar. Ular mos keladigan koordinata o'qlari bilan diagramma tuzdilar va natija umuman xaotik emasligini aniqladilar. Jadvaldagi yoritgichlar aniq ajralib turadigan guruhlarda joylashgan. Diagramma yulduzning spektral sinfini bilib, uning mutlaq kattaligini kamida taxminan aniqlik bilan aniqlash imkonini beradi.
Yulduzlar qanday tug'iladi
Ushbu diagramma foydasiga aniq dalillar keltirdi zamonaviy nazariya ma'lumotlar evolyutsiyasi samoviy jismlar. Grafik aniq ko'rsatib turibdiki, eng ko'p sinf deb atalmishlarga tegishli asosiy ketma-ketlik yulduzlar. Ushbu segmentga tegishli yulduz turlari eng keng tarqalgan bu daqiqa koinotning rivojlanish nuqtasida. Bu nurlanishning rivojlanish bosqichi bo'lib, unda nurlanish uchun sarflangan energiya olingan energiya bilan qoplanadi. termoyadro reaktsiyasi. Rivojlanishning ushbu bosqichida qolish muddati samoviy jismning massasi va geliydan og'irroq elementlarning ulushi bilan belgilanadi.
Yulduzlar evolyutsiyasining hozirda umume'tirof etilgan nazariyasi dastlab shunday ekanligini ta'kidlaydi
Rivojlanish bosqichida yulduz zaryadsizlangan ulkan gaz bulutidir. O'zining tortishish kuchi ta'sirida u qisqaradi, asta-sekin to'pga aylanadi. Siqilish qanchalik kuchli bo'lsa, tortishish energiyasi shunchalik kuchli bo'lib, issiqlik energiyasiga aylanadi. Gaz qiziydi va harorat 15-20 million K ga yetganda, yangi tug'ilgan yulduzda termoyadro reaksiyasi boshlanadi. Shundan so'ng, tortishish siqilish jarayoni to'xtaydi.
Yulduz hayotining asosiy davri
Dastlab, yosh yulduzning chuqurligida vodorod aylanishining reaktsiyalari ustunlik qiladi. Bu yulduz hayotining eng uzoq davri. Rivojlanishning ushbu bosqichidagi yulduzlarning turlari yuqorida tavsiflangan diagrammaning eng katta asosiy ketma-ketligida tasvirlangan. Vaqt o'tishi bilan yulduz yadrosidagi vodorod tugaydi va geliyga aylanadi. Shundan so'ng, termoyadro yonishi faqat yadroning chetida mumkin. Yulduz yorqinroq bo'ladi, uning tashqi qatlamlari sezilarli darajada kengayadi va uning harorati pasayadi. Osmon tanasi qizil gigantga aylanadi. Yulduz hayotining bu davri
oldingisiga qaraganda ancha qisqaroq. Uning keyingi taqdiri kam o'rganilgan. Turli xil taxminlar mavjud, ammo ishonchli tasdiq hali olinmagan. Eng keng tarqalgan nazariya shundaki, geliy juda ko'p bo'lsa, o'z massasiga bardosh bera olmaydigan yulduz yadrosi qisqaradi. Geliy termoyadroviy reaksiyaga kirguncha harorat ko'tariladi. Dahshatli haroratlar yana bir kengayishga olib keladi va yulduz qizil gigantga aylanadi. Keyingi taqdir Yoritgich, olimlarning fikriga ko'ra, uning massasiga bog'liq. Ammo bu boradagi nazariyalar kuzatishlar bilan tasdiqlanmagan kompyuter simulyatsiyalarining natijasidir.
Sovutgan yulduzlar
Ehtimol, past massali qizil gigantlar qisqaradi, mittilarga aylanadi va asta-sekin soviydi. Yulduzlar o'rtacha vazn ga aylanishi mumkin, shu bilan birga, bunday shakllanishning markazida tashqi qoplamalardan mahrum bo'lgan yadro mavjud bo'lib, asta-sekin soviydi va oq mittiga aylanadi. Agar markaziy yulduz sezilarli infraqizil nurlanishni chiqargan bo'lsa, sayyora tumanligining kengayib borayotgan gaz qobig'ida kosmik maserning faollashishi uchun sharoitlar paydo bo'ladi.
Massiv yulduzlar siqilganda shunday bosim darajasiga yetishi mumkinki, elektronlar tom ma'noda bosiladi. atom yadrolari, neytronlarga aylanadi. Chunki orasida
Bu zarralar elektrostatik itarilish kuchlariga ega emas, yulduz bir necha kilometrgacha kichrayishi mumkin. Bundan tashqari, uning zichligi suv zichligidan 100 million marta oshadi. Bunday yulduz neytron yulduzi deb ataladi va aslida ulkan atom yadrosidir.
O'ta massali yulduzlar mavjud bo'lib, termoyadroviy reaktsiyalar jarayonida geliydan - ugleroddan, keyin kisloroddan, undan - kremniydan va nihoyat temirdan sintezlanadi. Termoyadro reaktsiyasining ushbu bosqichida o'ta yangi yulduz portlashi sodir bo'ladi. O'ta yangi yulduzlar, o'z navbatida, neytron yulduzlarga aylanishi mumkin yoki ularning massasi etarlicha katta bo'lsa, kritik chegaraga qadar qulashda davom etadi va qora tuynuklarni hosil qiladi.
O'lchamlari
Yulduzlarni o'lchamlari bo'yicha tasniflash ikki yo'l bilan amalga oshirilishi mumkin. Yulduzning jismoniy hajmini uning radiusi bilan aniqlash mumkin. Bu holda o'lchov birligi Quyosh radiusidir. Mittilar, o'rta kattalikdagi yulduzlar, gigantlar va supergigantlar mavjud. Aytgancha, Quyoshning o'zi shunchaki mitti. Neytron yulduzlarining radiusi bir necha kilometrga yetishi mumkin. Va supergigant Mars sayyorasi orbitasiga to'liq mos keladi. Yulduzning kattaligi uning massasiga ham tegishli bo'lishi mumkin. Bu yulduzning diametri bilan chambarchas bog'liq. Yulduz qanchalik katta bo'lsa, uning zichligi shunchalik past bo'ladi va aksincha, yulduz qanchalik kichik bo'lsa, zichlik shunchalik yuqori bo'ladi. Bu mezon unchalik farq qilmaydi. Quyoshdan 10 marta katta yoki kichik yulduzlar juda kam. Yoritgichlarning aksariyati 60 dan 0,03 gacha bo'lgan diapazonga to'g'ri keladi quyosh massalari. Boshlang'ich ko'rsatkich sifatida qabul qilingan Quyoshning zichligi 1,43 g / sm 3 ni tashkil qiladi. Oq mittilarning zichligi 10 12 g / sm 3 ga etadi va noyob supergigantlarning zichligi Quyoshdan millionlab marta kam bo'lishi mumkin.
Yulduzlarning standart tasnifida massa taqsimot sxemasi quyidagicha. Kichik yoritgichlarga massasi 0,08 dan 0,5 gacha quyoshli yoritgichlar kiradi. O'rtacha - 0,5 dan 8 gacha quyosh massasi va massiv - 8 va undan ko'p.
Yulduzlarning tasnifi . Moviydan oqgacha
Yulduzlarni rang bo'yicha tasniflash aslida tananing ko'rinadigan porlashiga emas, balki asoslanadi spektral xususiyatlar. Ob'ektning emissiya spektri aniqlanadi kimyoviy tarkibi yulduzlar, uning harorati unga bog'liq.
Eng keng tarqalgani 20-asr boshlarida yaratilgan Garvard tasnifi. O'sha paytda qabul qilingan standartlarga ko'ra, yulduzlarni rang bo'yicha tasniflash 7 turga bo'linishni o'z ichiga oladi.
Shunday qilib, eng yuqori harorat 30 dan 60 ming K gacha bo'lgan yulduzlar O sinfidagi yoritgichlar deb tasniflanadi. ko'k rang, bunday samoviy jismlarning massasi 60 quyosh massasiga (s.m.), radiusi esa 15 quyosh radiusiga (s.r.) etadi. Ularning spektridagi vodorod va geliy chiziqlari juda zaif. Bunday samoviy jismlarning yorqinligi 1 million 400 ming quyosh nuri (s.s.) ga yetishi mumkin.
B sinfidagi yulduzlarga haroratlari 10 dan 30 ming K gacha bo'lgan yoritgichlar kiradi. Bular oq-ko'k rangdagi osmon jismlari bo'lib, ularning massasi 18 s dan boshlanadi. m., radiusi esa 7 s dan. m.Bu sinf ob'ektlarining eng past yorqinligi 20 ming s. s. va spektrdagi vodorod chiziqlari kuchayib, o'rtacha qiymatlarga etadi.
A sinfidagi yulduzlarning harorati 7,5 dan 10 ming K gacha, ular oq. Bunday samoviy jismlarning minimal massasi 3,1 s dan boshlanadi. m., radiusi esa 2,1 s dan. R. Ob'ektlarning yorqinligi 80 dan 20 ming s gacha. Bilan. Bu yulduzlar spektridagi vodorod chiziqlari kuchli bo'lib, metall chiziqlar paydo bo'ladi.
F sinfidagi ob'ektlar aslida sariq-oq rangga ega, ammo oq ko'rinadi. Ularning harorati 6 dan 7,5 ming K gacha, massasi 1,7 dan 3,1 sm gacha, radius - 1,3 dan 2,1 s gacha. R. Bunday yulduzlarning yorqinligi 6 dan 80 s gacha o'zgarib turadi. Bilan. Spektrdagi vodorod chiziqlari zaiflashadi, metallar chiziqlari, aksincha, mustahkamlanadi.
Shunday qilib, oq yulduzlarning barcha turlari A dan F gacha bo'lgan sinflarga kiradi. Keyingi tasnifga ko'ra, sariq va to'q sariq rangli yoritgichlar.
Sariq, to'q sariq va qizil yulduzlar
Yulduz turlarining rangi koʻkdan qizilgacha boʻladi, chunki harorat pasayib, obʼyektning oʻlchami va yorqinligi pasayadi.
Quyoshni o'z ichiga olgan G sinfidagi yulduzlar 5 dan 6 ming K gacha haroratga etadi, ular sariq rang. Bunday jismlarning massasi 1,1 dan 1,7 s gacha. m., radius - 1,1 dan 1,3 s gacha. R. Yorqinlik - 1,2 dan 6 s gacha. Bilan. Geliy va metallarning spektral chiziqlari shiddatli, vodorod chiziqlari kuchsizlanib bormoqda.
K sinfiga mansub yoritgichlar 3,5 dan 5 ming K gacha haroratga ega. Ular sariq-to'q sariq rangga o'xshaydi, ammo bu yulduzlarning haqiqiy rangi to'q sariq rangga ega. Ushbu ob'ektlarning radiusi 0,9 dan 1,1 s gacha. r., vazni - 0,8 dan 1,1 s gacha. m Yorqinligi 0,4 dan 1,2 s gacha. Bilan. Vodorod chiziqlari deyarli ko'rinmas, metall chiziqlar juda kuchli.
Eng sovuq va eng kichik yulduzlar M sinfidir. Ularning harorati atigi 2,5 - 3,5 ming K va ular qizil ko'rinadi, garchi aslida bu ob'ektlar to'q sariq-qizil. Yulduzlarning massasi 0,3 dan 0,8 s gacha. m., radius - 0,4 dan 0,9 s gacha. R. Yorqinligi atigi 0,04 - 0,4 s. Bilan. Bular o'layotgan yulduzlar. Faqat yaqinda topilgan jigarrang mittilar ularga qaraganda sovuqroq. Ular uchun alohida M-T klassi ajratilgan.
Biz kuzatayotgan yulduzlar rangi va yorqinligi jihatidan farq qiladi. Yulduzning yorqinligi uning massasiga ham, masofasiga ham bog'liq. Va porlashning rangi uning yuzasidagi haroratga bog'liq. Eng sovuq yulduzlar qizil. Va eng issiq bo'lganlar mavimsi rangga ega. Oq va ko'k yulduzlar- eng issiq, ularning harorati Quyosh haroratidan yuqori. Bizning yulduzimiz Quyosh sariq yulduzlar sinfiga kiradi.
Osmonda nechta yulduz bor?
Olamning bizga ma'lum bo'lgan qismidagi yulduzlar sonini ham hisoblash deyarli mumkin emas. Olimlar faqat Somon yo'li deb ataladigan galaktikamizda taxminan 150 milliard yulduz bo'lishi mumkinligini aytishlari mumkin. Ammo boshqa galaktikalar ham bor! Ammo odamlar Yer yuzasidan yalang'och ko'z bilan ko'rish mumkin bo'lgan yulduzlar sonini aniqroq bilishadi. 4,5 mingga yaqin bunday yulduzlar mavjud.
Yulduzlar qanday tug'iladi?
Agar yulduzlar yonsa, bu kimgadir kerakligini anglatadimi? Cheksizda kosmik fazo Koinotda har doim eng oddiy moddaning molekulalari mavjud - vodorod. Qaerdadir vodorod kamroq, qayerdadir ko'p. O'zaro tortishish kuchlari ta'sirida vodorod molekulalari bir-biriga tortiladi. Ushbu tortishish jarayonlari juda uzoq davom etishi mumkin - millionlab va hatto milliardlab yillar. Ammo ertami-kechmi vodorod molekulalari bir-biriga shunchalik yaqin tortiladiki, gaz buluti hosil bo'ladi. Keyinchalik jalb qilish bilan bunday bulutning markazidagi harorat ko'tarila boshlaydi. Yana millionlab yillar o'tadi va gaz bulutidagi harorat shunchalik ko'tarilishi mumkinki, termoyadroviy sintez reaktsiyasi boshlanadi - vodorod geliyga aylana boshlaydi va osmonda yangi yulduz paydo bo'ladi. Har qanday yulduz issiq gaz sharidir.
Yulduzlarning umri sezilarli darajada farq qiladi. Olimlar yangi tug‘ilgan yulduzning massasi qancha ko‘p bo‘lsa, uning umri shunchalik qisqarishini aniqlashdi. Yulduzning umri yuzlab million yildan milliardlab yillargacha bo'lishi mumkin.
Yorug'lik yili
Yorug'lik yili - sekundiga 300 ming kilometr tezlikda o'tadigan yorug'lik nurining bir yilda bosib o'tadigan masofasi. Va bir yilda 31 536 000 soniya bor! Shunday qilib, bizga eng yaqin yulduzdan, Proksima Kentavr nomidan yorug'lik nuri to'rt yildan ortiq (4,22 yorug'lik yili) tarqaladi! Bu yulduz bizdan Quyoshdan 270 ming marta uzoqroq. Qolgan yulduzlar esa bizdan ancha uzoqda - bizdan o'nlab, yuzlab, minglab va hatto millionlab yorug'lik yili. Shuning uchun yulduzlar bizga juda kichik ko'rinadi. Va hatto eng kuchli teleskopda ham, sayyoralardan farqli o'laroq, ular doimo nuqta sifatida ko'rinadi.
"Yulduz turkumi" nima?
Qadim zamonlardan beri odamlar yulduzlarga qarashgan va yorqin yulduzlar guruhlarini tashkil etuvchi g'alati figuralarni, hayvonlarning tasvirlarini va afsonaviy qahramonlarni ko'rishgan. Osmondagi bunday figuralar yulduz turkumlari deb atala boshlandi. Va osmonda u yoki bu yulduz turkumidagi odamlarning yulduzlari bir-biriga vizual ravishda yaqin bo'lsa-da, kosmosda bu yulduzlar bir-biridan ancha uzoqda joylashgan bo'lishi mumkin. Eng mashhur yulduz turkumlari - katta va kichik yulduz turkumlari. Gap shundaki, Kichik o'rta yulduz turkumiga ko'rsatgan qutb yulduzi kiradi Shimoliy qutb bizning Yer sayyoramiz. Osmonda Shimoliy Yulduzni qanday topishni bilgan holda, har qanday sayohatchi va navigator shimol qayerda ekanligini aniqlashi va hududda harakatlanishi mumkin bo'ladi.
O'ta yangi yulduzlar
Ba'zi yulduzlar umrining oxirida to'satdan odatdagidan minglab va millionlab marta yorqinroq porlay boshlaydi va atrofdagi fazoga ulkan materiya massasini chiqaradi. Odatda o'ta yangi yulduz portlashi sodir bo'ladi, deb aytiladi. O'ta yangi yulduzning porlashi asta-sekin so'nadi va oxir-oqibat bunday yulduz o'rnida faqat yorqin bulut qoladi. Xuddi shunday o'ta yangi yulduz portlashi qadimgi astronomlar tomonidan Yaqin va Uzoq Sharq 1054 yil 4 iyul. Ushbu o'ta yangi yulduzning parchalanishi 21 oy davom etdi. Endi bu yulduz o'rnida ko'plab astronomiya ixlosmandlariga ma'lum bo'lgan Qisqichbaqa tumanligi mavjud.
Ushbu bo'limni umumlashtirish uchun biz shuni ta'kidlaymiz
V. Yulduzlarning turlari
Yulduzlarning asosiy spektral tasnifi:
Jigarrang mittilar
Jigarrang mittilar yulduzlarning bir turi yadro reaksiyalari radiatsiya tufayli energiya yo'qotishlarini hech qachon qoplay olmadi. Uzoq vaqt davomida jigarrang mittilar faraziy ob'ektlar edi. Ularning mavjudligi 20-asrning o'rtalarida yulduzlarning paydo bo'lishi paytida sodir bo'lgan jarayonlar haqidagi g'oyalarga asoslanib bashorat qilingan. Biroq, 2004 yilda jigarrang mitti birinchi marta topilgan. Bugungi kunga qadar bunday turdagi juda ko'p yulduzlar topilgan. Ularning spektral sinfi M - T. Nazariy jihatdan yana bir sinf ajralib turadi - Y.
Oq mittilar
Geliy porlashidan ko'p o'tmay, uglerod va kislorod "yonib ketadi"; bu hodisalarning har biri yulduzning kuchli qayta tuzilishiga va uning Gertssprung-Rassel diagrammasi bo'ylab tez harakatlanishiga sabab bo'ladi. Yulduz atmosferasining kattaligi yanada oshadi va u yulduz shamolining tarqaladigan oqimlari shaklida gazni intensiv ravishda yo'qota boshlaydi. Yulduzning markaziy qismining taqdiri butunlay uning boshlang'ich massasiga bog'liq: yulduz yadrosi o'z evolyutsiyasini shunday tugatishi mumkin. oq mitti(past massali yulduzlar), agar evolyutsiyaning keyingi bosqichlarida uning massasi Chandrasekhar chegarasidan oshsa - kabi neytron yulduzi(pulsar), agar massa Oppengeymer-Volkov chegarasidan oshsa - qanday qilib qora tuynuk. So'nggi ikki holatda yulduzlar evolyutsiyasining tugashi halokatli hodisalar - o'ta yangi yulduz portlashlari bilan birga keladi.
Yulduzlarning katta qismi, shu jumladan Quyosh, degeneratsiyalangan elektronlar bosimi tortishish kuchini muvozanatlashtirmaguncha qisqarish orqali evolyutsiyani tugatadi. Bu holatda yulduzning kattaligi yuz marta kichrayib, zichligi suv zichligidan million marta ko'p bo'lsa, yulduz oq mitti deb ataladi. U energiya manbalaridan mahrum bo'lib, asta-sekin sovib, qorong'i va ko'rinmas holga keladi.
Qizil gigantlar
Qizil gigantlar va supergigantlar - bu juda past samarali haroratga ega (3000 - 5000 K), lekin juda katta yorqinlikka ega yulduzlar. Bunday jismlarning tipik mutlaq kattaligi?3m-0m(I va III sinf yorqinlik). Ularning spektri molekulyar yutilish zonalarining mavjudligi bilan tavsiflanadi va maksimal emissiya infraqizil diapazonda sodir bo'ladi.
O'zgaruvchan yulduzlar
O'zgaruvchan yulduz - bu butun kuzatish tarixida yorqinligi kamida bir marta o'zgargan yulduz. O'zgaruvchanlikning ko'p sabablari bor va ular nafaqat bilan bog'liq bo'lishi mumkin ichki jarayonlar: agar yulduz ikki barobar bo'lsa va ko'rish chizig'i yotsa yoki ko'rish maydoniga bir oz burchak ostida bo'lsa, unda yulduz diskidan o'tuvchi bitta yulduz uni tutib oladi va agar yorug'likdan yorug'lik tushsa, yorqinligi ham o'zgarishi mumkin. yulduz kuchli tortishish maydonidan o'tadi. Biroq, ko'p hollarda, o'zgaruvchanlik beqaror ichki jarayonlar bilan bog'liq. IN oxirgi versiya O'zgaruvchan yulduzlarning umumiy katalogi quyidagi bo'limni qabul qiladi:
Otiladigan o'zgaruvchan yulduzlar- bular xromosfera va tojlardagi shiddatli jarayonlar va chaqnashlar tufayli yorqinligini o'zgartiradigan yulduzlar. Yorqinlikning o'zgarishi odatda konvertning o'zgarishi yoki o'zgaruvchan intensivlikdagi yulduz shamoli va / yoki yulduzlararo muhit bilan o'zaro ta'sir ko'rinishidagi massa yo'qolishi tufayli sodir bo'ladi.
Pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchan yulduzlar ular sirt qatlamlarining davriy kengayishi va qisqarishini ko'rsatadigan yulduzlardir. Pulsatsiyalar radial yoki radial bo'lmagan bo'lishi mumkin. Yulduzning radial pulsatsiyalari uning shaklini sharsimon qoldiradi, radial bo'lmagan pulsatsiyalar esa yulduz shaklining sferikdan og'ishiga olib keladi va yulduzning qo'shni zonalari qarama-qarshi fazalarda bo'lishi mumkin.
Aylanuvchi o'zgaruvchan yulduzlar- bular sirt ustida yorqinligi bir xil bo'lmagan va/yoki ellipsoidal bo'lmagan shaklga ega bo'lgan yulduzlardir, buning natijasida yulduzlar aylanayotganda kuzatuvchi ularning o'zgaruvchanligini qayd etadi. Sirt yorqinligining bir xilligi dog'lar yoki termal yoki kimyoviy bir xillik tufayli yuzaga kelishi mumkin. magnit maydonlar, uning o'qlari yulduzning aylanish o'qiga to'g'ri kelmaydi.
Kataklizmik (portlovchi va novaga o'xshash) o'zgaruvchan yulduzlar. Bu yulduzlarning oʻzgaruvchanligi ularning sirt qatlamlarida (novalar) yoki chuqurliklarida (oʻta yangi yulduzlar) portlash jarayonlari natijasida yuzaga keladigan portlashlar natijasida yuzaga keladi.
Ikkilik tizimlarning tutilishi.
Qattiq rentgen nurlanishiga ega optik o'zgaruvchan ikkilik tizimlar
Yangi o'zgaruvchilar turlari- katalogni nashr qilish paytida aniqlangan va shuning uchun allaqachon nashr etilgan sinflarga kiritilmagan o'zgaruvchanlik turlari.
Yangi
Nova - kataklizm o'zgaruvchilarning bir turi. Ularning yorqinligi o'ta yangi yulduzlarniki kabi keskin o'zgarmaydi (amplitudasi 9 m bo'lishi mumkin): maksimaldan bir necha kun oldin yulduz atigi 2 m xiraroq. Bunday kunlar soni yulduzning qaysi sinfga tegishli ekanligini aniqlaydi:
Agar bu vaqt (t2 sifatida belgilangan) 10 kundan kam bo'lsa, juda tez.
Tez - 11
Novaning maksimal yorqinligining t2 ga bog'liqligi mavjud. Ba'zan bu bog'liqlik yulduzgacha bo'lgan masofani aniqlash uchun ishlatiladi. Har xil diapazonlarda alangalanish maksimali o'zini boshqacha tutadi: ko'rinadigan diapazonda radiatsiya allaqachon pasaygan bo'lsa, ultrabinafshada u hali ham o'sib bormoqda. Agar infraqizil diapazonda chaqnash ham kuzatilsa, ultrabinafsha nuridagi porlash pasaygandan keyingina maksimal darajaga erishiladi. Shunday qilib, alangalanish paytida bolometrik yorug'lik uzoq vaqt davomida o'zgarmaydi.
Bizning Galaktikamizda novalarning ikkita guruhini ajratib ko'rsatish mumkin: yangi disklar (o'rtacha, ular yorqinroq va tezroq) va biroz sekinroq va shunga mos ravishda biroz zaifroq bo'lgan yangi burmalar.
O'ta yangi yulduzlar
O'ta yangi yulduzlar o'z evolyutsiyasini halokatli portlash jarayonida tugatadigan yulduzlardir. "O'ta yangi yulduzlar" atamasi "yangi yulduzlarga" qaraganda ancha kuchliroq (kattalik bo'yicha) porlagan yulduzlarni tasvirlash uchun ishlatilgan. Aslida, na biri, na ikkinchisi jismonan yangi emas, mavjud yulduzlar doimo yonib turadi. Ammo bir nechta tarixiy holatlarda, ilgari osmonda deyarli yoki butunlay ko'rinmas bo'lgan yulduzlar yonib ketdi, bu esa yangi yulduzning paydo bo'lishi effektini yaratdi. O'ta yangi yulduzning turi olov spektrida vodorod chiziqlari mavjudligi bilan aniqlanadi. Agar u mavjud bo'lsa, u II turdagi o'ta yangi yulduzdir, agar bo'lmasa, u I turdagi o'ta yangi yulduzdir.
Gipernovalar
Gipernova - termoyadroviy reaktsiyalarni qo'llab-quvvatlash uchun boshqa manbalar qolmaganidan keyin juda og'ir yulduzning qulashi; boshqacha qilib aytganda, bu juda katta o'ta yangi yulduz. 1990-yillarning boshidan beri yulduz portlashlari shunchalik kuchli kuzatildiki, portlash kuchi oddiy o'ta yangi yulduzning kuchidan taxminan 100 marta oshib ketdi va portlash energiyasi 1046 jouldan oshdi. Bundan tashqari, bu portlashlarning ko'pchiligi juda kuchli gamma-nurlari portlashlari bilan birga bo'lgan. Osmonni intensiv o'rganish gipernovalar mavjudligini tasdiqlovchi bir nechta dalillarni topdi, ammo hozircha gipernovalar faraziy ob'ektlardir. Bugungi kunda bu atama 100 dan 150 gacha yoki undan ko'p quyosh massasiga ega bo'lgan yulduzlarning portlashlarini tasvirlash uchun ishlatiladi. Gipernovalar nazariy jihatdan kuchli radioaktiv chaqnash tufayli Yerga jiddiy xavf solishi mumkin edi, ammo hozirda Yer yaqinida bunday xavf tug‘diradigan yulduzlar yo‘q. Ba'zi ma'lumotlarga ko'ra, 440 million yil oldin Yer yaqinida gipernova portlashi sodir bo'lgan. Ehtimol, bu portlash natijasida qisqa muddatli nikel izotopi 56Ni Yerga tushib ketgan.
Neytron yulduzlari
Quyoshdan kattaroq yulduzlarda degeneratsiyalangan elektronlarning bosimi yadroning siqilishini o'z ichiga olmaydi va u zarralarning ko'pchiligi neytronlarga aylanguncha davom etadi, shunchalik zich o'ralganki, yulduzning o'lchami kilometrlarda o'lchanadi va uning zichligi. 280 trln. marta suv zichligi. Bunday jism neytron yulduzi deyiladi; uning muvozanati degeneratsiyalangan neytron moddasining bosimi bilan saqlanadi.
Har bir inson materiyaning uchta fizik holatini biladi - qattiq, suyuq va gazsimon.. Yopiq hajmda ketma-ket yuqori haroratgacha qizdirilganda modda bilan nima sodir bo'ladi? - bir agregat holatidan ikkinchi holatga ketma-ket o'tish: qattiq - suyuq - gaz(haroratning oshishi bilan molekulalarning harakat tezligining oshishi tufayli). Gazni 1200 ºS dan yuqori haroratlarda keyingi isitish bilan gaz molekulalarining atomlarga parchalanishi boshlanadi va 10 000 ºS dan yuqori haroratlarda - gaz atomlarining qisman yoki to'liq parchalanishi, ularning elementar zarralari - elektronlar va atom yadrolari. Plazma - moddaning molekulalari yoki atomlari yuqori harorat ta'sirida yoki boshqa sabablarga ko'ra qisman yoki to'liq vayron bo'ladigan moddaning to'rtinchi holati. Koinotdagi moddalarning 99,9% plazma holatidadir.
Yulduzlar massasi 10 26 -10 29 kg boʻlgan kosmik jismlar sinfidir.
Yulduz - bu, qoida tariqasida, gidrodinamik va termodinamik muvozanatda bo'lgan issiq plazma sferik kosmik jism.
Agar muvozanat buzilgan bo'lsa, yulduz pulsatsiya qila boshlaydi (uning o'lchami, yorqinligi va harorat o'zgarishi). Yulduz o'zgaruvchan yulduzga aylanadi.
O'zgaruvchan yulduz vaqt o'tishi bilan yorqinligi (osmonda ko'rinadigan yorqinligi) o'zgarib turadigan yulduzdir. O'zgaruvchanlikning sabablari yulduzning ichki qismidagi jismoniy jarayonlar bo'lishi mumkin. Bunday yulduzlar deyiladi jismoniy o'zgaruvchilar(masalan, d Cephei. Unga o'xshash o'zgaruvchan yulduzlar chaqirila boshlandi Sefeidlar).
Tanishish va tutilgan o'zgaruvchilar o'zgaruvchanligi tarkibiy qismlarining o'zaro tutilishi natijasida yuzaga keladigan yulduzlar(masalan, b Persei - Algol. Uning o'zgaruvchanligini birinchi marta 1669 yilda italiyalik iqtisodchi va astronom Geminiano Montanari kashf etgan).
Tutilayotgan o'zgaruvchan yulduzlar har doim ikki barobar, bular. bir-biriga yaqin joylashgan ikkita yulduzdan iborat. Yulduzlar jadvalidagi o'zgaruvchan yulduzlar doira bilan ko'rsatilgan:
Yulduzlar har doim ham to'p emas. Agar yulduz juda tez aylansa, uning shakli sharsimon emas. Yulduz qutblardan qisqaradi va mandarin yoki qovoq kabi bo'ladi (masalan, Vega, Regulus). Agar yulduz juft bo'lsa, bu yulduzlarning bir-biriga o'zaro tortishishi ham ularning shakliga ta'sir qiladi. Ular tuxumsimon yoki qovunsimon shaklga ega bo'ladilar (masalan, qo'sh yulduz b Lyrae yoki Spica komponentlari):
Yulduzlar bizning Galaktikamizning asosiy aholisidir (bizning Galaktikamiz bosh harf bilan yozilgan). Unda 200 milliardga yaqin yulduz bor. Hatto eng katta teleskoplar yordamida ham Galaktikadagi yulduzlar umumiy sonining faqat yarim foizini ko‘rish mumkin. Tabiatda kuzatilgan barcha moddalarning 95% dan ortig'i yulduzlarda to'plangan. Qolgan 5% yulduzlararo gaz, chang va barcha oʻz-oʻzidan yorugʻ boʻlmagan jismlardan iborat.
Quyoshdan tashqari barcha yulduzlar bizdan shunchalik uzoqdaki, hatto eng katta teleskoplarda ham ular turli rangdagi va yorqinlikdagi nurli nuqtalar shaklida kuzatiladi. Quyoshga eng yaqin tizim uchta yulduzdan iborat a Sentavr tizimidir. Ulardan biri, Proksima deb nomlangan qizil mitti eng yaqin yulduzdir. U 4,2 yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan. Siriusga - 8,6 sv. yil, Altairga - 17 St. yillar. Vega - 26 St. yillar. Shimoliy yulduzga - 830 sv. yillar. Denebga - 1500 sv. yillar. Birinchi marta 1837 yilda V.Ya. boshqa yulduzgacha bo'lgan masofani aniqlay oldi (bu Vega edi). Struve.
Disk tasvirini olish mumkin bo'lgan birinchi yulduz (va hatto undagi ba'zi dog'lar) Betelgeuse (a Orionis). Ammo buning sababi, Betelgeuse diametri Quyoshdan 500-800 marta kattaroqdir (yulduz pulsatsiyalanadi). Altair diskining (a Aquila) tasviri ham olingan, ammo bu Altair eng yaqin yulduzlardan biri bo'lgani uchun.
Yulduzlarning rangi ularning tashqi qatlamlarining haroratiga bog'liq. Harorat oralig'i - 2000 dan 60 000 ° S gacha. Eng sovuq yulduzlar qizil, eng issiqlari esa ko'k. Yulduzning rangiga qarab, uning tashqi qatlamlari qanchalik issiq ekanligini aniqlashingiz mumkin.
Qizil yulduzlarga misollar: Antares (a Scorpii) va Betelgeuse (a Orionis).
To'q sariq yulduzlarga misollar: Aldebaran (a Tauri),
Arcturus (a Bootes)
va Pollux (b Gemini).
Sariq yulduzlarga misollar: Quyosh, Kapella (a Aurigae) va Toliman (a Centauri).
Sarg'ish-oq yulduzlarga misollar: Procyon (a Canis Minor) va Canopus (a Carinae).
Oq yulduzlarga misollar: Sirius (a Canis Majoris), Vega (a Lyrae), Altair (a Eagle) va Deneb (a Cygnus).
Moviy yulduzlarga misollar: Regulus (a Leo) va Spica (a Virgo).
Yulduzlardan juda kam yorug'lik kelishi tufayli inson ko'zi rang soyalarini faqat eng yorqinidan ajrata oladi. Durbin va undan ham ko'proq teleskop bilan (ular ko'zdan ko'ra ko'proq yorug'likni ushlaydi) yulduzlarning rangi sezilarli bo'ladi.
Chuqurlik bilan harorat oshadi. Hatto eng sovuq yulduzlarning markazlarida harorat millionlab darajaga etadi. Quyoshning markazida taxminan 15 000 000 ° C harorat mavjud (Kelvin shkalasi ham qo'llaniladi - mutlaq haroratlar shkalasi, lekin biz juda yuqori haroratlar haqida gapirganda, Kelvin va Tselsiy shkalalari orasidagi 273 º farqni e'tiborsiz qoldirish mumkin).
Yulduzli interyerni nima isitadi? Bu sodir bo'layotgani ma'lum bo'ldi termoyadroviy jarayonlar, buning natijasida juda katta miqdorda energiya chiqariladi. Yunon tilidan tarjima qilingan "termos" issiq degan ma'noni anglatadi. Yulduzlardan tashkil topgan asosiy kimyoviy element hisoblanadi vodorod. Aynan shu narsa termoyadroviy jarayonlar uchun yoqilg'i hisoblanadi. Bu jarayonlarda vodorod atomlarining yadrolari geliy atomlarining yadrolariga aylanadi, bu esa energiyaning chiqishi bilan birga keladi. Yulduzdagi vodorod yadrolari soni kamayadi, geliy yadrolari esa ko'payadi. Vaqt o'tishi bilan yulduzda boshqa kimyoviy elementlar sintezlanadi. Turli moddalarning molekulalarini tashkil etuvchi barcha kimyoviy elementlar bir vaqtlar yulduzlar tubida tug'ilgan."Yulduzlar insonning o'tmishidir, odam esa yulduzning kelajagi", deb ba'zan majoziy ma'noda aytadilar.
Yulduzning elektromagnit to'lqinlar va zarrachalar shaklida energiya chiqarish jarayoni deyiladi radiatsiya. Yulduzlar energiyani nafaqat yorug'lik va issiqlik ko'rinishida, balki boshqa turdagi nurlanishlar - gamma nurlari, rentgen nurlari, ultrabinafsha, radio nurlari ham chiqaradi. Bundan tashqari, yulduzlar neytral va zaryadlangan zarralar oqimini chiqaradi. Bu oqimlar yulduz shamolini hosil qiladi. Yulduzli shamol materiyaning yulduzlardan koinotga chiqishi jarayonidir. Natijada, yulduzlarning massasi doimo va asta-sekin kamayib boradi. Bu Yer va boshqa sayyoralarda auroralarning paydo bo'lishiga olib keladigan Quyoshdan (quyosh shamoli) yulduz shamolidir. Aynan quyosh shamoli kometalarning dumlarini Quyoshga qarama-qarshi tomonga buradi.
Yulduzlar, albatta, bo'shliqdan paydo bo'lmaydi (yulduzlar orasidagi bo'shliq mutlaq vakuum emas). Materiallar gaz va changdir. Ular kosmosda notekis taqsimlanib, juda past zichlikdagi va ulkan hajmdagi shaklsiz bulutlarni hosil qiladi - bir yoki ikki yorug'lik yilidan o'nlab yorug'lik yiligacha. Bunday bulutlar deyiladi tarqoq gaz-chang tumanliklari. Ulardagi harorat juda past - taxminan -250 ° C. Lekin har bir gaz-chang tumanligi yulduzlarni hosil qilmaydi. Ba'zi tumanliklar yulduzlarsiz uzoq vaqt mavjud bo'lishi mumkin. Yulduz tug'ilishi jarayoni boshlanishi uchun qanday shartlar zarur? Birinchisi, bulutning massasi. Agar materiya etarli bo'lmasa, unda, albatta, yulduz paydo bo'lmaydi. Ikkinchidan, ixchamlik. Agar bulut juda keng va bo'sh bo'lsa, uni siqish jarayonlari boshlanmaydi. Xo'sh, uchinchidan, urug' kerak - ya'ni. chang va gaz laxtasi, keyinchalik yulduz embrioniga aylanadi - protoyulduz. Protostar- bu shakllanishining yakuniy bosqichidagi yulduz. Agar bu shartlar bajarilsa, u holda bulutning gravitatsion siqilishi va qizishi boshlanadi. Bu jarayon tugaydi yulduz shakllanishi- yangi yulduzlarning paydo bo'lishi. Bu jarayon millionlab yillar davom etadi. Astronomlar yulduzlarning paydo boʻlish jarayoni jadal surʼatda kechayotgan tumanliklarni topdilar – baʼzi yulduzlar allaqachon yonib boʻlgan, baʼzilari embrion — protoyulduzlar shaklida, tumanlik hali ham saqlanib qolgan. Masalan, Buyuk Orion tumanligi.
Yulduzning asosiy fizik xususiyatlari yorug'lik, massa va radiusdir(yoki diametri), ular kuzatishlar natijasida aniqlanadi. Ularni bilish, shuningdek, yulduzning kimyoviy tarkibi (uning spektri bilan belgilanadi), yulduzning modelini hisoblash mumkin, ya'ni. uning chuqurligidagi jismoniy sharoitlar, unda sodir bo'ladigan jarayonlarni o'rganish.Keling, yulduzlarning asosiy xususiyatlariga batafsil to'xtalib o'tamiz.
Og'irligi. Massani to'g'ridan-to'g'ri yulduzning atrofdagi jismlarga tortishish ta'siri bilan aniqlash mumkin. Masalan, Quyoshning massasi uning atrofidagi sayyoralarning ma'lum aylanish davrlaridan kelib chiqqan holda aniqlangan. Boshqa yulduzlarda sayyoralar bevosita kuzatilmaydi. Massani ishonchli o'lchash faqat qo'shaloq yulduzlar uchun mumkin (Nyuton III tomonidan umumlashtirilgan Kepler qonunidan foydalangan holda, n.va keyin xato 20-60% ni tashkil qiladi). Galaktikamizdagi barcha yulduzlarning qariyb yarmi ikki barobar. Yulduz massalari ≈0,08 dan ≈100 Quyosh massasigacha.Massasi 0,08 Quyosh massasidan kam bo'lgan yulduzlar yo'q, ular shunchaki yulduzga aylanmaydi, balki qorong'u jismlar bo'lib qoladi.Quyosh massasi 100 dan ortiq bo'lgan yulduzlar juda kam uchraydi. Ko'pgina yulduzlarning massasi 5 Quyosh massasidan kam. Yulduzning taqdiri uning massasiga bog'liq, ya'ni. yulduzning rivojlanishi va rivojlanishining stsenariysi. Kichik, sovuq qizil mittilar vodoroddan juda kam foydalanadi va shuning uchun ularning hayoti yuzlab milliard yillar davom etadi. Quyoshning, sariq mittining umri taxminan 10 milliard yilni tashkil etadi (Quyosh allaqachon umrining yarmini yashagan). Massiv supergigantlar vodorodni tezda iste'mol qiladi va tug'ilgandan keyin bir necha million yil ichida yo'qoladi. Yulduz qanchalik massiv bo'lsa, uning hayot yo'li shunchalik qisqa bo'ladi.
Koinotning yoshi 13,7 milliard yil deb baholanadi. Shuning uchun yoshi 13,7 milliard yildan oshgan yulduzlar hali mavjud emas.
- Massasi bo'lgan yulduzlar 0,08 quyosh massalari jigarrang mittilar; ularning taqdiri barcha termoyadro reaktsiyalarining to'xtashi va qorong'u sayyoraga o'xshash jismlarga aylanishi bilan doimiy siqilish va sovutishdir.
- Massasi bo'lgan yulduzlar 0,08-0,5
Quyosh massalari (bu har doim qizil mittilar) vodorodni ishlatgandan so'ng, qizib ketganda va oq mitti bo'lib, asta-sekin siqila boshlaydi.
- Massasi bo'lgan yulduzlar 0,5-8
Quyosh massalari hayotlarining oxirida avval qizil gigantlarga, keyin esa oq mittilarga aylanadi. Yulduzning tashqi qatlamlari kosmosda shaklda tarqalgan sayyora tumanligi. Sayyora tumanligi ko'pincha sharsimon yoki halqa shaklida bo'ladi.
- Massasi bo'lgan yulduzlar 8-10 quyosh massalari umrining oxirida portlashi mumkin yoki ular tinchgina qarib, avval qizil supergigantlarga, keyin esa qizil mittilarga aylanadi.
- dan kattaroq massaga ega yulduzlar 10
Quyosh massalari hayotining oxirida ular avval qizil supergigantlarga aylanadi, so'ngra o'ta yangi yulduzlar sifatida portlaydi (o'ta yangi yulduz yangi yulduz emas, balki eski yulduz) va keyin neytron yulduzlarga aylanadi yoki qora tuynuklarga aylanadi.
Qora tuynuklar- bular kosmosdagi teshiklar emas, balki juda katta massa va zichlikka ega bo'lgan jismlar (massiv yulduzlarning qoldiqlari). Qora tuynuklar na g'ayritabiiy, na sehrli kuchga ega va ular "koinot yirtqich hayvonlari" emas. Ular shunchaki shunday kuchli tortishish maydoniga egaki, hech qanday nurlanish (na ko'rinadigan - yorug'lik, na ko'rinmas) ularni tark eta olmaydi. Shuning uchun qora tuynuklar ko'rinmas. Biroq, ularni atrofdagi yulduzlar va tumanliklarga ta'siri orqali aniqlash mumkin. Qora tuynuklar koinotda mutlaqo keng tarqalgan hodisa bo'lib, ulardan qo'rqishning hojati yo'q. Galaktikamiz markazida o'ta massiv qora tuynuk bo'lishi mumkin.
Radius (yoki diametri). Yulduzlarning o'lchamlari juda xilma-xildir - bir necha kilometrdan (neytron yulduzlar) Quyosh diametrining 2000 barobarigacha (supergigantlar). Qoidaga ko'ra, yulduz qanchalik kichik bo'lsa, uning o'rtacha zichligi shunchalik yuqori bo'ladi. Neytron yulduzlarida zichlik 10 13 g/sm 3 ga etadi! Bunday moddaning o'simtasi Yerda 10 million tonnani tashkil qiladi. Ammo supergigantlar Yer yuzasidagi havo zichligidan kamroq zichlikka ega.
Ayrim yulduzlarning diametri Quyoshga nisbatan:
Sirius va Altair 1,7 marta kattaroq,
Vega 2,5 baravar katta,
Regulus 3,5 baravar katta,
Arcturus 26 marta katta
Polar 30 marta katta,
shpal 70 baravar katta,
Deneb 200 marta kattaroq,
Antares 800 marta kattaroq,
YV Canis Majoris 2000 marta katta (ma'lum bo'lgan eng katta yulduz).
Yorqinlik - bu ob'ekt (bu holda yulduzlar) tomonidan vaqt birligida chiqaradigan umumiy energiya. Yulduzlarning yorqinligi odatda Quyoshning yorqinligi bilan taqqoslanadi (yulduzlarning yorqinligi Quyoshning yorqinligi orqali ifodalanadi). Masalan, Sirius Quyoshdan 22 marta ko'proq energiya chiqaradi (Siriusning yorqinligi 22 Quyoshga teng). Veganing yorqinligi 50 Quyosh, Denebning yorqinligi 54 000 Quyosh (Deneb eng kuchli yulduzlardan biridir).
Yer osmonidagi yulduzning yorqinligi (to'g'rirog'i, yorqinligi) quyidagilarga bog'liq:
- yulduzgacha bo'lgan masofa. Agar yulduz bizga yaqinlashsa, uning ko'rinadigan yorqinligi asta-sekin o'sib boradi. Va aksincha, yulduz bizdan uzoqlashganda, uning ko'rinadigan yorqinligi asta-sekin kamayadi. Agar siz ikkita bir xil yulduzni olsangiz, bizga yaqinroq yulduz yorqinroq ko'rinadi.
- tashqi qatlamlarning harorati bo'yicha. Yulduz qanchalik issiq bo'lsa, u kosmosga shunchalik ko'p yorug'lik energiyasini yuboradi va u shunchalik yorqinroq ko'rinadi. Agar yulduz sovib qolsa, uning osmondagi yorqinligi pasayadi. Bizdan bir xil o'lchamdagi va bir xil masofadagi ikkita yulduz, bir xil miqdordagi yorug'lik energiyasini chiqarish sharti bilan, aniq yorqinlikda bir xil ko'rinadi, ya'ni. tashqi qatlamlarning bir xil haroratiga ega. Agar yulduzlardan biri boshqasidan sovuqroq bo'lsa, u kamroq yorqinroq ko'rinadi.
- hajmi (diametri) bo'yicha. Agar siz tashqi qatlamlarining harorati bir xil bo'lgan (bir xil rangdagi) ikkita yulduzni olib, ularni bizdan bir xil masofaga qo'ysangiz, kattaroq yulduz ko'proq yorug'lik energiyasini chiqaradi va shuning uchun osmonda yorqinroq ko'rinadi.
- ko'rish chizig'i yo'lida joylashgan kosmik chang va gaz bulutlari tomonidan yorug'likning yutilishidan. Kosmik chang qatlami qanchalik qalinroq bo'lsa, u yulduzdan shunchalik ko'p yorug'likni yutadi va yulduz shunchalik xiraroq ko'rinadi. Agar biz ikkita bir xil yulduzni olib, ulardan birining oldiga gaz-chang tumanligini qo'ysak, bu yulduz kamroq yorqinroq ko'rinadi.
- ufq ustidagi yulduz balandligidan. Ufq yaqinida har doim zich tuman bo'lib, u yulduzlarning yorug'ligini o'ziga singdiradi. Ufq yaqinida (quyosh chiqqandan keyin yoki quyosh botishidan oldin) yulduzlar har doim tepada turgandan ko'ra xiraroq ko'rinadi.
"Ko'rinish" va "bo'lish" tushunchalarini chalkashtirmaslik juda muhimdir.
Yulduz mumkin bo'lmoq o'zi juda yorqin, lekin tuyuladi turli sabablarga ko'ra xiralashgan: unga masofa katta bo'lganligi sababli, kichik o'lchamlari tufayli, uning yorug'ligini kosmik chang yoki Yer atmosferasidagi chang bilan singdirishi sababli. Shuning uchun, er osmonidagi yulduzning yorqinligi haqida gapirganda, ular iborani ishlatadilar. "ko'rinadigan yorqinlik" yoki "yorqinlik".
Yuqorida aytib o'tilganidek, qo'sh yulduzlar mavjud. Ammo uch (masalan, a Sentavr) va to'rtlik (masalan, e Lyra) va besh va olti (masalan, Kastor) va boshqalar ham bor. Yulduz tizimidagi alohida yulduzlar deyiladi komponentlar. Ikki dan ortiq komponentli yulduzlar deyiladi karrali yulduzlar. Ko'p yulduzning barcha tarkibiy qismlari o'zaro tortishish kuchlari bilan bog'langan (ular yulduzlar tizimini tashkil qiladi) va murakkab traektoriyalar bo'ylab harakatlanadi.
Agar ko'plab komponentlar bo'lsa, bu endi bir nechta yulduz emas, balki yulduz klasteri. Farqlash to'p Va tarqoq yulduz klasterlari. Globulyar klasterlar ko'plab eski yulduzlarni o'z ichiga oladi va ko'plab yosh yulduzlarni o'z ichiga olgan ochiq klasterlarga qaraganda eskiroqdir. Globulyar klasterlar ancha barqaror, chunki... ulardagi yulduzlar bir-biridan kichik masofada joylashgan va ular orasidagi o'zaro tortishish kuchlari ochiq klasterlarning yulduzlari orasidagidan ancha katta. Ochiq klasterlar vaqt o'tishi bilan tarqaladi.
Ochiq klasterlar odatda Somon yo'li bandida yoki yaqinida joylashgan. Aksincha, globular klasterlar yulduzli osmonda Somon yo'lidan uzoqda joylashgan.
Ba'zi yulduz klasterlarini osmonda hatto yalang'och ko'z bilan ham ko'rish mumkin. Masalan, Torosdagi ochiq klasterlar Hyades va Pleiades (M 45), Saratonda ochiq klaster Manger (M 44), Gerkulesdagi M 13 globular klaster. Ularning ko'pchiligi durbin orqali ko'rinadi.
yulduzlar qanday rangda? va nima uchun?
- Yulduzlar kamalakning barcha ranglarida keladi. Chunki ular har xil harorat va tarkibga ega.
-
http://www.pockocmoc.ru/color.php - Yulduzlar turli xil ranglarda bo'ladi. Arcturus sariq-to'q sariq rangga ega, Rigel oq-ko'k, Antares yorqin qizil rangga ega. Yulduz spektridagi dominant rang uning sirt haroratiga bog'liq. Yulduzning gaz qobig'i deyarli ideal emitent (mutlaqo qora tan) kabi harakat qiladi va M. Plank (1858-1947), J. Stefan (1835-1893) va V. Wien (1835-1893) nurlanishning klassik qonunlariga to'liq bo'ysunadi. 1864-1928), tananing harorati va uning nurlanishining tabiatini bog'laydi. Plank qonuni energiyaning tananing spektrida taqsimlanishini tavsiflaydi. Uning ta'kidlashicha, harorat oshishi bilan umumiy radiatsiya oqimi oshadi va spektrdagi maksimal qisqaroq to'lqinlar tomon siljiydi. Maksimal nurlanish sodir bo'lgan to'lqin uzunligi (santimetrda) Wien qonuni bilan belgilanadi: lmax = 0,29 / T. Aynan shu qonun Antaresning qizil rangini (T = 3500 K) va Rigelning mavimsi rangini (T = 18000 K) tushuntiradi.
GARVARD SPEKTRAL TASNIFI
Spektral sinf Samarali harorat, KColor
O———————————————2600035000 ——————Moviy
B ———————————————1200025000 ———-Oq-ko‘k
A ————————————————800011000 ———————Oq
F ————————————————-62007900 ———-Sariq-oq
G ————————————————50006100 ——————-Sariq
K ————————————————-35004900 ————-Apelsin
M ————————————————26003400 ——————Qizil - Bizning quyoshimiz och sariq yulduzdir. Umuman olganda, yulduzlar turli xil ranglar va soyalarga ega. Yulduzlarning ranglarining farqi ularning har xil haroratga ega bo'lishi bilan bog'liq. Va shuning uchun bu sodir bo'ladi. Ma'lumki, yorug'lik to'lqin uzunligi juda qisqa bo'lgan to'lqin nurlanishidir. Agar biz bu yorug'likning uzunligini biroz o'zgartirsak, biz ko'rgan rasmning rangi keskin o'zgaradi. Masalan, qizil yorug'likning to'lqin uzunligi ko'k nurning to'lqin uzunligidan bir yarim baravar ko'p.
Rangli yulduzlar klasteri
Olimlar rang va harorat bilan bog'liq bo'lgan fizik qonunlarni ishlab chiqdilar. Tana qanchalik issiq bo'lsa, uning yuzasidan nurlanish energiyasi shunchalik ko'p bo'ladi va chiqarilgan to'lqinlarning uzunligi qisqaroq bo'ladi. Shuning uchun, agar tana ko'k to'lqin uzunliklarini chiqaradigan bo'lsa, u qizil rang chiqaradigan tanadan issiqroqdir.
Yulduzlardagi issiq gazlarning atomlari fotonlarni chiqaradi. Gaz qanchalik issiq bo'lsa, fotonlarning energiyasi shunchalik yuqori bo'ladi va ularning to'lqin uzunligi qisqaradi. Shuning uchun, eng issiq yangi yulduzlar ko'k-oq diapazonda chiqariladi. Yulduzlar yadro yoqilg'isini ishlatar ekan, ular sovib ketadi. Shuning uchun, eski, sovutuvchi yulduzlar spektrning qizil diapazonida chiqaradilar. Quyosh kabi o'rta yoshli yulduzlar sariq diapazonda chiqaradilar.
Bizning Quyoshimiz bizga nisbatan yaqin, shuning uchun biz uning rangini aniq ko'ramiz. Boshqa yulduzlar bizdan shunchalik uzoqdaki, kuchli teleskoplar yordamida ham ularning rangi qanday ekanligini aniq ayta olmaymiz. Bu masalaga oydinlik kiritish uchun olimlar yulduz nurining spektral tarkibini aniqlash uchun asbob - spektrografdan foydalanadilar. - Bu haroratga bog'liq.Eng issiq ranglar oq va ko'k, eng sovuq qizil, lekin shunga qaramay ular har qanday erigan metalldan yuqori haroratga ega.
- Quyosh oqmi?
- Rangni idrok etish faqat sub'ektivdir, u kuzatuvchining retinasi reaktsiyasiga bog'liq.
- osmonda? Bilaman, ko'klari bor, sariqlari va oqlari bor. Mana bizning Quyoshimiz - sariq mitti)))
- Yulduzlar turli xil ranglarda bo'ladi. Ko'k ranglar qizil rangga qaraganda yuqori haroratga ega va uning yuzasidan ko'proq radiatsiya energiyasiga ega. Ular, shuningdek, oq, sariq va to'q sariq ranglarda bo'ladi va deyarli barchasi vodoroddan iborat.
- Yulduzlar turli xil ranglarda bo'ladi, kamalakning deyarli barcha ranglari (masalan: bizning Quyoshimiz sariq, Rigel oq-ko'k, Antares qizil va boshqalar).
Yulduzlarning ranglarining farqi ularning har xil haroratga ega bo'lishi bilan bog'liq. Va shuning uchun bu sodir bo'ladi. Ma'lumki, yorug'lik to'lqin uzunligi juda qisqa bo'lgan to'lqin nurlanishidir. Agar biz bu yorug'likning uzunligini biroz o'zgartirsak, biz ko'rgan rasmning rangi keskin o'zgaradi. Masalan, qizil yorug'likning to'lqin uzunligi ko'k nurning to'lqin uzunligidan bir yarim baravar ko'p.
Ma'lumki, harorat ko'tarilganda, qizdirilgan metall avval qizil, keyin sariq va nihoyat oq rangda porlashni boshlaydi. Yulduzlar ham xuddi shunday porlaydilar. Qizil ranglar eng sovuq, oqlar (hatto ko'k) esa eng issiq. Yangi yonayotgan yulduz yadrosida chiqarilgan energiyaga mos keladigan rangga ega bo'ladi va bu ajralib chiqish intensivligi, o'z navbatida, yulduzning massasiga bog'liq. Shunday qilib, barcha oddiy yulduzlar qanchalik qizil bo'lsa, sovuqroq bo'ladi. "Og'ir" yulduzlar issiq va oq rangga ega, "engil" esa massiv bo'lmagan yulduzlar qizil va nisbatan sovuq. Biz allaqachon eng issiq va eng sovuq yulduzlarning haroratini nomladik (yuqoriga qarang). Biz endi bilamizki, eng yuqori harorat ko'k yulduzlarga, eng past harorat esa qizil rangga to'g'ri keladi. Aniqlik kiritamizki, bu paragrafda biz yulduzlarning ko'rinadigan sirtlarining harorati haqida gapirgan edik, chunki yulduzlar markazida (ularning yadrolarida) harorat ancha yuqori, lekin massiv ko'k yulduzlarda ham eng yuqori.
Yulduzning spektri va uning harorati rang indeksi bilan chambarchas bog'liq, ya'ni spektrning sariq va ko'k diapazonlaridagi yulduz yorqinligi nisbati. Spektrdagi energiya taqsimotini tavsiflovchi Plank qonuni rang indeksining ifodasini beradi: C.I. = 7200/T 0,64. Sovuq yulduzlar issiq yulduzlarga qaraganda yuqori rang indeksiga ega, ya'ni sovuq yulduzlar ko'k rangga qaraganda sariq nurlarda nisbatan yorqinroq. Issiq (ko'k) yulduzlar oddiy fotografik plastinkalarda yorqinroq ko'rinadi, sovuq yulduzlar esa ko'zga yorqinroq ko'rinadi va sariq nurlarga sezgir bo'lgan maxsus fotografik emulsiyalar.
Olimlar rang va harorat bilan bog'liq bo'lgan fizik qonunlarni ishlab chiqdilar. Tana qanchalik issiq bo'lsa, uning yuzasidan nurlanish energiyasi shunchalik ko'p bo'ladi va chiqarilgan to'lqinlarning uzunligi qisqaroq bo'ladi. Shuning uchun, agar tana ko'k to'lqin uzunliklarini chiqaradigan bo'lsa, u qizil rang chiqaradigan tanadan issiqroqdir.
Yulduzlardagi issiq gazlarning atomlari fotonlarni chiqaradi. Gaz qanchalik issiq bo'lsa, fotonlarning energiyasi shunchalik yuqori bo'ladi va ularning to'lqin uzunligi qisqaradi. Shuning uchun, eng issiq yangi yulduzlar ko'k-oq diapazonda chiqariladi. Yulduzlar yadro yoqilg'isini ishlatar ekan, ular sovib ketadi. Shuning uchun, eski, sovutuvchi yulduzlar spektrning qizil diapazonida chiqaradilar. Quyosh kabi o'rta yoshli yulduzlar sariq diapazonda chiqaradilar.
Bizning Quyoshimiz bizga nisbatan yaqin, shuning uchun biz uning rangini aniq ko'ramiz. Boshqa yulduzlar bizdan shunchalik uzoqdaki, kuchli teleskoplar yordamida ham ularning rangi qanday ekanligini aniq ayta olmaymiz. Bu masalaga oydinlik kiritish uchun olimlar yulduz nurining spektral tarkibini aniqlash uchun asbob - spektrografdan foydalanadilar.
GARVARD SPEKTRAL TASNIFI yulduz rangining haroratiga bog'liqligini beradi, masalan: 35004900 - to'q sariq, 800011000 oq, 2600035000 ko'k va boshqalar. http://www.pockocmoc.ru/color.phpVa yana bir muhim fakt: yulduz porlashi rangining uning massasiga bog'liqligi.
Kattaroq massiv normal yulduzlar yuqori sirt va yadro haroratiga ega. Ular yadro yoqilg'isini tezroq yoqadilar - vodorod, asosan, deyarli barcha yulduzlarni tashkil qiladi. Ikki oddiy yulduzdan qaysi biri massivroq ekanligini uning rangiga qarab aniqlash mumkin: ko'klari oqdan og'irroq, oqlari sariqdan, sariqlari to'q sariqdan, to'q sariqlari qizildan og'irroq.
Osmonda ko'p rangli yulduzlar. Kengaytirilgan ranglar bilan surat
Yulduzlarning rang palitrasi keng. Moviy, sariq va qizil - soyalar hatto atmosfera orqali ham ko'rinadi, bu odatda kosmik jismlarning konturlarini buzadi. Lekin yulduzning rangi qayerdan keladi?
Yulduz rangining kelib chiqishi
Yulduzlarning turli ranglarining siri astronomlar uchun muhim vositaga aylandi - yulduzlarning rangi ularga yulduzlar sirtini tanib olishga yordam berdi. U ajoyib tabiat hodisasiga - modda va u chiqaradigan yorug'lik rangi o'rtasidagi munosabatga asoslanadi.
Ehtimol, siz allaqachon bu mavzu bo'yicha o'zingiz kuzatgansiz. Kam quvvatli 30 vattli lampochkalarning filamenti to'q sariq rangda yonadi - va tarmoqdagi kuchlanish pasayganda, filament zo'rg'a qizil yonadi. Kuchli lampalar sariq yoki hatto oq rangda porlaydi. Va payvandlash elektrodi va kvarts lampasi ish paytida ko'k rangda porlaydi. Biroq, siz ularga hech qachon qaramasligingiz kerak - ularning energiyasi shunchalik kattaki, u to'r pardaga osongina zarar etkazishi mumkin.
Shunga ko'ra, ob'ekt qanchalik issiq bo'lsa, uning porlash rangi ko'kka yaqinroq bo'ladi - va sovuqroq bo'lsa, to'q qizil rangga yaqinroq bo'ladi. Yulduzlar bundan mustasno emas: xuddi shu tamoyil ularga ham tegishli. Yulduzning rangiga ta'siri juda kichik - harorat alohida elementlarni yashirishi va ularni ionlashi mumkin.
Ammo yulduzning radiatsiyasi uning tarkibini aniqlashga yordam beradi. Har bir moddaning atomlari o'ziga xos ko'chirish qobiliyatiga ega. Ba'zi ranglarning yorug'lik to'lqinlari ular orqali to'sqinliksiz o'tadi, boshqalari esa to'xtaydi - aslida olimlar yorug'likning bloklangan diapazonlaridan kimyoviy elementlarni aniqlaydilar.
Yulduzlarni "ranglash" mexanizmi
Ushbu hodisaning jismoniy asosi nima? Harorat tana moddasi molekulalarining harakat tezligi bilan tavsiflanadi - u qanchalik baland bo'lsa, ular tezroq harakat qiladi. Bu moddadan o'tadigan uzunlikka ta'sir qiladi. Issiq muhit to'lqinlarni qisqartiradi, sovuq muhit esa, aksincha, ularni uzaytiradi. Va yorug'lik nurining ko'rinadigan rangi yorug'likning to'lqin uzunligi bilan aniq belgilanadi: qisqa to'lqinlar ko'k soyalar uchun, uzun to'lqinlar esa qizil ranglar uchun javobgardir. Oq rang turli spektrli nurlarning superpozitsiyasi natijasida olinadi.
