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 yorug'lik nurlari deb tasniflanadi.Ular ko'k rangga ega, bunday osmon jismlarining massasi 60 quyosh massasiga (s.m.), radiusi esa 15 quyosh radiusiga teng (s.m.) s.m.). R.). 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 yulduzlar 7,5 dan 10 ming K gacha haroratga ega va oq rangga ega. 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.

Turli xil rangdagi yulduzlar

Bizning Quyoshimiz och sariq yulduzdir. Umuman olganda, yulduzlarning rangi hayratlanarli darajada xilma-xil ranglar palitrasidir. Burjlardan biri "Zargarlik qutisi" deb ataladi. Safirlar tungi osmonning qora baxmaliga sochilgan, ko'k yulduzlar. Ularning orasida, yulduz turkumining o'rtasida, yorqin to'q sariq yulduz bor.

Yulduz rangidagi farqlar

Yulduzlarning rangidagi farqlar yulduzlarning har xil haroratga ega ekanligi bilan izohlanadi. Shuning uchun bu sodir bo'ladi. Yorug'lik to'lqinli nurlanishdir. Bir to'lqinning cho'qqilari orasidagi masofa uning uzunligi deb ataladi. Yorug'lik to'lqinlari juda qisqa. Narxi qancha? Bir dyuymni 250000 ga bo'lishga harakat qiling teng qismlar(1 dyuym 2,54 santimetrga teng). Bunday bir nechta qismlar yorug'lik to'lqin uzunligini tashkil qiladi.

Yorug'likning bunday ahamiyatsiz to'lqin uzunligiga qaramay, yorug'lik to'lqinlarining o'lchamlari o'rtasidagi eng kichik farq biz kuzatayotgan rasmning rangini keskin o'zgartiradi. Bu turli uzunlikdagi yorug'lik to'lqinlarini biz turli xil ranglar sifatida qabul qilishimizdan kelib chiqadi. Misol uchun, qizil to'lqin uzunligi ko'k to'lqin uzunligidan bir yarim baravar uzunroqdir. Oq rang- bu turli uzunlikdagi yorug'lik to'lqinlarining fotonlaridan, ya'ni turli rangdagi nurlardan tashkil topgan nur.

Tegishli materiallar:

Olov rangi

Kundalik tajribadan bilamizki, jismlarning rangi ularning haroratiga bog'liq. Olovga temir poker qo'ying. U qizib ketganda, u birinchi navbatda qizil rangga aylanadi. Shunda u yanada qizarib ketadi. Agar pokerni eritmasdan yanada qizdirish mumkin bo'lsa, u qizildan to'q sariq rangga, keyin sariq, keyin oq va nihoyat ko'k-oq rangga aylanadi.

Quyosh sariq yulduzdir. Uning sirtidagi harorat Selsiy bo'yicha 5500 darajani tashkil qiladi. Eng issiq moviy yulduz yuzasida harorat 33 000 darajadan oshadi.

Rang va haroratning fizik qonunlari

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. Moviy rang qizil rangga qaraganda qisqaroq to'lqin uzunligiga ega. Shuning uchun, agar tana ko'k to'lqin uzunliklarini chiqaradigan bo'lsa, u qizil nur chiqaradigan tanadan ko'ra issiqroqdir. Yulduzlardagi issiq gazlarning atomlari fotonlar deb ataladigan zarrachalarni chiqaradi. Gaz qanchalik issiq bo'lsa, fotonlarning energiyasi shunchalik yuqori bo'ladi va ularning to'lqin uzunligi qisqaradi.

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 Juda sekin: 151 Juda sekin, yillar davomida maksimal darajaga yaqin turadi.

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.

Teleskop yordamida siz 21 magnitudali 2 milliard yulduzni kuzatishingiz mumkin. Yulduzlarning Garvard spektral tasnifi mavjud. Unda spektral tiplar yulduzlarning temperaturasini pasaytirish tartibida joylashtirilgan. Sinflar lotin alifbosidagi harflar bilan belgilanadi. Ularning ettitasi bor: O - B - A - P - O - K - M.

Yulduzning tashqi qatlamlari haroratining yaxshi ko'rsatkichi uning rangidir. O va B spektral turdagi issiq yulduzlar ko'k rangda; Quyoshimizga o'xshash yulduzlar (spektral sinf 02) sariq rangda, K va M spektral turdagi yulduzlar esa qizil rangda ko'rinadi.

Yulduzlarning yorqinligi va rangi

Barcha yulduzlarning rangi bor. Moviy, oq, sariq, sarg'ish, to'q sariq va qizil yulduzlar mavjud. Masalan, Betelgeuse qizil yulduz, Kastor oq, Kapella sariq. Yorqinligi bo'yicha ular 1, 2, ... n kattalikdagi yulduzlarga bo'linadi (n max = 25). "Yulduz kattaligi" atamasi haqiqiy o'lcham bilan hech qanday aloqasi yo'q. Yulduz kattaligi yulduzdan Yerga keladigan yorug'lik oqimini tavsiflaydi. Yulduz kattaliklari ham kasr, ham manfiy bo'lishi mumkin. Kattalik shkalasi yorug'likni ko'z bilan idrok etishga asoslangan. Yulduzlarni zohiriy yorqinlikka qarab yulduz kattaligiga boʻlish qadimgi yunon astronomi Gipparx (miloddan avvalgi 180-110 yillar) tomonidan amalga oshirilgan. Gipparx birinchi kattalikni eng yorqin yulduzlarga tayinlagan; u yorqinlik gradatsiyasi bo'yicha keyingi yulduzlarni (ya'ni, taxminan 2,5 marta zaifroq) ikkinchi kattalikdagi yulduzlar deb hisobladi; ikkinchi kattalikdagi yulduzlardan 2,5 marta zaifroq yulduzlar uchinchi kattalikdagi yulduzlar deb atalgan va hokazo; yalang'och ko'z bilan ko'rish chegarasidagi yulduzlarga oltinchi kattalik tayinlangan.

Yulduz yorqinligining bunday gradatsiyasi bilan oltinchi kattalikdagi yulduzlar birinchi kattalikdagi yulduzlarga qaraganda 2,55 marta zaifroq ekanligi ma'lum bo'ldi. Shuning uchun 1856 yilda ingliz astronomi N.K.Pogsoy (1829-1891) oltinchi kattalikdagi yulduzlarni birinchi kattalikdagi yulduzlardan roppa-rosa 100 marta kuchsizroq deb hisoblashni taklif qildi. Barcha yulduzlar Yerdan turli masofalarda joylashgan. Agar masofalar teng bo'lsa, kattaliklarni solishtirish osonroq bo'lar edi.

Yulduzning 10 parsek masofada bo'lishi mumkin bo'lgan kattalik mutlaq kattalik deb ataladi. Mutlaq kattalik belgilanadi - M, va ko'rinadigan kattalik m.

Yulduzlarning tashqi qatlamlarining kimyoviy tarkibi, ularning nurlanishi vodorodning to'liq ustunligi bilan tavsiflanadi. Geliy ikkinchi o'rinda, boshqa elementlarning tarkibi esa juda kichik.

Yulduzlarning harorati va massasi

Yulduzning spektral turini yoki rangini bilish darhol uning sirt haroratini beradi. Yulduzlar taxminan mos keladigan haroratning butunlay qora jismlarini chiqaradiganligi sababli, ularning sirt birligi vaqt birligida chiqaradigan quvvat Stefan-Boltzman qonunidan aniqlanadi.

Yulduzlarning yorqinligini harorat va rang va mutlaq kattalik bilan taqqoslash asosida yulduzlarning bo'linishi (Hertzsprung-Russell diagrammasi):

1. asosiy ketma-ketlik (uning markazida Quyosh - sariq mitti)
2. supergigantlar (katta o'lchamli va yuqori yorqinligi: Antares, Betelgeuse)
3. qizil gigant ketma-ketligi
4. mittilar (oq - Sirius)
5. kichik mittilar
6. oq-ko'k ketma-ketlik

Bu bo'linish ham yulduzning yoshiga asoslanadi.

Quyidagi yulduzlar ajralib turadi:

1. oddiy (Quyosh);
2. qo'sh (Mizar, Albkor) quyidagilarga bo'linadi:

• a) teleskop orqali kuzatilganda ularning dualligi sezilsa, vizual ravishda ikki baravar;
• b) ko'paytmalar - soni 2 dan katta, lekin 10 dan kichik bo'lgan yulduzlar tizimi;
• v) optik qo'shaloq yulduzlar shunday yulduzlarki, ularning yaqinligi osmonga tasodifiy proyeksiyaning natijasidir, fazoda esa ular uzoqda joylashgan;
• d) fizik qo'shaloq yulduzlar - yagona tizimni tashkil etuvchi va umumiy massa markazi atrofida o'zaro tortishish kuchlari ta'sirida aylanadigan yulduzlar;
• e) spektroskopik qo'shaloq yulduzlar - o'zaro aylanish jarayonida bir-biriga yaqinlashadi va ularning ikkiligi spektr orqali aniqlanishi mumkin;
• f) tutilgan qo'shaloq yulduzlar - o'zaro aylanish jarayonida bir-birini to'sib qo'yadigan yulduzlar;

o'zgaruvchilar (b Cepheus). Tsefeidlar yorqinligi jihatidan farq qiladigan yulduzlardir. Yorqinlik o'zgarishining amplitudasi 1,5 magnitudadan oshmaydi. Bu pulsatsiyalanuvchi yulduzlar, ya'ni ular vaqti-vaqti bilan kengayib, qisqaradi. Tashqi qatlamlarning siqilishi ularning isishiga olib keladi;

statsionar bo'lmagan.

Yangi yulduzlar- bular uzoq vaqt oldin mavjud bo'lgan, ammo to'satdan yonib ketgan yulduzlar. Ularning yorqinligi qisqa vaqt ichida 10 000 marta oshdi (yorqinlikning o'zgarishi amplitudasi 7 dan 14 magnitudagacha edi).

O'ta yangi yulduzlar- bular osmonda ko'rinmas bo'lgan yulduzlar, lekin to'satdan yonib, oddiy yangi yulduzlarga nisbatan yorqinligini 1000 marta oshirdi.

Pulsar- o'ta yangi yulduz portlashi natijasida yaratilgan neytron yulduz.

Pulsarlarning umumiy soni va ularning umri haqidagi ma'lumotlar shuni ko'rsatadiki, har asrda o'rtacha 2-3 pulsar tug'iladi, bu taxminan Galaktikadagi o'ta yangi yulduz portlashlarining chastotasiga to'g'ri keladi.

Yulduzlarning evolyutsiyasi

Tabiatdagi barcha jismlar singari yulduzlar ham o‘zgarmasdan qolmaydi, ular tug‘iladi, rivojlanadi va nihoyat o‘ladi. Ilgari astronomlar yulduzlararo gaz va changdan yulduz paydo bo‘lishi uchun millionlab yillar kerak, deb hisoblashgan. Ammo so'nggi yillarda Buyuk Orion tumanligining bir qismi bo'lgan osmon hududining fotosuratlari olindi, u erda bir necha yil davomida kichik yulduzlar to'plami paydo bo'ldi. 1947 yildagi fotosuratlarda bu joyda uchta yulduzga o'xshash ob'ektlar guruhi qayd etilgan. 1954 yilga kelib ularning ba'zilari cho'zinchoq bo'lib qoldi va 1959 yilga kelib bu cho'zinchoq shakllanishlar alohida yulduzlarga bo'lindi. Insoniyat tarixida birinchi marta odamlar yulduzlarning tug'ilishini tom ma'noda ko'z o'ngimizda kuzatdilar.

Osmonning ko'p joylarida yulduzlarning paydo bo'lishi uchun zarur sharoitlar mavjud. Somon yo'lining tumanli hududlari fotosuratlarini o'rganayotganda, tartibsiz shakldagi mayda qora dog'larni yoki chang va gazning katta to'planishi bo'lgan globullarni aniqlash mumkin edi. Ushbu gaz va chang bulutlari orqasida joylashgan yulduzlardan kelayotgan yorug'likni juda kuchli o'zlashtiradigan chang zarralarini o'z ichiga oladi. Globullarning o'lchamlari juda katta - diametri bir necha yorug'lik yiligacha. Ushbu klasterlardagi moddalar juda kam uchraydigan bo'lishiga qaramay, ularning umumiy hajmi shunchalik kattaki, massalari Quyoshga yaqin bo'lgan kichik yulduz klasterlarini hosil qilish uchun etarli.

Qora globulada atrofdagi yulduzlar chiqaradigan radiatsiya bosimi ta'sirida materiya siqiladi va siqiladi. Bunday siqilish globulani o'rab turgan radiatsiya manbalariga va ikkinchisining intensivligiga qarab ma'lum vaqt oralig'ida sodir bo'ladi. Globulaning markazida massa kontsentratsiyasidan kelib chiqadigan tortishish kuchlari ham globulani siqib chiqarishga moyil bo'lib, moddaning uning markaziga tushishiga olib keladi. Ular tushishi bilan materiya zarralari kinetik energiya oladi va chap bulutdagi gazlarni isitadi.

Moddaning qulashi yuzlab yillar davom etishi mumkin. Avvaliga bu sekin, shoshilmasdan sodir bo'ladi, chunki zarralarni markazga tortadigan tortishish kuchlari hali ham juda zaif. Biroz vaqt o'tgach, globula kichrayib, tortishish maydoni kuchayganda, tushish tezroq sodir bo'la boshlaydi. Ammo globula juda katta, diametri kamida bir yorug'lik yili. Bu uning tashqi chegarasidan markazgacha bo'lgan masofa 10 trillion kilometrdan oshishi mumkinligini anglatadi. Agar globulaning chetidan zarracha markaz tomon 2 km/s dan sal kamroq tezlikda tusha boshlasa, u 200 000 yildan keyingina markazga yetib boradi.

Yulduzning umri uning massasiga bog'liq. Massasi Quyoshnikidan kamroq bo'lgan yulduzlar yadro yoqilg'i zaxiralarini juda tejamkorlik bilan sarflaydi va o'nlab milliard yillar davomida porlashi mumkin. Bizning Quyosh kabi yulduzlarning tashqi qatlamlari, massasi 1,2 Quyosh massasidan ko'p bo'lmagan holda, asta-sekin kengayib boradi va oxir-oqibat yulduz yadrosini butunlay tark etadi. Gigantning o'rnida kichik va issiq oq mitti qoladi.

Ko'p odamlar osmondagi barcha yulduzlar oq deb o'ylashadi. (Quyoshdan tashqari, albatta, sariq.) Ajablanarlisi, lekin aslida hammasi aksincha: bizniki va yulduzlar turli xil ranglarda bo'ladi - mavimsi, oq, sarg'ish, to'q sariq va hatto qizil!

Yana bir savol, yulduzlarning rangini oddiy ko'z bilan ko'rish mumkinmi?? Xira yulduzlar oppoq bo'lib ko'rinadi, chunki ular juda xira bo'lib, ko'zimizning to'r pardasidagi konuslarni, rangni ko'rish uchun mas'ul bo'lgan maxsus retseptor hujayralarini qo'zg'atmaydi. Zaif nurga sezgir bo'lgan novdalar ranglarni ajratmaydi. Shuning uchun qorong'uda barcha mushuklar kulrang va barcha yulduzlar oq rangga ega.

Yorqin yulduzlarning ranglari

Yorqin yulduzlar haqida nima deyish mumkin?

Keling, Orion yulduz turkumiga, toʻgʻrirogʻi, uning ikkita eng yorqin yulduzi Rigel va Betelgeyzega qaraylik. (Orion — qishki osmonning markaziy yulduz turkumi. Noyabr oxiridan martgacha janubda kechki paytlarda kuzatiladi).

Betelgeuse yulduzi Orion yulduz turkumidagi qizil rang bilan ajralib turadi. Surat: Bill Dikkinson/APOD

Betelgeusening qizil rangini va Rigelning mavimsi-oq rangini payqash uchun hatto tez qarash kifoya. Bu zohiriy hodisa emas - yulduzlar haqiqatan ham turli xil ranglarga ega. Rangdagi farq faqat bu yulduzlarning sirtlaridagi harorat bilan belgilanadi. Oq yulduzlar sariqdan issiqroq, sariq yulduzlar esa to'q sariqdan issiqroq. Eng issiq yulduzlar mavimsi-oq, eng sovuq yulduzlar esa qizil. Shunday qilib, Rigel Betelgeusedan ancha issiqroq.

Rigel aslida qanday rang?

Biroq, ba'zida hamma narsa unchalik aniq emas. Ayozli yoki shamolli kechada, havo tinch bo'lmaganda, siz g'alati narsani kuzatishingiz mumkin - Rigel tezda yorqinligini o'zgartiradi (boshqacha aytganda, u miltillaydi) va turli xil ranglarda porlaydi! Go‘yo u ko‘k, goh oq, keyin bir zum qizil bo‘lib ko‘rinadi! Ma'lum bo'lishicha, Rigel umuman oq-ko'k yulduz emas - bu qanday rangda ekanligi aniq emas!

Moviy Rigel va Jodugarning boshini aks ettiruvchi tumanlik. Surat: Maykl Xeffner/Flickr.com

Ushbu hodisa uchun javobgarlik butunlay Yer atmosferasida. Ufqdan past (va Rigel bizning kengliklarda hech qachon baland ko'tarilmaydi), yulduzlar ko'pincha turli xil ranglarda miltillaydi va porlaydi. Ularning yorug'ligi bizning ko'zimizga etib borguncha atmosferaning juda katta qalinligidan o'tadi. Yo'lda u har xil harorat va zichlikdagi havo qatlamlarida sinadi va burilib, titroq va tez rang o'zgarishi effektini yaratadi.

Turli xil ranglarda porlayotgan yulduzning eng yaxshi namunasi oq rangdir. Sirius, osmonda Orion yonida joylashgan. Sirius tungi osmondagi eng yorqin yulduzdir, shuning uchun uning miltillovchi va tez rang o'zgarishi qo'shni yulduzlarga qaraganda ancha sezilarli.

Yulduzlar turli xil ranglarda bo'lishiga qaramasdan, yalang'och ko'z bilan eng yaxshi ajralib turadiganlar oq va qizg'ishdir. Barcha yorqin yulduzlar ichida, ehtimol, faqat Vega aniq mavimsi ko'rinadi.

Vega teleskopdagi sapfirga o'xshaydi. Surat: Fred Espanak

Teleskop va durbindagi yulduzlarning ranglari

Optik asboblar - teleskoplar, durbinlar va skoplar yulduz ranglarining yanada yorqinroq va kengroq palitrasini ochib beradi. Siz yorqin to'q sariq va sariq yulduzlarni, ko'k-oq, sarg'ish-oq, oltin va hatto yashil yulduzlarni ko'rasiz! Bu ranglar qanchalik haqiqiy?

Umuman olganda, ularning barchasi haqiqiydir! Bu rostmi, Tabiatda yashil yulduzlar yo'q(nima uchun alohida savol), bu juda chiroyli bo'lsa-da, optik illyuziya! Yashil va hatto zumrad-yashil yulduzlarni kuzatish faqat sariq yoki sarg'ish-to'q sariq yulduz juda yaqin bo'lganda mumkin.

Ko'rsatuvchi teleskop ranglarni refrakterga qaraganda ancha aniqroq aks ettiradi, chunki linzali teleskoplar u yoki bu darajada xromatik aberatsiyadan aziyat chekadi va reflektor nometall barcha ranglarning yorug'ligini teng ravishda aks ettiradi.

Rang-barang yulduzlarni avval oddiy ko'z bilan, so'ngra durbin yoki teleskop orqali kuzatish juda qiziq. (Teleskop orqali ko'rayotganda, eng past kattalashtirishdan foydalaning.)

Quyidagi jadvalda 8 ta yorqin yulduz uchun ranglar ko'rsatilgan. Yulduzlarning yorqinligi kattalikda berilgan. V harfi yulduzning yorqinligi o'zgaruvchanligini anglatadi - u jismoniy sabablarga ko'ra yorqinroq yoki xiraroq porlaydi.

Yulduz	Yulduz turkumi	Yorqin	Rang	Kechki ko'rinish
Sirius	Katta it	-1.44	Oq, lekin ko'pincha kuchli porlaydi va atmosfera sharoitlari tufayli ranglarini o'zgartiradi	Noyabr - mart
Vega	Lira	0.03	Moviy	Butun yil davomida
Chapel	Auriga	0.08	Sariq	Butun yil davomida
Rigel	Orion	0.18	Moviy-oq, lekin ko'pincha kuchli porlaydi va atmosfera sharoitlari tufayli ranglarini o'zgartiradi	Noyabr - aprel
Procyon	Kichik it	0.4	Oq	Noyabr - may
Aldebaran	Toros	0.87	apelsin	Oktyabr - aprel
Pollux	Egizaklar	1.16	Ochiq apelsin	Noyabr - iyun
Betelgeuse	Orion	0,45v	Apelsin-qizil	Noyabr - aprel

Dekabr osmonida ko'p rangli yulduzlar

Dekabr oyida o'nlab yorqin rangli yulduzlar topiladi! Biz allaqachon qizil Betelgeuse va mavimsi-oq Rigel haqida gapirgan edik. Favqulodda sokin tunlarda Sirius oppoqligi bilan hayratga soladi. Yulduz Chapel Auriga yulduz turkumida u yalang'och ko'zga deyarli oq ko'rinadi, ammo teleskop orqali u aniq sarg'ish rangni ko'rsatadi.

Albatta ko'rib chiqing Vega, avgustdan dekabrgacha janubda osmonda, keyin esa g'arbda kechqurun baland osmonda ko'rinadi. Vega bejizga samoviy sapfir deb atalmagan - uning ko'k rangi teleskop orqali kuzatilganda juda chuqurdir!

Nihoyat, yulduzda Pollux Egizaklar burjidan siz och to'q sariq rangni ko'rasiz.

Pollux, Egizaklar turkumidagi eng yorqin yulduz. Surat: Fred Espanak

Xulosa qilib shuni ta'kidlaymanki, biz vizual tarzda kuzatadigan yulduzlarning ranglari ko'p jihatdan ko'zlarimizning sezgirligiga va sub'ektiv idrokga bog'liq. Ehtimol, siz menga hamma narsada e'tiroz bildirasiz va Polluxning rangi quyuq to'q sariq, Betelgeuse esa sarg'ish-qizil deb aytasiz. Tajriba qilib ko'ring! O'zingiz uchun yuqoridagi jadvaldagi yulduzlarga qarang - yalang'och ko'z bilan va optik asbob orqali. Ularning rangi haqida fikringizni bildiring!

Ko'rishlar soni: 11 457