Bintang datang dalam pelbagai warna. Bintang: jenis bintang dan klasifikasinya mengikut warna dan saiz

Bintang pelbagai warna di langit. Dirakam dengan warna yang dipertingkatkan

Palet warna bintang adalah luas. Biru, kuning dan merah - warna kelihatan walaupun melalui atmosfera, yang biasanya memesongkan garis besar badan kosmik. Tetapi dari mana datangnya warna bintang?

Asal usul warna bintang

Rahsia bintang pelbagai warna telah menjadi alat penting untuk ahli astronomi - warna bintang membantu mereka mengenali permukaan bintang. Ia berdasarkan fenomena semula jadi yang luar biasa - nisbah antara bahan dan warna cahaya yang dipancarkan olehnya.

Anda mungkin telah membuat pemerhatian anda sendiri mengenai topik ini. Filamen mentol lampu 30 watt berkuasa rendah bercahaya oren - dan apabila voltan sesalur jatuh, filamen hampir tidak bersinar merah. Mentol yang lebih kuat bersinar kuning atau putih. Dan elektrod kimpalan semasa operasi dan lampu kuarza bersinar biru. Walau bagaimanapun, anda tidak boleh melihatnya - tenaga mereka sangat hebat sehingga ia boleh merosakkan retina mata dengan mudah.

Oleh itu, lebih panas objek, lebih dekat warna cahayanya kepada biru - dan lebih sejuk, lebih dekat kepada merah gelap. Bintang-bintang tidak terkecuali: prinsip yang sama berlaku untuk mereka. Pengaruh bintang pada warnanya sangat kecil - suhu boleh menyembunyikan unsur individu, mengionkannya.

Tetapi ia adalah sinaran bintang yang membantu untuk mengetahui komposisinya. Atom setiap bahan mempunyai kapasiti unik mereka sendiri. Gelombang cahaya beberapa warna melaluinya tanpa halangan, apabila yang lain berhenti - sebenarnya, saintis menentukan unsur kimia daripada julat cahaya yang disekat.

Mekanisme "mewarna" bintang

Apakah latar belakang fizikal fenomena ini? Suhu dicirikan oleh kelajuan pergerakan molekul bahan badan - semakin tinggi, semakin cepat mereka bergerak. Ini menjejaskan panjang yang melalui bahan. Medium panas memendekkan gelombang, manakala medium sejuk, sebaliknya, memanjangkannya. Dan warna pancaran cahaya yang boleh dilihat dengan tepat ditentukan oleh panjang gelombang cahaya: gelombang pendek bertanggungjawab untuk warna biru, dan gelombang panjang bertanggungjawab untuk warna merah. Warna putih diperoleh hasil daripada pengenaan sinar multispektral.

Semua orang tahu tiga keadaan jirim - pepejal, cecair dan gas.. Apakah yang berlaku kepada bahan apabila ia dipanaskan secara berurutan pada suhu tinggi dalam isipadu tertutup? - Peralihan berurutan dari satu keadaan pengagregatan ke keadaan yang lain: pepejal - cecair - gas(disebabkan oleh peningkatan dalam kelajuan pergerakan molekul dengan peningkatan suhu). Dengan pemanasan selanjutnya gas pada suhu melebihi 1,200 ºС, perpecahan molekul gas menjadi atom bermula, dan pada suhu di atas 10,000 ºС, perpecahan separa atau lengkap atom gas ke dalam zarah asas konstituennya - elektron dan nukleus atom. Plasma ialah keadaan jirim keempat, di mana molekul atau atom jirim dimusnahkan sebahagian atau sepenuhnya oleh suhu tinggi atau atas sebab lain. 99.9% daripada jirim di Alam Semesta berada dalam keadaan plasma.

Bintang ialah kelas jasad kosmik dengan jisim 10 26 -10 29 kg. Bintang ialah jasad kosmik sfera plasma panas, yang, sebagai peraturan, dalam keseimbangan hidrodinamik dan termodinamik.

Jika keseimbangan terganggu, bintang mula berdenyut (dimensi, kilauan dan perubahan suhu). Bintang menjadi bintang berubah-ubah.

bintang berubah-ubah ialah bintang yang kecemerlangannya (kecerahan jelas di langit) berubah mengikut masa. Sebab-sebab kebolehubahan boleh menjadi proses fizikal di bahagian dalam bintang. Bintang sedemikian dipanggil pembolehubah fizikal(contohnya, δ Cephei. Bintang boleh ubah serupa dengannya mula dipanggil Cepheids).

bertemu dan pembolehubah gerhana bintang yang kebolehubahannya disebabkan oleh gerhana bersama komponennya(contohnya, β Perseus - Algol. Kebolehubahannya pertama kali ditemui pada tahun 1669 oleh ahli ekonomi dan astronomi Itali Geminiano Montanari).

Gerhana bintang berubah sentiasa berganda, mereka. terdiri daripada dua bintang yang jaraknya rapat. Bintang boleh ubah pada carta bintang ditunjukkan dengan bulatan bulatan:

Bintang tidak selalunya bola. Jika bintang berputar dengan sangat cepat, maka bentuknya tidak sfera. Bintang mengecut dari kutub dan menjadi seperti jeruk keprok atau labu (contohnya, Vega, Regulus). Jika bintang itu berganda, maka daya tarikan antara bintang-bintang ini antara satu sama lain juga mempengaruhi bentuknya. Mereka menjadi ovoid atau berbentuk tembikai (contohnya, komponen bintang binari β Lyra atau Spica):

Bintang adalah penghuni utama Galaxy kita (Galaksi kita ditulis dengan huruf besar). Ia mengandungi kira-kira 200 bilion bintang. Dengan bantuan walaupun teleskop terbesar, hanya setengah peratus daripada jumlah bintang di Galaxy dapat dilihat. Lebih daripada 95% daripada semua jirim yang diperhatikan dalam alam semula jadi tertumpu pada bintang. Baki 5% ialah gas antara bintang, habuk, dan semua jasad bukan bercahaya.

Selain daripada Matahari, semua bintang berada jauh dari kita sehinggakan walaupun dalam teleskop terbesar mereka diperhatikan dalam bentuk titik bercahaya dengan warna dan kecemerlangan yang berbeza. Yang paling hampir dengan Matahari ialah sistem α Centauri, yang terdiri daripada tiga bintang. Salah seorang daripada mereka - kerdil merah dipanggil Proxima - adalah bintang yang paling dekat. Jaraknya 4.2 tahun cahaya. Ke Sirius - 8.6 St. tahun, ke Altair - 17 St. tahun. Ke Vega - 26 St. tahun. Ke Bintang Utara - 830 St. tahun. Ke Deneb - 1,500 St. tahun. Buat pertama kalinya, jarak ke bintang lain (ia adalah Vega) pada tahun 1837 dapat menentukan V.Ya. Berjuanglah.

Bintang pertama yang berjaya mendapatkan imej cakera (dan juga beberapa bintik padanya) ialah Betelgeuse (α Orion). Tetapi ini kerana Betelgeuse adalah 500-800 kali lebih besar daripada diameter Matahari (bintang itu berdenyut). Imej cakera Altair (α Eagle) juga diperoleh, tetapi ini kerana Altair adalah salah satu bintang yang terdekat.

Warna bintang bergantung pada suhu lapisan luarnya. Julat suhu - dari 2000 hingga 60000 °C. Bintang yang paling sejuk berwarna merah dan yang paling panas berwarna biru. Dengan warna bintang, anda boleh menilai betapa panasnya lapisan luarnya.

Contoh bintang merah: Antares (α Scorpio) dan Betelgeuse (α Orion).

Contoh bintang oren: Aldebaran (α Taurus), Arcturus (α Bootes) dan Pollux (β Gemini).

Contoh bintang kuning: Matahari, Capella (α Aurigae) dan Toliman (α Centauri).

Contoh bintang putih kekuningan ialah Procyon (α Minor Canis) dan Canopus (α Carinae).

Contoh bintang putih ialah Sirius (α Canis Major), Vega (α Lyrae), Altair (α Eagle) dan Deneb (α Cygnus).

Contoh bintang kebiruan: Regulus (α Leo) dan Spica (α Virgo).

Disebabkan oleh fakta bahawa cahaya yang sangat sedikit datang dari bintang, mata manusia dapat membezakan warna warna hanya dalam yang paling terang daripada mereka. Melalui teropong dan lebih-lebih lagi melalui teleskop (mereka menangkap lebih banyak cahaya daripada mata), warna bintang menjadi lebih ketara.

Suhu meningkat dengan kedalaman. Malah bintang paling sejuk di tengah mencapai berjuta-juta darjah. Matahari mempunyai kira-kira 15,000,000 ° C di tengah (mereka juga menggunakan skala Kelvin - skala suhu mutlak, tetapi apabila ia datang kepada suhu yang sangat tinggi, perbezaan 273 º antara skala Kelvin dan Celsius boleh diabaikan).

Apakah yang memanaskan bahagian dalam yang cemerlang? Ternyata ada proses termonuklear, mengakibatkan sejumlah besar tenaga dilepaskan. Dalam bahasa Yunani, "termos" bermaksud hangat. Unsur kimia utama yang diperbuat daripada bintang ialah hidrogen. Dialah yang menjadi bahan api untuk proses termonuklear. Dalam proses ini, nukleus atom hidrogen ditukar menjadi nukleus atom helium, yang disertai dengan pembebasan tenaga. Bilangan nukleus hidrogen dalam bintang berkurangan, manakala bilangan nukleus helium bertambah. Dari masa ke masa, unsur kimia lain disintesis dalam bintang. Semua unsur kimia yang membentuk molekul pelbagai bahan pernah dilahirkan di kedalaman bintang."Bintang adalah masa lalu manusia, dan manusia adalah masa depan bintang," - ini kadang-kadang dikatakan secara kiasan.

Proses di mana bintang mengeluarkan tenaga dalam bentuk gelombang elektromagnet dan zarah dipanggil sinaran. Bintang memancarkan tenaga bukan sahaja dalam bentuk cahaya dan haba, tetapi juga jenis sinaran lain - sinar gamma, sinar-X, ultraviolet, sinaran radio. Selain itu, bintang memancarkan aliran zarah neutral dan bercas. Aliran ini membentuk angin bintang. Angin bintang ialah proses pengaliran keluar jirim dari bintang ke angkasa lepas. Akibatnya, jisim bintang sentiasa dan beransur-ansur berkurangan. Ia adalah angin bintang dari Matahari (angin suria) yang membawa kepada kemunculan aurora di Bumi dan planet lain. Angin surialah yang memesongkan ekor komet dari Matahari.

Bintang, tentu saja, tidak muncul dari kekosongan (ruang antara bintang bukan vakum mutlak). Bahannya adalah gas dan habuk. Mereka diedarkan tidak sekata di angkasa, membentuk awan tidak berbentuk dengan ketumpatan yang sangat rendah dan tahap yang sangat besar - dari satu atau dua hingga puluhan tahun cahaya. Awan sedemikian dipanggil meresap nebula gas dan habuk. Suhu di dalamnya sangat rendah - kira-kira -250 °C. Tetapi tidak setiap nebula gas-habuk menghasilkan bintang. Sesetengah nebula boleh wujud untuk masa yang lama tanpa bintang. Apakah syarat yang diperlukan untuk permulaan proses kelahiran bintang? Yang pertama ialah jisim awan. Sekiranya tidak ada bahan yang mencukupi, maka, sudah tentu, bintang itu tidak akan muncul. Kedua, kekompakan. Dalam awan yang terlalu panjang dan longgar, proses pemampatannya tidak boleh bermula. Nah, dan ketiga, kita memerlukan benih - i.e. sekumpulan habuk dan gas, yang kemudiannya akan menjadi embrio bintang - protostar. protostar ialah bintang pada peringkat akhir pembentukannya. Jika syarat ini dipenuhi, maka mampatan graviti dan pemanasan awan bermula. Proses ini berakhir pembentukan bintang- kemunculan bintang baru. Proses ini mengambil masa berjuta-juta tahun. Ahli astronomi telah menemui nebula di mana proses pembentukan bintang sedang giat dijalankan - beberapa bintang telah menyala, ada yang dalam bentuk embrio - protostar, dan nebula masih dipelihara. Contohnya ialah Nebula Besar Orion.

Ciri-ciri fizikal utama bintang ialah kecerahan, jisim dan jejari.(atau diameter), yang ditentukan daripada pemerhatian. Mengetahui mereka, serta komposisi kimia bintang (yang ditentukan oleh spektrumnya), adalah mungkin untuk mengira model bintang, i.e. keadaan fizikal di kedalamannya, untuk meneroka proses yang berlaku di dalamnya.Marilah kita membincangkan dengan lebih terperinci mengenai ciri-ciri utama bintang.

Berat badan. Jisim boleh dianggarkan secara langsung hanya dengan kesan graviti bintang pada jasad sekeliling. Jisim Matahari, sebagai contoh, ditentukan daripada tempoh revolusi planet yang diketahui di sekelilingnya. Bintang lain tidak memerhati planet secara langsung. Pengukuran jisim yang boleh dipercayai hanya mungkin untuk bintang binari (dalam kes ini, undang-undang Kepler yang digeneralisasikan oleh Newton III digunakan, no dan kemudian ralatnya ialah 20-60%). Kira-kira separuh daripada semua bintang di galaksi kita adalah binari. Jisim bintang berjulat dari ≈0.08 hingga ≈100 jisim suria.Bintang dengan jisim kurang daripada 0.08 daripada jisim Matahari tidak wujud, mereka hanya tidak menjadi bintang, tetapi kekal sebagai badan gelap.Bintang dengan jisim lebih daripada 100 jisim suria sangat jarang berlaku. Kebanyakan bintang mempunyai jisim kurang daripada 5 jisim suria. Nasib bintang bergantung kepada jisim, i.e. senario mengikut perkembangan bintang, berkembang. Kerdil merah sejuk kecil menggunakan hidrogen dengan sangat menjimatkan dan oleh itu hayat mereka menjangkau ratusan bilion tahun. Jangka hayat Matahari - kerdil kuning - adalah kira-kira 10 bilion tahun (Matahari telah hidup kira-kira separuh daripada hayatnya). Supergergasi besar mengambil hidrogen dengan cepat dan mati dalam masa beberapa juta tahun selepas kelahiran mereka. Semakin besar bintang itu, semakin pendek laluan hidupnya.

Umur alam semesta dianggarkan pada 13.7 bilion tahun. Oleh itu, bintang yang lebih tua daripada 13.7 bilion tahun masih belum wujud.

• Bintang dengan jisim 0,08 jisim Matahari adalah kerdil coklat; nasib mereka adalah penguncupan dan penyejukan berterusan dengan pemberhentian semua tindak balas termonuklear dan transformasi menjadi badan seperti planet gelap.

• Bintang dengan jisim 0,08-0,5 jisim Matahari (ini sentiasa kerdil merah) selepas penggunaan hidrogen mula perlahan-lahan mengecut, semasa menjadi panas dan menjadi kerdil putih.
  

• Bintang dengan jisim 0,5-8 jisim Matahari pada akhir hayat bertukar pertama menjadi gergasi merah, dan kemudian menjadi kerdil putih. Dalam kes ini, lapisan luar bintang bertaburan di angkasa lepas dalam bentuk nebula planet. Nebula planet selalunya berbentuk sfera atau cincin.
  

• Bintang dengan jisim 8-10 jisim suria boleh meletup pada akhir hayat mereka, atau mereka boleh menua dengan senyap, mula-mula bertukar menjadi supergergasi merah, dan kemudian menjadi kerdil merah.

• Bintang dengan jisim lebih besar daripada 10 jisim Matahari pada penghujung jalan hidup mereka, mereka mula-mula menjadi supergergasi merah, kemudian meletup sebagai supernova (supernova bukan baru, tetapi bintang lama) dan kemudian bertukar menjadi bintang neutron atau menjadi lubang hitam.
  

Lubang hitam- ini bukan lubang di angkasa lepas, tetapi objek (sisa bintang besar) dengan jisim dan ketumpatan yang sangat besar. Lubang hitam tidak mempunyai sebarang kuasa ghaib atau ajaib, ia bukan "raksasa Alam Semesta". Mereka hanya mempunyai medan graviti yang begitu kuat sehingga tiada sinaran (tidak kelihatan - cahaya, mahupun tidak kelihatan) boleh meninggalkannya. Oleh itu, lubang hitam tidak kelihatan. Walau bagaimanapun, ia boleh dikesan melalui kesannya pada bintang di sekelilingnya, nebula. Lubang hitam adalah fenomena biasa di Alam Semesta dan anda tidak perlu takut dengannya. Mungkin terdapat lubang hitam supermasif di tengah galaksi kita.

Jejari (atau diameter). Saiz bintang berbeza secara meluas - daripada beberapa kilometer (bintang neutron) hingga 2,000 diameter suria (supergergasi). Sebagai peraturan, semakin kecil bintang, semakin tinggi ketumpatan puratanya. Dalam bintang neutron, ketumpatan mencapai 10 13 g / cm 3! Satu bidal bahan sedemikian akan mempunyai berat 10 juta tan di Bumi. Tetapi dalam supergiants, ketumpatan adalah kurang daripada ketumpatan udara berhampiran permukaan Bumi.

Diameter beberapa bintang berbanding Matahari:

Sirius dan Altair adalah 1.7 kali lebih besar,

Vega adalah 2.5 kali lebih besar,

Regulus 3.5 kali lebih banyak

Arcturus adalah 26 kali lebih besar

Polar adalah 30 kali lebih besar,

Rigel adalah 70 kali lebih besar,

Deneb adalah 200 kali lebih banyak

Antares adalah 800 kali lebih besar

YV Canis Major adalah 2,000 kali lebih besar (bintang terbesar yang diketahui).

Luminosity ialah jumlah tenaga yang dipancarkan oleh objek (dalam kes ini, bintang) setiap unit masa. Kecerahan bintang biasanya dibandingkan dengan kecerahan Matahari (kecerahan bintang dinyatakan dari segi kecerahan Matahari). Sirius, sebagai contoh, memancarkan 22 kali lebih banyak tenaga daripada Matahari (kilauan Sirius ialah 22 Matahari). Kilauan Vega ialah 50 Matahari, dan kilauan Deneb ialah 54,000 Matahari (Deneb ialah salah satu bintang yang paling berkuasa).

Kecerahan jelas (lebih tepat, kecemerlangan) bintang di langit bumi bergantung pada:

- jarak ke bintang. Jika bintang menghampiri kita, maka kecerahannya yang jelas akan meningkat secara beransur-ansur. Sebaliknya, apabila bintang bergerak menjauhi kita, kecerahan yang ketara akan berkurangan secara beransur-ansur. Jika kita mengambil dua bintang yang sama, maka yang paling dekat dengan kita akan kelihatan lebih cerah.

- pada suhu lapisan luar. Semakin panas bintang, semakin banyak tenaga cahaya yang dihantar ke angkasa, dan semakin terang ia akan muncul. Jika bintang menyejuk, maka kecerahan yang ketara di langit akan berkurangan. Dua bintang dengan saiz yang sama dan pada jarak yang sama dari kita akan kelihatan sama dalam kecerahan yang ketara, dengan syarat ia memancarkan jumlah tenaga cahaya yang sama, i.e. mempunyai suhu yang sama pada lapisan luar. Jika salah satu daripada bintang lebih sejuk daripada yang lain, maka ia akan kelihatan kurang terang.

- saiz (diameter). Jika kita mengambil dua bintang dengan suhu yang sama pada lapisan luar (warna yang sama) dan meletakkannya pada jarak yang sama dari kita, maka bintang yang lebih besar akan mengeluarkan lebih banyak tenaga cahaya, yang bermaksud ia akan kelihatan lebih cerah di langit.

- daripada penyerapan cahaya oleh awan debu dan gas kosmik yang berada di laluan garis penglihatan. Semakin tebal lapisan debu kosmik, semakin banyak cahaya dari bintang yang diserapnya, dan semakin malap bintang itu muncul. Jika kita mengambil dua bintang yang sama dan meletakkan nebula debu gas di hadapan salah satu daripadanya, maka hanya bintang ini akan kelihatan kurang terang.

- dari ketinggian bintang di atas ufuk. Sentiasa terdapat jerebu tebal berhampiran ufuk, yang menyerap sebahagian cahaya daripada bintang. Berhampiran ufuk (sejurus selepas matahari terbit atau sejurus sebelum matahari terbenam) bintang sentiasa kelihatan lebih malap berbanding ketika berada di atas kepala.

Adalah sangat penting untuk tidak mengelirukan konsep "muncul" dan "menjadi". bintang boleh akan menjadi sangat terang dengan sendirinya, tetapi nampak malap kerana pelbagai sebab: kerana jaraknya yang jauh, kerana saiznya yang kecil, disebabkan oleh penyerapan cahayanya oleh debu kosmik atau debu di atmosfera Bumi. Oleh itu, apabila mereka bercakap tentang kecerahan bintang di langit bumi, mereka menggunakan frasa tersebut "kecerahan ketara" atau "kecemerlangan".

Seperti yang telah disebutkan, terdapat bintang binari. Tetapi terdapat juga tiga kali ganda (contohnya, α Centauri), dan empat kali ganda (contohnya, ε Lyra), dan lima, dan enam (contohnya, Castor), dsb. Bintang individu dalam sistem bintang dipanggil komponen. Bintang dengan lebih daripada dua komponen dipanggil gandaan bintang. Semua komponen bintang berbilang disambungkan oleh daya graviti bersama (membentuk sistem bintang) dan bergerak di sepanjang trajektori yang kompleks.

Jika terdapat banyak komponen, maka ini bukan lagi bintang berganda, tetapi gugusan bintang. Membezakan bola dan bertaburan gugusan bintang. Kelompok globular mengandungi banyak bintang lama dan lebih tua daripada gugusan terbuka, yang mengandungi banyak bintang muda. Kelompok globular agak stabil, kerana bintang-bintang di dalamnya berada pada jarak yang kecil antara satu sama lain dan daya tarikan antara mereka adalah lebih besar daripada antara bintang-bintang gugusan terbuka. Kelompok terbuka semakin hilang dari semasa ke semasa.

Kelompok terbuka, seperti yang betul, terletak di jalur Bima Sakti atau berdekatan. Sebaliknya, gugusan globular terletak di langit berbintang jauh dari Bima Sakti.

Beberapa gugusan bintang boleh dilihat di langit walaupun dengan mata kasar. Contohnya, gugusan terbuka Hyades dan Pleiades (M 45) dalam Taurus, gugusan terbuka Manger (M 44) dalam Kanser, gugusan globular M 13 dalam Hercules. Agak banyak daripada mereka boleh dilihat dengan teropong.

Kepelbagaian bintang yang tidak terkira banyaknya di langit memaksa ahli astronomi untuk menetapkan beberapa susunan di antara mereka. Untuk melakukan ini, saintis memutuskan untuk memecahkan bintang ke dalam kelas kecerahan yang sepadan. Sebagai contoh, bintang yang mengeluarkan cahaya beberapa ribu kali lebih banyak daripada Matahari dipanggil gergasi. Sebaliknya, bintang dengan kilauan minimum adalah kerdil. Para saintis telah mendapati bahawa Matahari, mengikut ciri ini, adalah bintang biasa.

bersinar secara berbeza?

Untuk seketika, ahli astronomi berpendapat bahawa bintang tidak bersinar dengan cara yang sama kerana kedudukannya yang berbeza dari Bumi. Tetapi ia tidak begitu. Ahli astronomi telah mendapati bahawa walaupun bintang-bintang yang terletak pada jarak yang sama dari Bumi boleh mempunyai kecemerlangan jelas yang sama sekali berbeza. Kecerahan ini bergantung bukan sahaja pada jarak, tetapi juga pada suhu bintang itu sendiri. Untuk membandingkan bintang dengan kecemerlangan yang jelas, saintis menggunakan unit ukuran tertentu - magnitud mutlak. Ia membolehkan anda mengira sinaran sebenar bintang. Dengan menggunakan kaedah ini, saintis telah mengira bahawa terdapat hanya 20 bintang paling terang di langit.

Mengapa bintang berbeza warna?

Ia telah ditulis di atas bahawa ahli astronomi membezakan bintang dengan saiz dan kecerahannya. Walau bagaimanapun, ini bukan keseluruhan klasifikasi. Bersama-sama dengan saiz dan kecemerlangan yang jelas, semua bintang juga dibahagikan mengikut warna mereka sendiri. Hakikatnya ialah cahaya yang menentukan bintang ini atau itu mempunyai sinaran gelombang. Ini agak pendek. Walaupun panjang gelombang cahaya minimum, walaupun perbezaan terkecil dalam saiz gelombang cahaya secara dramatik mengubah warna bintang, yang secara langsung bergantung pada suhu permukaannya. Sebagai contoh, jika anda memanaskannya dalam kuali besi, ia juga akan memperoleh warna yang sepadan.

Spektrum warna bintang ialah sejenis pasport yang menentukan ciri paling cirinya. Sebagai contoh, Matahari dan Capella (bintang yang serupa dengan Matahari) telah dipilih oleh ahli astronomi dalam perkara yang sama. Kedua-duanya mempunyai warna kuning pucat, suhu permukaannya ialah 6000°C. Selain itu, spektrum mereka mengandungi bahan yang sama: garis, natrium dan besi.

Bintang seperti Betelgeuse atau Antares umumnya mempunyai ciri warna merah. Suhu permukaannya ialah 3000°C, titanium oksida diasingkan dalam komposisinya. Bintang seperti Sirius dan Vega mempunyai warna putih. Suhu permukaannya ialah 10000°C. Spektrum mereka mempunyai garis hidrogen. Terdapat juga bintang dengan suhu permukaan 30,000 ° C - ini adalah Orion putih kebiruan.

Dengan teleskop, anda boleh memerhati 2 bilion bintang sehingga 21 magnitud. Terdapat klasifikasi spektrum Harvard bagi bintang. Di dalamnya, jenis spektrum disusun mengikut urutan penurunan suhu bintang. Kelas ditetapkan dengan huruf abjad Latin. Terdapat tujuh daripadanya: O - B - A - P - O - K - M.

Penunjuk suhu yang baik bagi lapisan luar bintang ialah warnanya. Bintang panas jenis spektrum O dan B berwarna biru; bintang yang serupa dengan Matahari kita (yang jenis spektrumnya ialah 02) kelihatan kuning, manakala bintang kelas spektrum K dan M berwarna merah.

Kecerahan dan warna bintang

Semua bintang mempunyai warna. Terdapat bintang biru, putih, kuning, kekuningan, oren dan merah. Contohnya, Betelgeuse ialah bintang merah, Castor berwarna putih, Capella berwarna kuning. Mengikut kecerahan, mereka dibahagikan kepada bintang dengan magnitud ke-1, ke-2, ... ke (n maks = 25). Istilah "magnitud" tidak ada kaitan dengan dimensi sebenar. Magnitud mencirikan fluks cahaya yang datang ke Bumi daripada bintang. Magnitud bintang boleh menjadi pecahan dan negatif. Skala magnitud adalah berdasarkan persepsi cahaya oleh mata. Pembahagian bintang kepada magnitud bintang mengikut kecerahan yang ketara telah dilakukan oleh ahli astronomi Yunani purba Hipparchus (180 - 110 SM). Hipparchus mengaitkan magnitud pertama kepada bintang paling terang; dia menganggap yang seterusnya dalam penggredan kecerahan (iaitu, kira-kira 2.5 kali lebih lemah) sebagai bintang dengan magnitud kedua; bintang yang lebih lemah daripada bintang dengan magnitud kedua sebanyak 2.5 kali dipanggil bintang dengan magnitud ketiga, dsb.; bintang pada had keterlihatan dengan mata kasar telah diberikan magnitud keenam.

Dengan gradasi kecerahan bintang yang sedemikian rupa, ternyata bintang magnitud keenam lebih lemah daripada bintang magnitud pertama sebanyak 2.55 kali. Oleh itu, pada tahun 1856, ahli astronomi Inggeris N. K. Pogsoy (1829-1891) mencadangkan untuk menganggap sebagai bintang dengan magnitud keenam mereka yang betul-betul 100 kali lebih redup daripada bintang-bintang magnitud pertama. Semua bintang terletak pada jarak yang berbeza dari Bumi. Lebih mudah untuk membandingkan magnitud jika jaraknya sama.

Magnitud yang dimiliki oleh bintang pada jarak 10 parsecs dipanggil magnitud mutlak. Magnitud bintang mutlak ditunjukkan - M, dan magnitud bintang yang jelas - m.

Komposisi kimia lapisan luar bintang, dari mana sinaran mereka datang, dicirikan oleh dominasi hidrogen sepenuhnya. Di tempat kedua ialah helium, dan kandungan unsur lain agak kecil.

Suhu dan jisim bintang

Mengetahui jenis atau warna spektrum bintang serta-merta memberikan suhu permukaannya. Memandangkan bintang memancar kira-kira seperti jasad hitam mutlak pada suhu yang sepadan, kuasa yang dipancarkan oleh unit permukaannya per unit masa ditentukan daripada undang-undang Stefan-Boltzmann.

Pembahagian bintang berdasarkan perbandingan kecerahan bintang dengan suhu dan warna serta magnitud mutlaknya (rajah Hertzsprung-Russell):

1. jujukan utama (di tengahnya ialah Matahari - kerdil kuning)
2. supergiants (bersaiz besar dan bercahaya tinggi: Antares, Betelgeuse)
3. urutan gergasi merah
4. kerdil (putih - Sirius)
5. orang kerdil
6. urutan putih-biru

Pembahagian ini juga berdasarkan umur bintang.

Bintang berikut dibezakan:

1. biasa (Matahari);
2. double (Mizar, Albkor) dibahagikan kepada:

• a) visual double, jika dualiti mereka diperhatikan semasa memerhati melalui teleskop;
• b) gandaan - ini ialah sistem bintang dengan nombor lebih besar daripada 2, tetapi kurang daripada 10;
• c) optik-double - ini adalah bintang yang kedekatannya adalah hasil unjuran rawak ke langit, dan di angkasa mereka jauh;
• d) binari fizikal ialah bintang yang membentuk satu sistem dan beredar di bawah tindakan daya tarikan bersama di sekeliling pusat jisim yang sama;
• e) binari spektroskopik ialah bintang yang, apabila saling berputar, mendekati antara satu sama lain dan dualitinya boleh ditentukan daripada spektrum;
• e) binari gerhana - ini adalah bintang "yang, apabila saling berputar, menghalang satu sama lain;

pembolehubah (b Cephei). Cepheid adalah pembolehubah dalam kecerahan bintang. Amplitud perubahan dalam kecerahan tidak lebih daripada 1.5 magnitud. Ini adalah bintang berdenyut, iaitu, mereka secara berkala mengembang dan menguncup. Mampatan lapisan luar menyebabkan mereka menjadi panas;

tidak pegun.

bintang baru- ini adalah bintang yang wujud untuk masa yang lama, tetapi tiba-tiba menyala. Kecerahan mereka meningkat dalam masa yang singkat sebanyak 10,000 kali (amplitud perubahan kecerahan dari 7 hingga 14 magnitud).

supernova- ini adalah bintang yang tidak kelihatan di langit, tetapi tiba-tiba berkelip dan bertambah kecerahan 1000 kali ganda berbanding bintang baharu biasa.

Pulsar- bintang neutron yang berlaku semasa letupan supernova.

Data mengenai jumlah pulsar dan jangka hayatnya menunjukkan bahawa, secara purata, 2-3 pulsar dilahirkan setiap abad, yang kira-kira bertepatan dengan kekerapan letupan supernova di Galaxy.

Evolusi bintang

Seperti semua badan di alam semula jadi, bintang tidak kekal tidak berubah, mereka dilahirkan, berkembang, dan akhirnya mati. Ahli astronomi pernah berfikir bahawa ia mengambil masa berjuta-juta tahun untuk sebuah bintang terbentuk daripada gas dan debu antara bintang. Tetapi dalam beberapa tahun kebelakangan ini, gambar telah diambil tentang kawasan langit yang merupakan sebahagian daripada Nebula Besar Orion, di mana sekumpulan kecil bintang telah muncul selama beberapa tahun. Dalam gambar-gambar tahun 1947, sekumpulan tiga objek seperti bintang telah dirakam di tempat ini. Menjelang tahun 1954 sebahagian daripadanya telah menjadi bujur, dan pada tahun 1959 formasi bujur ini telah hancur menjadi bintang individu. Buat pertama kalinya dalam sejarah umat manusia, orang melihat kelahiran bintang secara literal di hadapan mata kita.

Di banyak bahagian langit, terdapat syarat yang diperlukan untuk kemunculan bintang. Apabila mengkaji gambar-gambar kawasan berjerebu di Bima Sakti, adalah mungkin untuk menemui bintik-bintik hitam kecil bentuk tidak teratur, atau globul, yang merupakan pengumpulan besar-besaran habuk dan gas. Awan gas dan debu ini mengandungi zarah debu yang sangat kuat menyerap cahaya yang datang dari bintang di belakangnya. Saiz globul adalah besar - sehingga beberapa tahun cahaya diameter. Walaupun fakta bahawa jirim dalam gugusan ini sangat jarang, jumlah isipadunya adalah sangat besar sehingga ia cukup untuk membentuk gugusan kecil bintang yang berjisim rapat dengan Matahari.

Dalam globul hitam, di bawah pengaruh tekanan sinaran yang dipancarkan oleh bintang sekeliling, jirim itu dimampatkan dan dipadatkan. Mampatan sedemikian berlangsung untuk beberapa waktu, bergantung pada sumber sinaran yang mengelilingi globul dan keamatan yang terakhir. Daya graviti yang timbul daripada kepekatan jisim di tengah globul juga cenderung untuk memampatkan globul, menyebabkan jirim jatuh ke arah pusatnya. Jatuh, zarah jirim memperoleh tenaga kinetik dan memanaskan gas dan awan.

Kejatuhan jirim boleh bertahan ratusan tahun. Pada mulanya, ia berlaku perlahan-lahan, tanpa tergesa-gesa, kerana daya graviti yang menarik zarah ke pusat masih sangat lemah. Selepas beberapa ketika, apabila globul menjadi lebih kecil dan medan graviti meningkat, kejatuhan mula berlaku lebih cepat. Tetapi globul itu besar, tidak kurang daripada satu tahun cahaya diameter. Ini bermakna jarak dari sempadan luarnya ke pusat boleh melebihi 10 trilion kilometer. Jika zarah dari pinggir globul mula jatuh ke arah pusat pada kelajuan kurang daripada 2 km/s, maka ia akan sampai ke pusat hanya selepas 200,000 tahun.

Jangka hayat bintang bergantung kepada jisimnya. Bintang Dengan jisim kurang daripada Matahari menggunakan bahan api nuklearnya dengan sangat jimat dan boleh bersinar selama berpuluh bilion tahun. Lapisan luar bintang seperti Matahari kita, dengan jisim tidak lebih daripada 1.2 jisim suria, secara beransur-ansur mengembang dan, pada akhirnya, meninggalkan teras bintang sepenuhnya. Di tempat gergasi kekal kerdil putih yang kecil dan panas.

Mana-mana bintang - kuning, biru atau merah - adalah bola gas panas. Klasifikasi moden peneraju adalah berdasarkan beberapa parameter. Ini termasuk suhu permukaan, saiz dan kecerahan. Warna bintang yang dilihat pada malam yang cerah bergantung terutamanya pada parameter pertama. Cahaya terpanas adalah biru atau biru, yang paling sejuk adalah merah. Bintang kuning, contoh yang dinamakan di bawah, menduduki kedudukan tengah pada skala suhu. Matahari adalah salah satu daripada penerang ini.

Perbezaan

Badan yang dipanaskan pada suhu yang berbeza mengeluarkan cahaya dengan panjang gelombang yang berbeza. Warna yang ditentukan oleh mata manusia bergantung pada parameter ini. Semakin pendek panjang gelombang, semakin panas badan dan semakin hampir warnanya kepada putih dan biru. Ini berlaku untuk bintang juga.

Cahaya merah adalah yang paling sejuk. Suhu permukaan mereka hanya mencapai 3 ribu darjah. Bintang itu kuning, seperti Matahari kita, sudah panas. Fotosferanya memanaskan sehingga 6000º. Cahaya putih lebih panas - dari 10 hingga 20 ribu darjah. Dan akhirnya, bintang biru adalah yang paling hangat. Suhu permukaan mereka mencapai dari 30 hingga 100 ribu darjah.

Ciri-ciri umum

Ciri-ciri kerdil kuning

Bersaiz kecil, peneraju dicirikan oleh jangka hayat yang mengagumkan. parameter ini ialah 10 bilion tahun. Matahari kini terletak kira-kira di tengah-tengah kitaran hayatnya, iaitu, ia mempunyai lebih kurang 5 bilion tahun lagi sebelum ia meninggalkan Jujukan Utama dan menjadi gergasi merah.

Bintang, kuning dan tergolong dalam jenis "kerdil", mempunyai dimensi yang serupa dengan matahari. Sumber tenaga bagi peneraju tersebut ialah sintesis helium daripada hidrogen. Mereka pergi ke peringkat seterusnya evolusi selepas hidrogen berakhir di teras dan pembakaran helium bermula.

Selain Matahari, kerdil kuning termasuk A, Alpha Northern Corona, Mu Bootes, Tau Ceti dan peneraju lain.

Subgiant kuning

Bintang yang serupa dengan Matahari, selepas kehabisan bahan api hidrogen, mula berubah. Apabila helium menyala dalam teras, bintang akan mengembang dan bertukar menjadi.Namun, peringkat ini tidak berlaku serta-merta. Lapisan luar mula terbakar terlebih dahulu. Bintang itu telah meninggalkan Urutan Utama, tetapi belum berkembang - ia berada di peringkat subgergasi. Jisim bintang sedemikian biasanya berbeza dari 1 hingga 5

Bintang yang lebih mengagumkan saiznya juga boleh melalui peringkat subgergasi kuning. Namun, bagi mereka tahap ini kurang ketara. Subgergasi yang paling terkenal hari ini ialah Procyon (Alpha Canis Minor).

Jarang betul

Bintang kuning, yang namanya diberikan di atas, tergolong dalam jenis yang agak biasa di Alam Semesta. Keadaannya berbeza dengan hypergiants. Ini adalah gergasi sebenar, dianggap paling berat, paling terang dan terbesar dan pada masa yang sama mempunyai jangka hayat terpendek. Kebanyakan hypergiants yang diketahui adalah pembolehubah biru terang, tetapi terdapat bintang putih, kuning, dan juga merah di antara mereka.

Antara badan kosmik yang jarang ditemui itu ialah, sebagai contoh, Rho Cassiopeia. Ini adalah hypergiant kuning, 550 ribu kali lebih awal daripada Matahari dalam kecerahan. Ia adalah 12,000 meter dari planet kita. Pada malam yang cerah, ia boleh dilihat dengan mata kasar (kecemerlangan yang boleh dilihat ialah 4.52m).

raksasa super

Hypergiants adalah kes khas supergiants. Yang terakhir juga termasuk bintang kuning. Mereka, menurut ahli astronomi, adalah peringkat peralihan dalam evolusi peneraju dari supergergasi biru ke merah. Namun begitu, dalam peringkat supergergasi kuning, bintang boleh wujud untuk jangka masa yang agak lama. Sebagai peraturan, pada peringkat evolusi ini, peneraju tidak mati. Untuk sepanjang masa mengkaji angkasa lepas, hanya dua supernova yang dihasilkan oleh supergergasi kuning telah direkodkan.

Tokoh-tokoh tersebut termasuk Canopus (Alpha Carina), Rastaban (Beta Dragon), Beta Aquarius dan beberapa objek lain.

Seperti yang anda lihat, setiap bintang, kuning seperti Matahari, mempunyai ciri-ciri tertentu. Walau bagaimanapun, setiap orang mempunyai persamaan - ini adalah warna yang terhasil daripada pemanasan fotosfera pada suhu tertentu. Sebagai tambahan kepada mereka yang dinamakan, tokoh-tokoh tersebut termasuk Epsilon Shield dan Beta Crow (gergasi terang), Delta of the Southern Triangle dan Beta Ziraffe (supergiants), Capella dan Vindemiatrix (gergasi) dan banyak lagi badan kosmik. Perlu diingatkan bahawa warna yang ditunjukkan dalam klasifikasi objek tidak selalu bertepatan dengan yang kelihatan. Ini berlaku kerana warna sebenar cahaya diputarbelitkan oleh gas dan habuk, dan juga selepas melalui atmosfera. Ahli astrofizik menggunakan spektrograf untuk menentukan warna: ia memberikan maklumat yang lebih tepat daripada mata manusia. Terima kasih kepadanya bahawa saintis dapat membezakan antara bintang biru, kuning dan merah, jauh dari kita pada jarak yang jauh.