Stjerner kommer i forskjellige farger. Stjerner: typer stjerner og deres klassifisering etter farge og størrelse

Flerfargede stjerner på himmelen. Skutt med forbedrede farger

Fargepaletten til stjerner er bred. Blå, gul og rød - nyanser er synlige selv gjennom atmosfæren, som vanligvis forvrenger konturene til kosmiske kropper. Men hvor kommer fargen på en stjerne fra?

Opprinnelsen til stjernenes farge

Hemmeligheten bak de flerfargede stjernene har blitt et viktig verktøy for astronomer – fargen på stjernene hjalp dem til å gjenkjenne overflatene til stjerner. Den var basert på et bemerkelsesverdig naturfenomen - forholdet mellom stoffet og fargen på lyset som sendes ut av det.

Du har sikkert allerede gjort dine egne observasjoner om dette emnet. En glødetråd av laveffekts 30-watts lyspærer lyser oransje – og når nettspenningen synker, lyser glødetråden knapt rødt. Sterkere pærer lyser gule eller til og med hvite. Og sveiseelektroden under drift og kvartslampen lyser blått. Du bør imidlertid ikke i noe tilfelle se på dem - energien deres er så stor at den lett kan skade netthinnen i øyet.

Følgelig, jo varmere objektet er, desto nærmere er fargen på dens glød til blå - og jo kaldere, desto nærmere mørkerødt. Stjernene er intet unntak: det samme prinsippet gjelder for dem. Påvirkningen av en stjerne på fargen er veldig liten - temperaturen kan skjule individuelle elementer og ionisere dem.

Men det er strålingen fra en stjerne som hjelper til med å finne ut sammensetningen. Atomene til hvert stoff har sin egen unike kapasitet. Lysbølger av noen farger passerer gjennom dem uten hindring, når andre stopper - faktisk bestemmer forskere kjemiske elementer fra de blokkerte lysområdene.

Mekanismen for å "farge" stjerner

Hva er den fysiske bakgrunnen for dette fenomenet? Temperaturen er preget av bevegelseshastigheten til molekylene til stoffet i kroppen - jo høyere den er, jo raskere beveger de seg. Dette påvirker lengden som passerer gjennom stoffet. Et varmt medium forkorter bølgene, mens et kaldt medium tvert imot forlenger dem. Og den synlige fargen på en lysstråle bestemmes nøyaktig av lysets bølgelengde: korte bølger er ansvarlige for blå nyanser, og lange er ansvarlige for røde. Hvit farge oppnås som et resultat av påføring av multispektrale stråler.

Alle kjenner til tre tilstander av materie - fast, flytende og gassformig.. Hva skjer med et stoff når det sekvensielt varmes opp til høye temperaturer i et lukket volum? - Sekvensiell overgang fra en aggregeringstilstand til en annen: fast - flytende - gass(på grunn av økningen i bevegelseshastigheten til molekyler med økende temperatur). Med ytterligere oppvarming av gassen ved temperaturer over 1200 ºС begynner desintegreringen av gassmolekyler til atomer, og ved temperaturer over 10 000 ºС, delvis eller fullstendig desintegrering av gassatomer i deres bestanddeler elementærpartikler - elektroner og atomkjerner. Plasma er den fjerde tilstanden av materie, der molekylene eller atomene i materien blir delvis eller fullstendig ødelagt av høye temperaturer eller av andre grunner. 99,9 % av stoffet i universet er i plasmatilstand.

Stjerner er en klasse av kosmiske kropper med en masse på 10 26 -10 29 kg. En stjerne er en varm plasma sfærisk kosmisk kropp, som som regel er i hydrodynamisk og termodynamisk likevekt.

Hvis likevekten blir forstyrret, begynner stjernen å pulsere (dimensjonene, lysstyrken og temperaturen endres). Stjernen blir en variabel stjerne.

variabel stjerne er en stjerne hvis glans (tilsynelatende lysstyrke på himmelen) endres over tid. Årsakene til variasjonen kan være fysiske prosesser i stjernens indre. Slike stjerner kalles fysiske variabler(for eksempel δ Cephei. Variable stjerner som ligner på det begynte å bli kalt Cepheider).

møte og formørkelsesvariabler stjerner hvis variasjon er forårsaket av gjensidig formørkelse av deres komponenter(for eksempel β Perseus - Algol. Dens variabilitet ble først oppdaget i 1669 av den italienske økonomen og astronomen Geminiano Montanari).

Formørkende variable stjerner er alltid dobbelt, de. sammensatt av to nærliggende stjerner. Variable stjerner på stjernekart er indikert med en sirklet sirkel:

Stjerner er ikke alltid baller. Hvis stjernen roterer veldig raskt, er formen ikke sfærisk. Stjernen krymper fra polene og blir som en mandarin eller et gresskar (for eksempel Vega, Regulus). Hvis stjernen er dobbel, så påvirker den gjensidige tiltrekningen av disse stjernene til hverandre også formen deres. De blir eggformede eller melonformede (for eksempel komponenter av binærstjernen β Lyra eller Spica):

Stjerner er hovedinnbyggerne i galaksen vår (galaksen vår er skrevet med stor bokstav). Den inneholder rundt 200 milliarder stjerner. Ved hjelp av selv de største teleskopene kan bare en halv prosent av det totale antallet stjerner i galaksen sees. Mer enn 95 % av all materie som observeres i naturen er konsentrert i stjerner. De resterende 5 % er interstellar gass, støv og alle ikke-lysende kropper.

Bortsett fra Solen er alle stjernene så langt unna oss at selv i de største teleskopene blir de observert i form av lyspunkter med forskjellige farger og glans. Nærmest solen er α Centauri-systemet, som består av tre stjerner. En av dem - en rød dverg kalt Proxima - er den nærmeste stjernen. Den er 4,2 lysår unna. Til Sirius - 8.6 St. år, til Altair - 17 St. år. Til Vega - 26 St. år. Til North Star - 830 St. år. Til Deneb - 1500 St. år. For første gang var avstanden til en annen stjerne (det var Vega) i 1837 i stand til å bestemme V.Ya. Struve.

Den første stjernen som klarte å få et bilde av disken (og til og med noen flekker på den) er Betelgeuse (α Orion). Men dette er fordi Betelgeuse er 500-800 ganger større enn solen i diameter (stjernen pulserer). Et bilde av skiven til Altair (α Eagle) ble også tatt, men dette er fordi Altair er en av de nærmeste stjernene.

Fargen på stjernene avhenger av temperaturen på deres ytre lag. Temperaturområde - fra 2000 til 60000 ° С. De kaldeste stjernene er røde og de varmeste er blå. Etter fargen på stjernen kan du bedømme hvor varme dens ytre lag er.

Eksempler på røde stjerner: Antares (α Scorpio) og Betelgeuse (α Orion).

Eksempler på oransje stjerner: Aldebaran (α Taurus), Arcturus (α Bootes) og Pollux (β Gemini).

Eksempler på gule stjerner: Sol, Capella (α Aurigae) og Toliman (α Centauri).

Eksempler på gulhvite stjerner er Procyon (α Minor Canis) og Canopus (α Carinae).

Eksempler på hvite stjerner er Sirius (α Canis Major), Vega (α Lyrae), Altair (α Eagle) og Deneb (α Cygnus).

Eksempler på blåaktige stjerner: Regulus (α Løven) og Spica (α Jomfruen).

På grunn av det faktum at svært lite lys kommer fra stjernene, er det menneskelige øyet i stand til å skille fargenyanser bare i de lyseste av dem. Gjennom en kikkert og enda mer gjennom et teleskop (de fanger opp mer lys enn øyet), blir fargen på stjernene mer merkbar.

Temperaturen øker med dybden. Selv de kaldeste stjernene i sentrum når millioner av grader. Solen har omtrent 15 000 000 ° C i sentrum (de bruker også Kelvin-skalaen - skalaen for absolutte temperaturer, men når det kommer til svært høye temperaturer, kan forskjellen på 273 º mellom Kelvin- og Celsius-skalaen neglisjeres).

Hva er det som varmer opp stjerneinteriøret så mye? Det viser seg at det finnes termonukleære prosesser, noe som resulterer i at en enorm mengde energi frigjøres. På gresk betyr "termos" varm. Det viktigste kjemiske elementet som stjerner er laget av er hydrogen. Det er han som er drivstoffet for termonukleære prosesser. I disse prosessene blir kjernene til hydrogenatomer omdannet til kjernene til heliumatomer, som er ledsaget av frigjøring av energi. Antallet hydrogenkjerner i stjernen minker, mens antallet heliumkjerner øker. Over tid syntetiseres andre kjemiske elementer i stjernen. Alle de kjemiske elementene som utgjør molekylene til forskjellige stoffer ble en gang født i stjernedypet."Stjerner er menneskets fortid, og mennesket er stjernens fremtid," - dette er noen ganger billedlig sagt.

Prosessen der en stjerne sender ut energi i form av elektromagnetiske bølger og partikler kalles stråling. Stjerner utstråler energi ikke bare i form av lys og varme, men også andre typer stråling - gammastråler, røntgenstråler, ultrafiolett, radiostråling. I tillegg sender stjerner ut strømmer av nøytrale og ladede partikler. Disse bekkene danner stjernevinden. Stjernevind er prosessen med utstrømning av materie fra stjerner til verdensrommet. Som et resultat avtar massen av stjerner hele tiden og gradvis. Det er stjernevinden fra Solen (solvind) som fører til at nordlys dukker opp på jorden og andre planeter. Det er solvinden som avleder halene til kometer bort fra solen.

Stjerner dukker selvfølgelig ikke opp fra tomhet (rommet mellom stjerner er ikke et absolutt vakuum). Materialet er gass og støv. De er ujevnt fordelt i rommet, og danner formløse skyer med svært lav tetthet og enorm utstrekning - fra ett eller to til titalls lysår. Slike skyer kalles diffuse gass- og støvtåker. Temperaturen i dem er veldig lav - ca -250 °C. Men ikke hver gass-støvtåke produserer stjerner. Noen tåker kan eksistere lenge uten stjerner. Hvilke forhold er nødvendige for starten av prosessen med fødselen av stjerner? Den første er massen til skyen. Hvis det ikke er nok materie, vil stjernen selvfølgelig ikke vises. For det andre, kompakthet. I en sky som er for utstrakt og løs, kan ikke komprimeringsprosessene begynne. Vel, og for det tredje trenger vi et frø - dvs. en haug med støv og gass, som senere skal bli embryoet til en stjerne - en protostjerne. protostjerne er en stjerne i sluttfasen av sin dannelse. Hvis disse betingelsene er oppfylt, begynner gravitasjonskompresjon og oppvarming av skyen. Denne prosessen avsluttes stjernedannelse- fremveksten av nye stjerner. Denne prosessen tar millioner av år. Astronomer har funnet tåker der prosessen med stjernedannelse er i full gang – noen stjerner har allerede lyst opp, noen er i form av embryoer – protostjerner, og tåken er fortsatt bevart. Et eksempel er den store Orion-tåken.

De viktigste fysiske egenskapene til en stjerne er lysstyrke, masse og radius.(eller diameter), som bestemmes fra observasjoner. Å kjenne dem, så vel som den kjemiske sammensetningen til stjernen (som bestemmes av spekteret), er det mulig å beregne modellen til stjernen, dvs. fysiske forhold i dypet, for å utforske prosessene som foregår i den.La oss dvele mer detaljert på hovedkarakteristikkene til stjerner.

Vekt. Massen kan estimeres direkte bare ved gravitasjonseffekten av stjernen på de omkringliggende kroppene. Solens masse ble for eksempel bestemt ut fra de kjente revolusjonsperiodene til planetene rundt den. Andre stjerner observerer ikke planeter direkte. Pålitelig måling av masse er bare mulig for binære stjerner (i dette tilfellet brukes Keplers lov generalisert av Newton III, no og da er feilen 20-60 %). Omtrent halvparten av alle stjernene i galaksen vår er binære. Massene av stjerner varierer fra ≈0,08 til ≈100 solmasser.Stjerner med en masse mindre enn 0,08 av solens masse eksisterer ikke, de blir rett og slett ikke stjerner, men forblir mørke kropper.Stjerner med en masse større enn 100 solmasser er ekstremt sjeldne. De fleste stjerner har masse mindre enn 5 solmasser. Stjernens skjebne avhenger av massen, d.v.s. scenariet som stjernen utvikler seg etter, utvikler seg. Små kalde røde dverger bruker hydrogen veldig økonomisk, og deres levetid strekker seg derfor over hundrevis av milliarder år. Levetiden til Solen - en gul dverg - er omtrent 10 milliarder år (Sola har allerede levd omtrent halvparten av livet). Massive superkjemper forbruker hydrogen raskt og dør ut innen noen få millioner år etter fødselen. Jo mer massiv stjernen er, desto kortere er dens livsbane.

Universets alder er beregnet til 13,7 milliarder år. Derfor eksisterer ikke stjerner eldre enn 13,7 milliarder år ennå.

• Stjerner med masse 0,08 massene til solen er brune dverger; deres skjebne er konstant sammentrekning og avkjøling med opphør av alle termonukleære reaksjoner og transformasjon til mørke planetlignende kropper.

• Stjerner med masse 0,08-0,5 massene til solen (disse er alltid røde dverger) etter forbruket av hydrogen begynner sakte å krympe, mens de varmes opp og blir en hvit dverg.
  

• Stjerner med masse 0,5-8 Masser av solen ved slutten av livet blir først til røde kjemper, og deretter til hvite dverger. I dette tilfellet er de ytre lagene av stjernen spredt i det ytre rom i formen planetarisk tåke. En planetarisk tåke er ofte sfærisk eller ringformet.
  

• Stjerner med masse 8-10 solmasser kan eksplodere på slutten av livet, eller de kan eldes stille, først bli til røde superkjemper, og deretter til røde dverger.

• Stjerner med en masse større enn 10 masser av solen på slutten av livsveien, blir de først røde superkjemper, eksploderer deretter som supernovaer (en supernova er ikke en ny, men en gammel stjerne) og blir deretter til nøytronstjerner eller blir til svarte hull.
  

Svarte hull- dette er ikke hull i verdensrommet, men objekter (rester av massive stjerner) med veldig stor masse og tetthet. Svarte hull har ingen overnaturlige eller magiske krefter, de er ikke "monstre av universet". De har bare et så sterkt gravitasjonsfelt at ingen stråling (verken synlig - lys eller usynlig) kan forlate dem. Derfor er sorte hull ikke synlige. Imidlertid kan de oppdages ved deres effekt på de omkringliggende stjernene, stjernetåker. Sorte hull er et helt vanlig fenomen i universet, og du bør ikke være redd for dem. Det kan være et supermassivt sort hull i sentrum av galaksen vår.

Radius (eller diameter). Størrelsen på stjerner varierer mye - fra noen få kilometer (nøytronstjerner) til 2000 soldiametre (supergiganter). Som regel, jo mindre stjernen er, desto høyere er dens gjennomsnittlige tetthet. I nøytronstjerner når tettheten 10 13 g / cm 3! Et fingerbøl av et slikt stoff ville veie 10 millioner tonn på jorden. Men i supergiganter er tettheten mindre enn tettheten til luft nær jordoverflaten.

Diametrene til noen stjerner sammenlignet med solen:

Sirius og Altair er 1,7 ganger større,

Vega er 2,5 ganger større,

Regulus 3,5 ganger mer

Arcturus er 26 ganger større

Polar er 30 ganger større,

Rigel er 70 ganger større,

Deneb er 200 ganger mer

Antares er 800 ganger større

YV Canis Major er 2000 ganger større (den største kjente stjernen).

Lysstyrke er den totale energien som sendes ut av et objekt (i dette tilfellet stjerner) per tidsenhet. Stjernenes lysstyrke sammenlignes vanligvis med solens lysstyrke (stjernenes lysstyrke uttrykkes i form av solens lysstyrke). Sirius, for eksempel, utstråler 22 ganger mer energi enn solen (lysstyrken til Sirius er 22 soler). Lysstyrken til Vega er 50 soler, og lysstyrken til Deneb er 54 000 soler (Deneb er en av de kraftigste stjernene).

Den tilsynelatende lysstyrken (mer korrekt, glans) til en stjerne på jordens himmel avhenger av:

- avstand til stjernen. Hvis en stjerne nærmer seg oss, vil dens tilsynelatende lysstyrke gradvis øke. Omvendt, når en stjerne beveger seg bort fra oss, vil dens tilsynelatende lysstyrke gradvis avta. Hvis vi tar to identiske stjerner, vil den som er nærmest oss virke lysere.

- på temperaturen på de ytre lagene. Jo varmere stjernen er, jo mer lysenergi sender den ut i rommet, og jo lysere vil den se ut. Hvis en stjerne avkjøles, vil dens tilsynelatende lysstyrke på himmelen reduseres. To stjerner av samme størrelse og i samme avstand fra oss vil fremstå like i tilsynelatende lysstyrke, forutsatt at de sender ut like mye lysenergi, dvs. har samme temperatur på de ytre lagene. Hvis en av stjernene er kaldere enn den andre, vil den virke mindre lyssterk.

- størrelse (diameter). Hvis vi tar to stjerner med samme temperatur på de ytre lagene (av samme farge) og plasserer dem i samme avstand fra oss, vil den større stjernen sende ut mer lysenergi, noe som betyr at den vil virke lysere på himmelen.

- fra absorpsjon av lys av skyer av kosmisk støv og gass som er i banen til siktlinjen. Jo tykkere laget av kosmisk støv, jo mer lys fra stjernen absorberer det, og jo svakere ser stjernen ut. Hvis vi tar to identiske stjerner og plasserer en gasstøvtåke foran en av dem, vil nettopp denne stjernen virke mindre lyssterk.

- fra stjernens høyde over horisonten. Det er alltid en tett dis nær horisonten, som absorberer noe av lyset fra stjernene. Nær horisonten (kort tid etter soloppgang eller kort før solnedgang) virker stjernene alltid svakere enn når de er over hodet.

Det er veldig viktig å ikke forveksle begrepene "vises" og "være". stjerne mai å være veldig lyst i seg selv, men synes svak på grunn av ulike årsaker: på grunn av den store avstanden til den, på grunn av dens lille størrelse, på grunn av absorpsjonen av lyset av kosmisk støv eller støv i jordens atmosfære. Derfor, når de snakker om lysstyrken til en stjerne på jordens himmel, bruker de uttrykket "tilsynelatende lysstyrke" eller "glans".

Som allerede nevnt, er det binære stjerner. Men det er også trippel (for eksempel α Centauri), og firedobbel (for eksempel ε Lyra), og fem og seks (for eksempel Castor), etc. De enkelte stjernene i et stjernesystem kalles komponenter. Stjerner med mer enn to komponenter kalles multipler stjerner. Alle komponenter i en flerstjerne er forbundet med gjensidige gravitasjonskrefter (danner et system av stjerner) og beveger seg langs komplekse baner.

Hvis det er mange komponenter, er dette ikke lenger en flerstjerne, men stjernehop. Skille ball og spredt stjernehoper. Kulehoper inneholder mange gamle stjerner og er eldre enn åpne hop, som inneholder mange unge stjerner. Kulehoper er ganske stabile, pga stjernene i dem er i liten avstand fra hverandre og kreftene for gjensidig tiltrekning mellom dem er mye større enn mellom stjernene i åpne klynger. Åpne klynger forsvinner enda mer over tid.

Åpne klynger, som det er riktig, er plassert i båndet til Melkeveien eller i nærheten. Tvert imot, kulehoper befinner seg på stjernehimmelen vekk fra Melkeveien.

Noen stjernehoper kan sees på himmelen selv med det blotte øye. For eksempel åpne klynger av Hyades og Pleiader (M 45) i Tyren, åpne klynger av Manger (M 44) i Krepsen, kulehop M 13 i Hercules. Ganske mange av dem kan sees med kikkert.

Variasjonen av utallige stjerner på himmelen tvang astronomer til å etablere en viss orden blant dem. For å gjøre dette bestemte forskere seg for å dele stjernene inn i de tilsvarende klasser av deres lysstyrke. For eksempel kalles stjerner som sender ut lys flere tusen ganger mer enn solen for kjemper. I kontrast er stjerner med minimal lysstyrke dverger. Forskere har funnet ut at solen, ifølge denne egenskapen, er en gjennomsnittlig stjerne.

skinne annerledes?

En stund trodde astronomer at stjernene ikke lyste på samme måte på grunn av deres forskjellige posisjoner fra jorden. Men det er ikke slik. Astronomer har funnet ut at selv de stjernene som befinner seg i samme avstand fra jorden kan ha en helt annen tilsynelatende glans. Denne lysstyrken avhenger ikke bare av avstanden, men også av temperaturen til selve stjernene. For å sammenligne stjerner etter deres tilsynelatende glans, bruker forskere en spesifikk måleenhet - absolutt størrelse. Den lar deg beregne den virkelige strålingen til stjernen. Ved å bruke denne metoden har forskere beregnet at det bare er 20 av de lyseste stjernene på himmelen.

Hvorfor har stjernene forskjellige farger?

Det ble skrevet ovenfor at astronomer skiller stjerner ved deres størrelse og deres lysstyrke. Dette er imidlertid ikke hele klassifiseringen. Sammen med størrelse og tilsynelatende glans, er alle stjerner også delt inn etter sin egen farge. Faktum er at lyset som bestemmer denne eller den stjernen har bølgestråling. Disse er ganske korte. Til tross for den minste bølgelengden til lys, endrer selv den minste forskjellen i størrelsen på lysbølger dramatisk fargen på en stjerne, som direkte avhenger av temperaturen på overflaten. Hvis du for eksempel varmer den i en jernpanne, får den også tilsvarende farge.

Fargespekteret til en stjerne er et slags pass som bestemmer dens mest karakteristiske trekk. For eksempel ble Solen og Capella (en stjerne som ligner på Solen) skilt ut av astronomer i samme. Begge har en gul-blek farge, overflatetemperaturen deres er 6000°C. Spekteret deres inneholder dessuten de samme stoffene: linjer, natrium og jern.

Stjerner som Betelgeuse eller Antares har generelt en karakteristisk rød farge. Overflatetemperaturen deres er 3000°C, titanoksid er isolert i sammensetningen. Stjerner som Sirius og Vega har hvit farge. Overflatetemperaturen deres er 10000°C. Spektrene deres har hydrogenlinjer. Det er også en stjerne med en overflatetemperatur på 30 000 ° C - dette er en blåhvit Orion.

Med et teleskop kan du observere 2 milliarder stjerner opp til 21 magnituder. Det er en Harvard-spektralklassifisering av stjerner. I den er spektraltypene ordnet i rekkefølge etter synkende stjernetemperatur. Klassene er utpekt med bokstaver i det latinske alfabetet. Det er syv av dem: O - B - A - P - O - K - M.

En god indikator på temperaturen til en stjernes ytre lag er fargen. Varme stjerner av spektraltypene O og B er blå; stjerner som ligner på vår sol (hvis spektraltype er 02) ser gule ut, mens stjerner i spektralklassene K og M er røde.

Lysstyrke og farge på stjerner

Alle stjerner har en farge. Det er blå, hvite, gule, gulaktige, oransje og røde stjerner. For eksempel er Betelgeuse en rød stjerne, Castor er hvit, Capella er gul. Etter lysstyrke er de delt inn i stjerner av 1., 2., ... n-te størrelse (n max = 25). Begrepet "størrelse" har ingenting med sanne dimensjoner å gjøre. Størrelsen karakteriserer lysstrømmen som kommer til jorden fra en stjerne. Stjernestørrelser kan være både brøkdeler og negative. Størrelsesskalaen er basert på oppfatningen av lys fra øyet. Inndelingen av stjerner i stjernestørrelser i henhold til tilsynelatende lysstyrke ble utført av den gamle greske astronomen Hipparchus (180 - 110 f.Kr.). Hipparchus tilskrev den første størrelsen til de lyseste stjernene; han anså den neste i lysstyrkegradering (dvs. omtrent 2,5 ganger svakere) for å være stjerner av andre størrelsesorden; stjerner som var 2,5 ganger svakere enn stjerner i andre størrelsesorden ble kalt stjerner i tredje størrelsesorden osv.; stjerner ved grensen for synlighet for det blotte øye ble tildelt en sjette størrelsesorden.

Med en slik gradering av stjernenes lysstyrke viste det seg at stjernene i sjette størrelsesorden er 2,55 ganger svakere enn stjernene i første størrelsesorden. Derfor foreslo den engelske astronomen N. K. Pogsoy (1829-1891) i 1856 å betrakte som stjerner i sjette størrelsesorden de som er nøyaktig 100 ganger svakere enn stjernene i første størrelsesorden. Alle stjernene befinner seg i forskjellige avstander fra jorden. Det ville vært lettere å sammenligne størrelser hvis avstandene var like.

Størrelsen som en stjerne ville ha i en avstand på 10 parsecs kalles absolutt størrelse. Den absolutte stjernestørrelsen er indikert - M, og den tilsynelatende stjernestørrelsen - m.

Den kjemiske sammensetningen av de ytre lagene av stjerner, som deres stråling kommer fra, er preget av fullstendig overvekt av hydrogen. På andreplass kommer helium, og innholdet av andre grunnstoffer er ganske lite.

Temperatur og masse av stjerner

Å kjenne spektraltypen eller fargen til en stjerne gir umiddelbart temperaturen på overflaten. Siden stjerner utstråler omtrent som absolutt svarte legemer med tilsvarende temperatur, bestemmes kraften som utstråles av en enhet av overflaten deres per tidsenhet fra Stefan-Boltzmann-loven.

Inndelingen av stjerner basert på en sammenligning av lysstyrken til stjerner med deres temperatur og farge og absolutte størrelse (Hertzsprung-Russell-diagram):

1. hovedsekvensen (i midten av den er solen - en gul dverg)
2. superkjemper (store i størrelse og høy lysstyrke: Antares, Betelgeuse)
3. rød kjempesekvens
4. dverger (hvite - Sirius)
5. underdverger
6. hvit-blå sekvens

Denne inndelingen er også basert på stjernens alder.

Følgende stjerner skilles ut:

1. vanlig (sol);
2. dobbel (Mizar, Albkor) er delt inn i:

• a) visuell dobbel, hvis deres dualitet blir lagt merke til når du observerer gjennom et teleskop;
• b) multipler - dette er et system av stjerner med et tall større enn 2, men mindre enn 10;
• c) optisk-dobbel - dette er stjerner som deres nærhet er et resultat av en tilfeldig projeksjon på himmelen, og i verdensrommet er de langt unna;
• d) fysiske binærer er stjerner som danner et enkelt system og sirkulerer under påvirkning av krefter av gjensidig tiltrekning rundt et felles massesenter;
• e) spektroskopiske binærer er stjerner som, når de roterer hverandre, kommer nær hverandre og deres dualitet kan bestemmes ut fra spekteret;
• e) formørkelse av binær - dette er stjerner "som, når de roterer hverandre, blokkerer hverandre;

variabler (b Cephei). Cepheider er variabler i lysstyrken til en stjerne. Amplituden til endringen i lysstyrke er ikke mer enn 1,5 størrelser. Dette er pulserende stjerner, det vil si at de med jevne mellomrom utvider seg og trekker seg sammen. Komprimeringen av de ytre lagene får dem til å varmes opp;

ikke-stasjonær.

nye stjerner– dette er stjerner som har eksistert lenge, men som plutselig blusset opp. Lysstyrken deres økte på kort tid med 10 000 ganger (amplituden til endringen i lysstyrke fra 7 til 14 størrelsesordener).

supernovaer– dette er stjerner som var usynlige på himmelen, men som plutselig blinket og økte i lysstyrke 1000 ganger i forhold til vanlige nye stjerner.

Pulsar- en nøytronstjerne som oppstår under en supernovaeksplosjon.

Data om det totale antallet pulsarer og deres levetid indikerer at det i gjennomsnitt fødes 2-3 pulsarer per århundre, noe som omtrent sammenfaller med frekvensen av supernovaeksplosjoner i galaksen.

Stjerneutvikling

Som alle kropper i naturen forblir ikke stjerner uendret, de blir født, utvikler seg og dør til slutt. Astronomer pleide å tro at det tok millioner av år før en stjerne ble dannet fra interstellar gass og støv. Men de siste årene har det blitt tatt bilder av et område på himmelen som er en del av den store Orion-tåken, hvor en liten klynge stjerner har dukket opp i løpet av flere år. På fotografiene fra 1947 ble en gruppe på tre stjernelignende objekter registrert på dette stedet. I 1954 var noen av dem blitt avlange, og i 1959 hadde disse avlange formasjonene gått i oppløsning til individuelle stjerner. For første gang i menneskehetens historie observerte folk fødselen av stjerner bokstavelig talt foran øynene våre.

I mange deler av himmelen er det nødvendige forhold for stjerners utseende. Når du studerte fotografier av de disige områdene i Melkeveien, var det mulig å finne små svarte flekker med uregelmessig form, eller kuler, som er massive ansamlinger av støv og gass. Disse gass- og støvskyene inneholder støvpartikler som veldig sterkt absorberer lyset som kommer fra stjernene bak dem. Størrelsen på kulene er enorm – opptil flere lysår i diameter. Til tross for at stoffet i disse hopene er svært sjeldne, er deres totale volum så stort at det er nok til å danne små stjerneklynger nær solens masse.

I en svart kule, under påvirkning av strålingstrykk som sendes ut av omkringliggende stjerner, blir stoffet komprimert og komprimert. Slik kompresjon fortsetter i noen tid, avhengig av strålingskildene som omgir kulen og intensiteten til sistnevnte. Gravitasjonskreftene som oppstår fra konsentrasjonen av masse i sentrum av kulen har også en tendens til å komprimere kulen, noe som får materie til å falle mot sentrum. Fallende, partikler av materie får kinetisk energi og varmer opp gassen og skyen.

Materiens fall kan vare i hundrevis av år. Til å begynne med skjer det sakte, uten hastverk, siden gravitasjonskreftene som tiltrekker partikler til sentrum fortsatt er veldig svake. Etter en tid, når kulen blir mindre og gravitasjonsfeltet øker, begynner fallet å skje raskere. Men kulen er enorm, ikke mindre enn et lysår i diameter. Dette betyr at avstanden fra dens ytre grense til sentrum kan overstige 10 billioner kilometer. Hvis en partikkel fra kanten av kulen begynner å falle mot sentrum med en hastighet litt mindre enn 2 km/s, vil den nå sentrum først etter 200 000 år.

Levetiden til en stjerne avhenger av massen. Stjerner med en masse mindre enn solen bruker atombrenselet veldig sparsomt og kan skinne i titalls milliarder år. De ytre lagene av stjerner som vår sol, med masser som ikke er større enn 1,2 solmasser, utvider seg gradvis og forlater til slutt helt stjernens kjerne. I stedet for kjempen gjenstår en liten og varm hvit dverg.

Enhver stjerne - gul, blå eller rød - er en varm ball av gass. Den moderne klassifiseringen av armaturer er basert på flere parametere. Disse inkluderer overflatetemperatur, størrelse og lysstyrke. Fargen på en stjerne sett på en klar natt avhenger hovedsakelig av den første parameteren. De varmeste armaturene er blå eller til og med blå, de kaldeste er røde. Gule stjerner, eksempler på disse er nevnt nedenfor, opptar midtposisjonen på temperaturskalaen. Solen er en av disse lysene.

Forskjeller

Kroppene oppvarmet til forskjellige temperaturer sender ut lys med forskjellige bølgelengder. Fargen bestemt av det menneskelige øyet avhenger av denne parameteren. Jo kortere bølgelengden er, desto varmere er kroppen og jo nærmere fargen er hvit og blå. Dette gjelder også for stjernene.

Røde armaturer er de kaldeste. Overflatetemperaturen deres når bare 3 tusen grader. Stjernen er gul, som vår sol, allerede varm. Fotosfæren varmes opp til 6000º. Hvite armaturer er enda varmere - fra 10 til 20 tusen grader. Og til slutt, blå stjerner er de hotteste. Temperaturen på overflaten deres når fra 30 til 100 tusen grader.

Generelle egenskaper

Funksjoner av en gul dverg

Armaturene er små i størrelse og kjennetegnes av en imponerende levetid. denne parameteren er 10 milliarder år. Solen befinner seg nå omtrent midt i sin livssyklus, det vil si at den har omtrent 5 milliarder år igjen før den forlater Hovedsekvensen og blir en rød kjempe.

Stjernen, gul og tilhører typen "dverg", har dimensjoner som ligner på solens. Energikilden for slike armaturer er syntesen av helium fra hydrogen. De går videre til neste utviklingsstadium etter at hydrogen slutter i kjernen og heliumforbrenning begynner.

I tillegg til solen inkluderer gule dverger A, Alpha Northern Corona, Mu Bootes, Tau Ceti og andre armaturer.

Gule underkjemper

Stjerner som ligner på solen, etter utmattelse av hydrogendrivstoff, begynner å endre seg. Når helium antennes i kjernen, vil stjernen utvide seg og bli til. Dette stadiet inntreffer imidlertid ikke umiddelbart. De ytre lagene begynner å brenne først. Stjernen har allerede forlatt hovedsekvensen, men har ennå ikke utvidet seg - den er på subgigantstadiet. Massen til en slik stjerne varierer vanligvis fra 1 til 5

Stjerner som er mer imponerende i størrelse kan også passere gjennom det gule subgigantstadiet. Imidlertid er dette stadiet mindre uttalt for dem. Den mest kjente undergiganten i dag er Procyon (Alpha Canis Minor).

Virkelig sjeldenhet

De gule stjernene, hvis navn ble gitt ovenfor, tilhører ganske vanlige typer i universet. Situasjonen er annerledes med hypergiganter. Dette er ekte giganter, ansett som de tyngste, lyseste og største og har samtidig den korteste forventet levealder. De fleste av de kjente hypergigantene er lyse blå variabler, men det er hvite, gule og til og med røde stjerner blant dem.

Blant slike sjeldne kosmiske kropper er for eksempel Rho Cassiopeia. Dette er en gul hypergigant, 550 tusen ganger foran solen i lysstyrke. Den er 12 000 meter unna planeten vår. På en klar natt kan den sees med det blotte øye (synlig glans er 4,52 m).

superkjemper

Hypergiganter er et spesielt tilfelle av supergiganter. Sistnevnte inkluderer også gule stjerner. De, ifølge astronomer, er et overgangsstadium i utviklingen av armaturer fra blå til røde superkjemper. Likevel, i stadiet til en gul superkjempe, kan en stjerne eksistere i ganske lang tid. Som regel dør ikke armaturene på dette stadiet av utviklingen. For hele tiden med å studere det ytre rom, har bare to supernovaer generert av gule superkjemper blitt registrert.

Slike armaturer inkluderer Canopus (Alpha Carina), Rastaban (Beta Dragon), Beta Aquarius og noen andre objekter.

Som du kan se, har hver stjerne, gul som solen, spesifikke egenskaper. Alle har imidlertid noe til felles - dette er fargen som er resultatet av å varme opp fotosfæren til visse temperaturer. I tillegg til de navngitte, inkluderer slike armaturer Epsilon Shield og Beta Crow (lyse giganter), Delta of the Southern Triangle og Beta Giraffe (superkjemper), Capella og Vindemiatrix (giganter) og mange flere kosmiske kropper. Det skal bemerkes at fargen som er angitt i objektklassifiseringen ikke alltid sammenfaller med den synlige. Dette skjer fordi lysets sanne farge forvrenges av gass og støv, og også etter å ha passert gjennom atmosfæren. Astrofysikere bruker en spektrograf for å bestemme farge: den gir mye mer nøyaktig informasjon enn det menneskelige øyet. Det er takket være ham at forskere kan skille mellom blå, gule og røde stjerner, fjernt fra oss på store avstander.