Các ngôi sao có nhiều màu sắc khác nhau. Sao: các loại sao và sự phân loại của chúng theo màu sắc và kích thước

Sao nhiều màu trên bầu trời. Chụp với màu sắc nâng cao

Bảng màu của các ngôi sao rất rộng. Màu xanh lam, vàng và đỏ - các sắc thái có thể nhìn thấy ngay cả trong khí quyển, thường làm sai lệch đường viền của các thiên thể vũ trụ. Nhưng màu sắc của một ngôi sao đến từ đâu?

Nguồn gốc của màu sắc của các vì sao

Bí mật về các ngôi sao nhiều màu đã trở thành một công cụ quan trọng cho các nhà thiên văn học - màu sắc của các ngôi sao đã giúp họ nhận ra bề mặt của các ngôi sao. Nó dựa trên một hiện tượng tự nhiên đáng chú ý - tỷ lệ giữa chất và màu sắc của ánh sáng do nó phát ra.

Bạn có thể đã thực hiện các quan sát của riêng bạn về chủ đề này. Dây tóc của bóng đèn 30 watt công suất thấp phát sáng màu cam - và khi điện áp nguồn giảm, dây tóc hầu như không phát sáng màu đỏ. Bóng đèn mạnh hơn phát sáng màu vàng hoặc thậm chí màu trắng. Và điện cực hàn trong quá trình hoạt động và đèn thạch anh phát sáng màu xanh lam. Tuy nhiên, trong mọi trường hợp bạn không nên nhìn chúng - năng lượng của chúng lớn đến mức có thể dễ dàng làm hỏng võng mạc của mắt.

Theo đó, vật thể càng nóng, màu phát sáng của nó càng gần với màu xanh lam - và càng lạnh, càng gần với màu đỏ sẫm. Các ngôi sao cũng không ngoại lệ: nguyên tắc tương tự cũng áp dụng cho chúng. Ảnh hưởng của một ngôi sao lên màu sắc của nó là rất nhỏ - nhiệt độ có thể che giấu các nguyên tố riêng lẻ, làm ion hóa chúng.

Nhưng chính bức xạ của một ngôi sao giúp tìm ra thành phần của nó. Các nguyên tử của mỗi chất có năng lực riêng biệt. Các sóng ánh sáng của một số màu đi qua chúng mà không bị cản trở, khi các sóng khác dừng lại - trên thực tế, các nhà khoa học xác định các nguyên tố hóa học từ các dải ánh sáng bị chặn.

Cơ chế "tô màu" các ngôi sao

Nền tảng vật lý của hiện tượng này là gì? Nhiệt độ được đặc trưng bởi tốc độ chuyển động của các phân tử chất của cơ thể - nhiệt độ càng cao thì chúng chuyển động càng nhanh. Điều này ảnh hưởng đến chiều dài đi qua chất. Môi trường nóng làm ngắn các sóng, trong khi môi trường lạnh, ngược lại, kéo dài chúng. Và màu sắc nhìn thấy được của chùm ánh sáng được xác định chính xác bởi bước sóng ánh sáng: sóng ngắn tạo ra màu xanh lam và sóng dài chịu trách nhiệm tạo ra màu đỏ. Màu trắng thu được do tác động của các tia đa quang.

Mọi người đều biết ba trạng thái của vật chất - rắn, lỏng và khí.. Điều gì xảy ra với một chất khi nó được nung liên tiếp đến nhiệt độ cao trong một thể tích kín? - Chuyển đổi tuần tự từ trạng thái tập hợp này sang trạng thái tập hợp khác: rắn - lỏng - khí(do tốc độ chuyển động của các phân tử tăng khi nhiệt độ tăng). Khi tiếp tục đốt nóng khí ở nhiệt độ trên 1.200 ºС, sự phân huỷ của các phân tử khí thành nguyên tử bắt đầu, và ở nhiệt độ trên 10.000 ºС, sự phân huỷ một phần hoặc hoàn toàn của các nguyên tử khí thành các hạt cơ bản cấu thành của chúng - electron và hạt nhân nguyên tử. Plasma là trạng thái thứ tư của vật chất, trong đó các phân tử hoặc nguyên tử của vật chất bị phá hủy một phần hoặc hoàn toàn bởi nhiệt độ cao hoặc vì những lý do khác. 99,9% vật chất trong Vũ trụ ở trạng thái plasma.

Các ngôi sao là một lớp vật thể vũ trụ có khối lượng 10 26-10 29 kg. Một ngôi sao là một thiên thể vũ trụ hình cầu plasma nóng, theo quy luật, ở trạng thái cân bằng thủy động lực và nhiệt động lực học.

Nếu trạng thái cân bằng bị xáo trộn, ngôi sao bắt đầu quay (kích thước, độ sáng và sự thay đổi nhiệt độ của nó). Ngôi sao trở thành một ngôi sao biến thiên.

ngôi sao biến đổi là một ngôi sao có độ sáng (độ sáng biểu kiến trên bầu trời) thay đổi theo thời gian. Lý do cho sự biến đổi có thể là các quá trình vật lý bên trong ngôi sao. Những ngôi sao như vậy được gọi là biến vật lý(ví dụ, δ Cephei. Các ngôi sao biến đổi tương tự như nó bắt đầu được gọi là Cepheids).

gặp gỡ và biến nhật thực các ngôi sao có sự biến thiên do hiện tượng nhật thực lẫn nhau của các thành phần của chúng gây ra(ví dụ, β Perseus - Algol. Tính biến thiên của nó được phát hiện lần đầu tiên vào năm 1669 bởi nhà kinh tế học và thiên văn học người Ý Geminiano Montanari).

Các ngôi sao biến thiên lu mờ luôn luôn kép, những thứ kia. bao gồm hai ngôi sao gần nhau. Các ngôi sao có thể thay đổi trên biểu đồ sao được biểu thị bằng một vòng tròn:

Những ngôi sao không phải lúc nào cũng là những quả bóng. Nếu ngôi sao quay rất nhanh, thì hình dạng của nó không phải là hình cầu. Ngôi sao co lại từ các cực và trở nên giống như một quả quýt hoặc một quả bí ngô (ví dụ, Vega, Regulus). Nếu ngôi sao kép, thì lực hút lẫn nhau của những ngôi sao này đối với nhau cũng ảnh hưởng đến hình dạng của chúng. Chúng trở thành hình trứng hoặc hình quả dưa (ví dụ, các thành phần của sao đôi β Lyra hoặc Spica):

Các ngôi sao là những cư dân chính của Thiên hà của chúng ta (Thiên hà của chúng ta được viết hoa). Nó chứa khoảng 200 tỷ ngôi sao. Với sự trợ giúp của ngay cả những kính thiên văn lớn nhất, chỉ một nửa tổng số ngôi sao trong Thiên hà có thể được nhìn thấy. Hơn 95% tất cả các vật chất quan sát được trong tự nhiên đều tập trung ở các ngôi sao. 5% còn lại là khí giữa các vì sao, bụi và tất cả các vật thể không phát sáng.

Ngoài Mặt trời, tất cả các ngôi sao đều cách xa chúng ta đến nỗi ngay cả trong kính thiên văn lớn nhất chúng cũng được quan sát thấy dưới dạng các điểm phát sáng có màu sắc và độ sáng khác nhau. Gần Mặt trời nhất là hệ α Centauri, bao gồm ba ngôi sao. Một trong số chúng - một ngôi sao lùn đỏ gọi là Proxima - là ngôi sao gần nhất. Nó cách chúng ta 4,2 năm ánh sáng. Đến Sirius - 8,6 St. năm, đến Altair - 17 St. nhiều năm. Đến Vega - 26 St. nhiều năm. Tới sao Bắc Cực - 830 St. nhiều năm. Đến Deneb - 1.500 St. nhiều năm. Lần đầu tiên, khoảng cách đến một ngôi sao khác (đó là Vega) vào năm 1837 đã có thể xác định được V.Ya. Struve.

Ngôi sao đầu tiên quản lý để có được hình ảnh của đĩa (và thậm chí một số điểm trên đó) là Betelgeuse (α Orion). Nhưng điều này là do Betelgeuse có đường kính lớn hơn 500-800 lần so với Mặt trời (ngôi sao đang quay). Người ta cũng thu được hình ảnh đĩa Altair (Đại bàng α), nhưng điều này là do Altair là một trong những ngôi sao gần nhất.

Màu sắc của các ngôi sao phụ thuộc vào nhiệt độ của các lớp bên ngoài của chúng. Phạm vi nhiệt độ - từ 2000 đến 60000 ° С. Các ngôi sao lạnh nhất có màu đỏ và nóng nhất có màu xanh lam. Bằng màu sắc của ngôi sao, bạn có thể đánh giá độ nóng của các lớp bên ngoài của ngôi sao.

Ví dụ về sao đỏ: Antares (α Scorpio) và Betelgeuse (α Orion).

Ví dụ về các ngôi sao màu cam: Aldebaran (α Taurus), Arcturus (α Bootes) và Pollux (β Gemini).

Ví dụ về các ngôi sao màu vàng: Mặt trời, Capella (α Aurigae) và Toliman (α Centauri).

Ví dụ về các ngôi sao màu trắng hơi vàng là Procyon (α Minor Canis) và Canopus (α Carinae).

Ví dụ về sao trắng là Sirius (α Canis Major), Vega (α Lyrae), Altair (α Eagle) và Deneb (α Cygnus).

Ví dụ về các ngôi sao hơi xanh: Regulus (α Leo) và Spica (α Virgo).

Do thực tế là rất ít ánh sáng đến từ các ngôi sao, mắt người chỉ có thể phân biệt các sắc thái màu ở những ngôi sao sáng nhất. Thông qua ống nhòm và thậm chí nhiều hơn nữa qua kính thiên văn (chúng thu được nhiều ánh sáng hơn mắt), màu sắc của các ngôi sao trở nên dễ nhận thấy hơn.

Nhiệt độ tăng theo độ sâu. Ngay cả những ngôi sao lạnh nhất ở trung tâm cũng lên tới hàng triệu độ. Mặt trời có khoảng 15.000.000 ° C ở trung tâm (họ cũng sử dụng thang Kelvin - thang đo nhiệt độ tuyệt đối, nhưng khi ở nhiệt độ rất cao, có thể bỏ qua sự chênh lệch 273 º giữa thang Kelvin và C).

Điều gì làm cho nội thất sao nóng lên đến vậy? Nó chỉ ra rằng có quá trình nhiệt hạch, dẫn đến một lượng lớn năng lượng được giải phóng. Trong tiếng Hy Lạp, "phích" có nghĩa là ấm áp. Nguyên tố hóa học chính mà các ngôi sao được tạo ra là hiđro. Chính anh ta là nhiên liệu cho các quá trình nhiệt hạch. Trong các quá trình này, hạt nhân của nguyên tử hydro được chuyển đổi thành hạt nhân của nguyên tử heli, kèm theo đó là sự giải phóng năng lượng. Số lượng hạt nhân hydro trong ngôi sao giảm đi, trong khi số lượng hạt nhân heli tăng lên. Theo thời gian, các nguyên tố hóa học khác được tổng hợp trong ngôi sao. Tất cả các nguyên tố hóa học tạo nên các phân tử của nhiều chất khác nhau đều đã từng được sinh ra dưới đáy sâu của các ngôi sao."Các ngôi sao là quá khứ của con người, và con người là tương lai của các ngôi sao," - điều này đôi khi được nói một cách hình tượng.

Quá trình một ngôi sao phát ra năng lượng dưới dạng sóng điện từ và các hạt được gọi là sự bức xạ. Các ngôi sao bức xạ năng lượng không chỉ dưới dạng ánh sáng và nhiệt, mà còn cả các dạng bức xạ khác - tia gamma, tia X, tia cực tím, bức xạ vô tuyến. Ngoài ra, các ngôi sao phát ra các luồng hạt trung tính và tích điện. Các luồng này tạo thành gió sao. Gió sao là quá trình chảy ra của vật chất từ các ngôi sao ra ngoài không gian. Kết quả là, khối lượng của các ngôi sao liên tục giảm dần. Đó là gió sao từ Mặt trời (gió mặt trời) dẫn đến sự xuất hiện của cực quang trên Trái đất và các hành tinh khác. Đó là gió Mặt trời làm lệch đuôi của các sao chổi ra khỏi Mặt trời.

Tất nhiên, các ngôi sao không xuất hiện từ sự trống rỗng (không gian giữa các ngôi sao không phải là chân không tuyệt đối). Vật chất là khí và bụi. Chúng phân bố không đều trong không gian, tạo thành những đám mây không hình dạng có mật độ rất thấp và mức độ khổng lồ - từ một hoặc hai đến hàng chục năm ánh sáng. Những đám mây như vậy được gọi là khuếch tán tinh vân khí và bụi. Nhiệt độ trong chúng rất thấp - khoảng -250 ° C. Nhưng không phải mọi tinh vân bụi khí đều tạo ra các ngôi sao. Một số tinh vân có thể tồn tại trong một thời gian dài mà không có các ngôi sao. Những điều kiện nào là cần thiết để bắt đầu quá trình hình thành các vì sao? Đầu tiên là khối lượng của đám mây. Nếu không có đủ vật chất, thì tất nhiên, ngôi sao sẽ không xuất hiện. Thứ hai, tính nhỏ gọn. Trong một đám mây quá mở rộng và lỏng lẻo, quá trình nén của nó không thể bắt đầu. Và thứ ba, chúng ta cần một hạt giống - tức là một đám bụi và khí, sau này sẽ trở thành phôi thai của một ngôi sao - một tiền sao. tiền sao là một ngôi sao ở giai đoạn cuối của quá trình hình thành. Nếu các điều kiện này được đáp ứng, thì quá trình nén hấp dẫn và làm nóng đám mây sẽ bắt đầu. Quá trình này kết thúc sự hình thành sao- sự xuất hiện của các ngôi sao mới. Quá trình này mất hàng triệu năm. Các nhà thiên văn học đã tìm thấy những tinh vân trong đó quá trình hình thành sao đang diễn ra sôi nổi - một số ngôi sao đã sáng lên, một số ở dạng phôi - tiền sao, và tinh vân này vẫn được bảo tồn. Một ví dụ là Tinh vân lớn của Orion.

Các đặc điểm vật lý chính của một ngôi sao là độ sáng, khối lượng và bán kính.(hoặc đường kính), được xác định từ các quan sát. Biết chúng, cũng như thành phần hóa học của ngôi sao (được xác định bởi quang phổ của nó), có thể tính toán mô hình của ngôi sao, tức là điều kiện vật chất trong chiều sâu của nó, để khám phá các quá trình diễn ra trong đó.Chúng ta hãy đi sâu vào chi tiết hơn về các đặc điểm chính của các ngôi sao.

Trọng lượng. Khối lượng có thể được ước tính trực tiếp chỉ bằng hiệu ứng hấp dẫn của ngôi sao lên các vật thể xung quanh. Ví dụ, khối lượng của Mặt trời được xác định từ các giai đoạn cách mạng đã biết của các hành tinh xung quanh nó. Các ngôi sao khác không trực tiếp quan sát các hành tinh. Phép đo khối lượng đáng tin cậy chỉ có thể thực hiện được đối với các sao đôi (trong trường hợp này, định luật Kepler do Newton III tổng quát được sử dụng, no và sau đó sai số là 20-60%). Khoảng một nửa số ngôi sao trong thiên hà của chúng ta là hệ nhị phân. Khối lượng của các ngôi sao nằm trong khoảng từ ≈0,08 đến ≈100 khối lượng mặt trời.Những ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn 0,08 khối lượng của Mặt trời không tồn tại, chúng chỉ đơn giản là không trở thành sao, mà vẫn là những thiên thể tối.Những ngôi sao có khối lượng lớn hơn 100 lần khối lượng Mặt Trời là cực kỳ hiếm. Hầu hết các ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn 5 lần khối lượng Mặt trời. Số phận của ngôi sao phụ thuộc vào khối lượng, tức là kịch bản mà ngôi sao phát triển, tiến hóa. Các sao lùn đỏ lạnh nhỏ sử dụng hydro rất tiết kiệm và do đó tuổi thọ của chúng kéo dài hàng trăm tỷ năm. Tuổi thọ của Mặt trời - một ngôi sao lùn vàng - là khoảng 10 tỷ năm (Mặt trời đã sống khoảng một nửa vòng đời). Những siêu khổng lồ khổng lồ tiêu thụ hydro nhanh chóng và chết đi trong vòng vài triệu năm sau khi sinh ra. Ngôi sao càng có khối lượng lớn, đường đời của nó càng ngắn.

Tuổi của vũ trụ được ước tính là 13,7 tỷ năm. Do đó, những ngôi sao già hơn 13,7 tỷ năm vẫn chưa tồn tại.

Sao có khối lượng 0,08 khối lượng của Mặt trời là sao lùn nâu; số phận của chúng là liên tục co lại và nguội đi với sự ngừng tất cả các phản ứng nhiệt hạch và biến đổi thành các thiên thể giống như hành tinh tối.

Sao có khối lượng 0,08-0,5 khối lượng của Mặt trời (đây luôn là sao lùn đỏ) sau khi tiêu thụ hydro bắt đầu co lại từ từ, đồng thời nóng lên và trở thành sao lùn trắng.

Sao có khối lượng 0,5-8 khối lượng của Mặt trời vào cuối thời kỳ tồn tại trước tiên biến thành sao khổng lồ đỏ, và sau đó thành sao lùn trắng. Trong trường hợp này, các lớp bên ngoài của ngôi sao nằm rải rác trong không gian bên ngoài dưới dạng tinh vân hành tinh. Tinh vân hành tinh thường có hình cầu hoặc hình vòng.

Sao có khối lượng 8-10 các khối lượng mặt trời có thể phát nổ vào cuối cuộc đời của chúng, hoặc chúng có thể già đi một cách lặng lẽ, đầu tiên biến thành siêu khổng lồ đỏ, và sau đó thành sao lùn đỏ.

Các ngôi sao có khối lượng lớn hơn 10 khối lượng của Mặt trời khi kết thúc vòng đời của chúng, đầu tiên chúng trở thành siêu khổng lồ màu đỏ, sau đó phát nổ như siêu tân tinh (siêu tân tinh không phải là một ngôi sao mới, mà là một ngôi sao cũ) và sau đó biến thành sao neutron hoặc trở thành lỗ đen.

Lỗ đen- đây không phải là các lỗ trong không gian vũ trụ, mà là các vật thể (tàn tích của các ngôi sao lớn) với khối lượng và mật độ rất lớn. Hố đen không sở hữu bất kỳ sức mạnh siêu nhiên hay phép thuật nào, chúng không phải là "quái vật của Vũ trụ". Chúng chỉ có một trường hấp dẫn mạnh đến mức không có bức xạ nào (không nhìn thấy - ánh sáng, cũng không vô hình) có thể rời khỏi chúng. Do đó, các lỗ đen không thể nhìn thấy được. Tuy nhiên, chúng có thể được phát hiện nhờ tác động của chúng lên các ngôi sao xung quanh, tinh vân. Lỗ đen là một hiện tượng hoàn toàn phổ biến trong Vũ trụ và bạn không nên sợ chúng. Có thể có một lỗ đen siêu lớn ở trung tâm Thiên hà của chúng ta.

Bán kính (hoặc đường kính). Kích thước của các ngôi sao rất khác nhau - từ vài km (sao neutron) đến 2.000 đường kính mặt trời (siêu khổng lồ). Theo quy luật, ngôi sao càng nhỏ, mật độ trung bình của nó càng cao. Trong sao neutron, mật độ đạt tới 10 13 g / cm 3! Một ống chất như vậy sẽ nặng 10 triệu tấn trên Trái đất. Nhưng ở những người siêu khổng lồ, mật độ nhỏ hơn mật độ của không khí gần bề mặt Trái đất.

Đường kính của một số ngôi sao so với Mặt trời:

Sirius và Altair lớn hơn 1,7 lần,

Vega lớn hơn 2,5 lần,

Regulus gấp 3,5 lần

Arcturus lớn hơn 26 lần

Polar lớn hơn 30 lần,

Rigel lớn hơn 70 lần,

Deneb gấp 200 lần

Antares lớn hơn 800 lần

YV Canis Major lớn hơn 2.000 lần (ngôi sao lớn nhất được biết đến).

Độ sáng là tổng năng lượng được phát ra bởi một vật thể (trong trường hợp này là các ngôi sao) trên một đơn vị thời gian.Độ sáng của các ngôi sao thường được so sánh với độ sáng của Mặt trời (độ sáng của các ngôi sao được biểu thị bằng độ sáng của Mặt trời). Ví dụ, Sirius bức xạ năng lượng gấp 22 lần Mặt trời (độ sáng của Sirius là 22 Mặt trời). Độ sáng của Vega là 50 Mặt trời, và độ sáng của Deneb là 54.000 Mặt trời (Deneb là một trong những ngôi sao mạnh nhất).

Độ sáng biểu kiến (chính xác hơn là độ sáng chói) của một ngôi sao trên bầu trời trái đất phụ thuộc vào:

- khoảng cách đến ngôi sao. Nếu một ngôi sao đến gần chúng ta, thì độ sáng biểu kiến của nó sẽ tăng dần. Ngược lại, khi một ngôi sao di chuyển ra xa chúng ta, độ sáng biểu kiến của nó sẽ giảm dần. Nếu chúng ta chụp hai ngôi sao giống hệt nhau, thì ngôi sao gần chúng ta nhất sẽ có vẻ sáng hơn.

- về nhiệt độ của các lớp bên ngoài. Ngôi sao càng nóng, năng lượng ánh sáng nó truyền vào không gian càng nhiều và nó sẽ xuất hiện càng sáng. Nếu một ngôi sao nguội đi, thì độ sáng biểu kiến của nó trên bầu trời sẽ giảm. Hai ngôi sao có cùng kích thước và ở cùng khoảng cách với chúng ta sẽ xuất hiện như nhau về độ sáng biểu kiến, miễn là chúng phát ra cùng một lượng năng lượng ánh sáng, tức là có cùng nhiệt độ của các lớp bên ngoài. Nếu một trong những ngôi sao lạnh hơn ngôi sao kia, thì nó sẽ có vẻ kém sáng hơn.

- kích thước (đường kính). Nếu chúng ta lấy hai ngôi sao có cùng nhiệt độ của các lớp bên ngoài (cùng màu) và đặt chúng ở cùng khoảng cách với chúng ta, thì ngôi sao lớn hơn sẽ phát ra nhiều năng lượng ánh sáng hơn, có nghĩa là nó sẽ sáng hơn trên bầu trời.

- từ sự hấp thụ ánh sáng của các đám mây bụi và khí vũ trụ trên đường đi của đường ngắm. Lớp bụi vũ trụ càng dày, thì ánh sáng từ ngôi sao mà nó hấp thụ càng nhiều và ngôi sao xuất hiện càng mờ. Nếu chúng ta lấy hai ngôi sao giống hệt nhau và đặt một tinh vân bụi khí trước một trong số chúng, thì ngôi sao này sẽ ít sáng hơn.

- từ độ cao của ngôi sao trên đường chân trời. Luôn có một đám mây dày đặc gần đường chân trời, chúng hấp thụ một phần ánh sáng từ các ngôi sao. Ở gần đường chân trời (ngay sau khi mặt trời mọc hoặc ngay trước khi mặt trời lặn) các ngôi sao luôn mờ hơn so với khi chúng ở trên cao.

Điều rất quan trọng là không được nhầm lẫn giữa các khái niệm "xuất hiện" và "được". sao tháng năm được bản thân nó rất tươi sáng, nhưng hình như mờ do nhiều nguyên nhân khác nhau: do khoảng cách đến nó lớn, do kích thước nhỏ, do bụi vũ trụ hoặc bụi trong bầu khí quyển của Trái đất hấp thụ ánh sáng của nó. Do đó, khi họ nói về độ sáng của một ngôi sao trên bầu trời trái đất, họ sử dụng cụm từ "độ sáng biểu kiến" hoặc "độ sáng chói".

Như đã đề cập, có các sao đôi. Nhưng cũng có bộ ba (ví dụ, α Centauri), và bộ bốn (ví dụ, ε Lyra), và năm và sáu (ví dụ, Castor), v.v. Các ngôi sao riêng lẻ trong một hệ thống sao được gọi là các thành phần. Các ngôi sao có nhiều hơn hai thành phần được gọi là bội số các ngôi sao. Tất cả các thành phần của nhiều ngôi sao được kết nối với nhau bằng các lực hấp dẫn lẫn nhau (tạo thành một hệ thống các ngôi sao) và di chuyển theo những quỹ đạo phức tạp.

Nếu có nhiều thành phần, thì đây không còn là nhiều dấu sao nữa, nhưng cụm sao. Phân biệt trái bóng và rải rác các cụm sao. Các cụm hình cầu chứa nhiều sao già và già hơn các cụm mở, chứa nhiều sao trẻ. Các cụm hình cầu khá ổn định, bởi vì các ngôi sao trong chúng ở khoảng cách nhỏ với nhau và lực hút lẫn nhau giữa chúng lớn hơn nhiều so với giữa các ngôi sao của các cụm mở. Các cụm hở sẽ tiêu biến nhiều hơn theo thời gian.

Các cụm mở, như chính xác, nằm trong dải Ngân hà hoặc gần đó. Ngược lại, các cụm tinh cầu nằm trên bầu trời đầy sao cách xa Dải Ngân hà.

Một số cụm sao có thể được nhìn thấy trên bầu trời ngay cả bằng mắt thường. Ví dụ, các cụm mở của Hyades và Pleiades (M 45) ở Kim Ngưu, cụm mở của Manger (M 44) ở Cự Giải, cụm hình cầu M 13 ở Hercules. Khá nhiều người trong số họ có thể được nhìn thấy bằng ống nhòm.

Sự đa dạng của vô số ngôi sao trên bầu trời buộc các nhà thiên văn phải thiết lập một số trật tự giữa chúng. Để làm được điều này, các nhà khoa học đã quyết định chia các ngôi sao thành các lớp tương ứng về độ sáng của chúng. Ví dụ, những ngôi sao phát ra ánh sáng gấp vài nghìn lần Mặt trời được gọi là những ngôi sao khổng lồ. Ngược lại, những ngôi sao có độ sáng tối thiểu là những ngôi sao lùn. Các nhà khoa học đã phát hiện ra rằng Mặt trời, theo đặc điểm này, là một ngôi sao trung bình.

tỏa sáng khác nhau?

Trong một thời gian, các nhà thiên văn học cho rằng các ngôi sao không tỏa sáng theo cùng một cách vì vị trí của chúng khác với Trái đất. Nhưng nó không phải là như vậy. Các nhà thiên văn học đã phát hiện ra rằng ngay cả những ngôi sao nằm ở cùng một khoảng cách với Trái đất cũng có thể có độ sáng biểu kiến hoàn toàn khác nhau. Độ sáng này không chỉ phụ thuộc vào khoảng cách, mà còn phụ thuộc vào nhiệt độ của chính các ngôi sao. Để so sánh các ngôi sao theo độ sáng biểu kiến của chúng, các nhà khoa học sử dụng một đơn vị đo lường cụ thể - độ lớn tuyệt đối. Nó cho phép bạn tính toán bức xạ thực của ngôi sao. Sử dụng phương pháp này, các nhà khoa học đã tính toán rằng chỉ có 20 ngôi sao sáng nhất trên bầu trời.

Tại sao các ngôi sao có màu sắc khác nhau?

Ở trên đã viết rằng các nhà thiên văn học phân biệt các ngôi sao bằng kích thước và độ sáng của chúng. Tuy nhiên, đây không phải là toàn bộ sự phân loại. Cùng với kích thước và độ sáng rõ ràng, tất cả các ngôi sao cũng được chia nhỏ theo màu sắc riêng của chúng. Thực tế là ánh sáng quyết định ngôi sao này hay ngôi sao kia có bức xạ sóng. Chúng khá ngắn. Bất chấp bước sóng ánh sáng tối thiểu, ngay cả sự khác biệt nhỏ nhất về kích thước của sóng ánh sáng cũng làm thay đổi đáng kể màu sắc của một ngôi sao, điều này phụ thuộc trực tiếp vào nhiệt độ bề mặt của nó. Ví dụ, nếu bạn đun nóng trong chảo sắt, nó cũng sẽ có màu sắc tương ứng.

Phổ màu của một ngôi sao là một loại hộ chiếu xác định các tính năng đặc trưng nhất của nó. Ví dụ, Mặt trời và Capella (một ngôi sao tương tự như Mặt trời) được các nhà thiên văn chọn ra giống nhau. Cả hai đều có màu vàng nhạt, nhiệt độ bề mặt của chúng là 6000 ° C. Hơn nữa, quang phổ của chúng chứa các chất giống nhau: vạch, natri và sắt.

Những ngôi sao như Betelgeuse hay Antares thường có màu đỏ đặc trưng. Nhiệt độ bề mặt của chúng là 3000 ° C, oxit titan được phân lập trong thành phần của chúng. Các ngôi sao như Sirius và Vega có màu trắng. Nhiệt độ bề mặt của chúng là 10000 ° C. Quang phổ của chúng có các vạch hiđro. Ngoài ra còn có một ngôi sao có nhiệt độ bề mặt là 30.000 ° C - đây là một Orion màu trắng xanh.

Với kính thiên văn, bạn có thể quan sát 2 tỷ ngôi sao có kích thước lên đến 21 độ richter. Có một bảng phân loại quang phổ của Harvard về các ngôi sao. Trong đó, các loại quang phổ được sắp xếp theo thứ tự nhiệt độ sao giảm dần. Các lớp học được chỉ định bằng các chữ cái trong bảng chữ cái Latinh. Có bảy người trong số họ: O - B - A - P - O - K - M.

Một chỉ số tốt về nhiệt độ của các lớp bên ngoài của một ngôi sao là màu sắc của nó. Sao nóng thuộc loại quang phổ O và B có màu xanh lam; các ngôi sao tương tự như Mặt trời của chúng ta (có loại quang phổ là 02) xuất hiện màu vàng, trong khi các ngôi sao thuộc các lớp quang phổ K và M có màu đỏ.

Độ sáng và màu sắc của các vì sao

Tất cả các ngôi sao có một màu sắc. Có các ngôi sao xanh, trắng, vàng, hơi vàng, cam và đỏ. Ví dụ, Betelgeuse là một ngôi sao màu đỏ, Castor là màu trắng, Capella là màu vàng. Theo độ sáng, chúng được chia thành các ngôi sao có độ lớn thứ 1, 2, ... (n max = 25). Thuật ngữ "độ lớn" không liên quan gì đến các kích thước thực. Độ lớn đặc trưng cho thông lượng ánh sáng đến Trái đất từ một ngôi sao. Các cường độ sao có thể là phân số và âm. Thang đo độ lớn dựa trên sự cảm nhận ánh sáng của mắt. Việc phân chia các ngôi sao thành các cường độ sao theo độ sáng biểu kiến được thực hiện bởi nhà thiên văn Hy Lạp cổ đại Hipparchus (180 - 110 TCN). Hipparchus cho rằng cường độ đầu tiên là do các ngôi sao sáng nhất; ông coi ngôi sao tiếp theo trong phân cấp độ sáng (tức là yếu hơn khoảng 2,5 lần) là những ngôi sao có cường độ thứ hai; những ngôi sao yếu hơn những ngôi sao ở độ thứ hai 2,5 lần được gọi là những ngôi sao có độ lớn thứ ba, v.v ...; các ngôi sao ở giới hạn có thể nhìn thấy bằng mắt thường được gán cường độ thứ sáu.

Với sự phân cấp độ sáng của các ngôi sao như vậy, hóa ra các ngôi sao có độ sáng thứ sáu yếu hơn các ngôi sao ở độ sáng thứ nhất 2,55 lần. Do đó, vào năm 1856, nhà thiên văn học người Anh N. K. Pogsoy (1829-1891) đã đề xuất coi những ngôi sao có độ lớn thứ sáu là những ngôi sao mờ hơn chính xác 100 lần so với những ngôi sao có độ lớn thứ nhất. Tất cả các ngôi sao đều nằm ở những khoảng cách khác nhau so với Trái đất. Sẽ dễ dàng hơn để so sánh độ lớn nếu khoảng cách bằng nhau.

Độ lớn của một ngôi sao ở khoảng cách 10 parsec được gọi là độ lớn tuyệt đối. Độ lớn của sao tuyệt đối được chỉ ra - M và cường độ sao rõ ràng - m.

Thành phần hóa học của các lớp bên ngoài của các ngôi sao, từ đó bức xạ của chúng đến, được đặc trưng bởi sự chiếm ưu thế hoàn toàn của hydro. Ở vị trí thứ hai là heli, và hàm lượng của các nguyên tố khác là khá nhỏ.

Nhiệt độ và khối lượng của các ngôi sao

Biết loại quang phổ hoặc màu sắc của một ngôi sao ngay lập tức cho biết nhiệt độ của bề mặt của nó. Vì các ngôi sao bức xạ gần giống như các thiên thể đen có nhiệt độ tương ứng, nên công suất bức xạ bởi một đơn vị bề mặt của chúng trên một đơn vị thời gian được xác định theo định luật Stefan-Boltzmann.

Sự phân chia các ngôi sao dựa trên sự so sánh độ sáng của các ngôi sao với nhiệt độ, màu sắc và độ lớn tuyệt đối của chúng (biểu đồ Hertzsprung-Russell):

dãy chính (ở trung tâm của nó là Mặt trời - một ngôi sao lùn màu vàng)
siêu khổng lồ (kích thước lớn và độ sáng cao: Antares, Betelgeuse)
chuỗi khổng lồ đỏ
sao lùn (trắng - Sirius)
người lùn
chuỗi màu trắng-xanh

Sự phân chia này cũng dựa trên tuổi của ngôi sao.

Các ngôi sao sau được phân biệt:

bình thường (Mặt trời);
đôi (Mizar, Albkor) được chia thành:

a) thị giác kép, nếu tính hai mặt của chúng được nhận thấy khi quan sát qua kính thiên văn;
b) bội số - đây là một hệ thống các ngôi sao có số lượng lớn hơn 2, nhưng nhỏ hơn 10;
c) quang đôi - đây là những ngôi sao mà sự gần nhau của chúng là kết quả của một phép chiếu ngẫu nhiên lên bầu trời, và trong không gian chúng ở rất xa;
d) các song tinh vật chất là các ngôi sao tạo thành một hệ thống duy nhất và quay vòng dưới tác dụng của các lực hút lẫn nhau xung quanh một khối tâm chung;
e) các nhị phân quang phổ là các sao mà khi quay vòng lẫn nhau, chúng lại gần nhau và đối ngẫu của chúng có thể được xác định từ quang phổ;
e) nhị phân làm lu mờ - đây là những ngôi sao "mà khi quay vòng lẫn nhau, chặn lẫn nhau;

biến (b Cephei). Cepheid là các biến về độ sáng của một ngôi sao. Biên độ thay đổi độ sáng không quá 1,5 độ. Đây là những ngôi sao xung, tức là chúng giãn nở và co lại theo chu kỳ. Sự nén của các lớp bên ngoài khiến chúng nóng lên;

không cố định.

những ngôi sao mới- đây là những ngôi sao tồn tại lâu đời, nhưng bỗng bùng lên. Độ sáng của chúng tăng trong thời gian ngắn lên 10.000 lần (biên độ thay đổi độ sáng từ 7 đến 14 độ).

siêu tân tinh- đây là những ngôi sao không nhìn thấy được trên bầu trời, nhưng đột nhiên lóe sáng và tăng độ sáng lên gấp 1000 lần so với những ngôi sao mới thông thường.

Pulsar- một ngôi sao neutron xuất hiện trong một vụ nổ siêu tân tinh.

Dữ liệu về tổng số sao xung và thời gian tồn tại của chúng chỉ ra rằng trung bình có 2-3 sao xung được sinh ra mỗi thế kỷ, gần như trùng với tần suất các vụ nổ siêu tân tinh trong Thiên hà.

Tiến hóa sao

Giống như tất cả các cơ thể trong tự nhiên, các ngôi sao không thay đổi, chúng được sinh ra, tiến hóa và cuối cùng chết đi. Các nhà thiên văn từng nghĩ rằng phải mất hàng triệu năm để một ngôi sao hình thành từ khí và bụi giữa các vì sao. Nhưng trong những năm gần đây, các bức ảnh đã được chụp lại một vùng trên bầu trời là một phần của Tinh vân lớn Orion, nơi một cụm sao nhỏ đã xuất hiện trong vài năm. Trong những bức ảnh chụp năm 1947, một nhóm ba vật thể giống như ngôi sao đã được ghi lại ở nơi này. Đến năm 1954, một số trong số chúng đã trở nên hình thuôn dài, và đến năm 1959, những hình dạng thuôn dài này đã tan rã thành các ngôi sao riêng lẻ. Lần đầu tiên trong lịch sử nhân loại, con người quan sát thấy sự ra đời của các ngôi sao trước mắt chúng ta theo đúng nghĩa đen.

Ở nhiều nơi trên bầu trời, có những điều kiện cần thiết cho sự xuất hiện của các ngôi sao. Khi nghiên cứu các bức ảnh chụp các vùng mơ hồ của Dải Ngân hà, có thể tìm thấy các đốm đen nhỏ có hình dạng bất thường, hoặc các hạt cầu, là sự tích tụ lớn của bụi và khí. Những đám mây khí và bụi này chứa các hạt bụi hấp thụ rất mạnh ánh sáng đến từ các ngôi sao phía sau chúng. Kích thước của các tinh cầu rất lớn - đường kính lên tới vài năm ánh sáng. Mặc dù thực tế là vật chất trong các cụm này rất hiếm, nhưng tổng thể tích của chúng lớn đến mức đủ để tạo thành các cụm sao nhỏ có khối lượng gần bằng Mặt trời.

Trong một tinh cầu đen, dưới tác động của áp suất bức xạ do các ngôi sao xung quanh phát ra, vật chất bị nén và nén chặt lại. Quá trình nén như vậy diễn ra trong một thời gian nào đó, tùy thuộc vào các nguồn bức xạ xung quanh hình cầu và cường độ của nguồn bức xạ sau đó. Các lực hấp dẫn phát sinh từ sự tập trung của khối lượng ở trung tâm của quả cầu cũng có xu hướng nén khối cầu, làm cho vật chất rơi về phía trung tâm của nó. Rơi xuống, các hạt vật chất thu được động năng và làm nóng khí và đám mây.

Sự sụp đổ của vật chất có thể kéo dài hàng trăm năm. Lúc đầu, nó xảy ra chậm, không nhanh, vì lực hấp dẫn thu hút các hạt vào tâm vẫn còn rất yếu. Sau một thời gian, khi quả cầu trở nên nhỏ hơn và trọng trường tăng lên, thì sự rơi bắt đầu xảy ra nhanh hơn. Nhưng tinh cầu rất lớn, đường kính không kém một năm ánh sáng. Điều này có nghĩa là khoảng cách từ biên giới bên ngoài của nó đến trung tâm có thể vượt quá 10 nghìn tỷ km. Nếu một hạt từ rìa của tinh cầu bắt đầu rơi về phía trung tâm với tốc độ nhỏ hơn 2 km / s một chút, thì nó sẽ đến tâm chỉ sau 200.000 năm.

Tuổi thọ của một ngôi sao phụ thuộc vào khối lượng của nó. Những ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn Mặt trời sử dụng rất ít nhiên liệu hạt nhân và có thể tỏa sáng trong hàng chục tỷ năm. Các lớp bên ngoài của các ngôi sao giống như Mặt trời của chúng ta, với khối lượng không lớn hơn 1,2 lần khối lượng Mặt trời, dần dần mở rộng và cuối cùng, hoàn toàn rời khỏi lõi của ngôi sao. Thay cho người khổng lồ vẫn là một ngôi sao lùn trắng nhỏ và nóng.

Bất kỳ ngôi sao nào - màu vàng, xanh lam hoặc đỏ - là một quả cầu khí nóng. Việc phân loại đèn hiện đại dựa trên một số thông số. Chúng bao gồm nhiệt độ bề mặt, kích thước và độ sáng. Màu sắc của một ngôi sao được nhìn thấy vào một đêm quang đãng phụ thuộc chủ yếu vào thông số đầu tiên. Đèn nóng nhất có màu xanh lam hoặc thậm chí là xanh lam, màu lạnh nhất có màu đỏ. Các ngôi sao màu vàng, ví dụ được nêu tên dưới đây, chiếm vị trí chính giữa trong thang nhiệt độ. Mặt trời là một trong những điểm sáng này.

Sự khác biệt

Các cơ thể bị nung nóng ở các nhiệt độ khác nhau sẽ phát ra ánh sáng có bước sóng khác nhau. Màu sắc được xác định bởi mắt người phụ thuộc vào thông số này. Bước sóng càng ngắn, vật thể càng nóng và màu của nó càng gần với màu trắng và xanh lam. Điều này cũng đúng với các vì sao.

Đèn đỏ là lạnh nhất. Nhiệt độ bề mặt của chúng chỉ đạt 3 nghìn độ. Ngôi sao màu vàng, giống như Mặt trời của chúng ta, đã nóng rồi. Quang quyển của nó nóng lên đến 6000º. Ánh sáng trắng thậm chí còn nóng hơn - từ 10 đến 20 nghìn độ. Và cuối cùng, những ngôi sao màu xanh là nóng nhất. Nhiệt độ bề mặt của chúng đạt từ 30 đến 100 nghìn độ.

Đặc điểm chung

Đặc điểm của sao lùn vàng

Với kích thước nhỏ, đèn có tuổi thọ ấn tượng. tham số này là 10 tỷ năm. Mặt trời hiện đang ở gần giữa chu kỳ sống của nó, tức là nó còn khoảng 5 tỷ năm nữa trước khi rời khỏi Chuỗi chính và trở thành một sao khổng lồ đỏ.

Ngôi sao, màu vàng và thuộc loại "sao lùn", có kích thước tương tự như kích thước của mặt trời. Nguồn năng lượng cho những ánh sáng như vậy là sự tổng hợp heli từ hydro. Chúng chuyển sang giai đoạn tiến hóa tiếp theo sau khi hydro kết thúc trong lõi và quá trình đốt cháy heli bắt đầu.

Ngoài Mặt trời, các sao lùn màu vàng bao gồm A, Alpha Northern Corona, Mu Bootes, Tau Ceti và các sao lùn khác.

Những người phụ nữ màu vàng

Các ngôi sao tương tự như Mặt trời, sau khi cạn kiệt nhiên liệu hydro, bắt đầu thay đổi. Khi heli bốc cháy trong lõi, ngôi sao sẽ nở ra và biến thành. Tuy nhiên, giai đoạn này không xảy ra ngay lập tức. Các lớp bên ngoài bắt đầu cháy trước. Ngôi sao đã rời khỏi Chuỗi chính, nhưng vẫn chưa mở rộng - nó đang ở giai đoạn phụ. Khối lượng của một ngôi sao như vậy thường thay đổi từ 1 đến 5

Những ngôi sao có kích thước ấn tượng hơn cũng có thể chuyển qua giai đoạn phụ màu vàng. Tuy nhiên, đối với họ giai đoạn này ít rõ rệt hơn. Subgiant nổi tiếng nhất hiện nay là Procyon (Alpha Canis Minor).

Hiếm thực sự

Các ngôi sao màu vàng, có tên đã nêu ở trên, thuộc về các loại khá phổ biến trong Vũ trụ. Tình hình khác hẳn với những người khổng lồ. Đây là những người khổng lồ thực sự, được coi là nặng nhất, sáng nhất và lớn nhất, đồng thời có tuổi thọ ngắn nhất. Hầu hết các siêu khổng lồ được biết đến là các biến số màu xanh lam sáng, nhưng có các ngôi sao màu trắng, vàng và thậm chí là đỏ trong số đó.

Ví dụ, trong số các thiên thể vũ trụ hiếm có như vậy là Rho Cassiopeia. Đây là một siêu khổng lồ màu vàng, gấp 550 nghìn lần so với Mặt trời về độ sáng. Nó cách hành tinh của chúng ta 12.000m, vào đêm trời quang đãng có thể nhìn thấy nó bằng mắt thường (độ sáng có thể nhìn thấy là 4,52m).

siêu nhân

Siêu khổng lồ là một trường hợp đặc biệt của siêu khổng lồ. Sau đó cũng bao gồm các ngôi sao màu vàng. Theo các nhà thiên văn học, chúng là một giai đoạn chuyển tiếp trong quá trình tiến hóa của các vật phát sáng từ siêu khổng lồ xanh sang đỏ. Tuy nhiên, trong giai đoạn siêu khổng lồ màu vàng, một ngôi sao có thể tồn tại trong một thời gian khá dài. Theo quy luật, ở giai đoạn tiến hóa này, những người phát sáng không chết. Trong suốt thời gian nghiên cứu ngoài không gian, chỉ có hai siêu tân tinh được tạo ra bởi các siêu sao màu vàng được ghi nhận.

Những ánh sáng như vậy bao gồm Canopus (Alpha Carina), Rastaban (Beta Dragon), Beta Aquarius và một số vật thể khác.

Như bạn có thể thấy, mỗi ngôi sao, màu vàng giống như Mặt trời, có những đặc điểm cụ thể. Tuy nhiên, mọi người đều có điểm chung - đây là màu sắc là kết quả của việc đốt nóng quang quyển đến nhiệt độ nhất định. Ngoài những người được đặt tên, những ánh sáng như vậy bao gồm Epsilon Shield và Beta Crow (người khổng lồ sáng), Delta of the Southern Triangle và Beta Giraffe (siêu khổng lồ), Capella và Vindemiatrix (người khổng lồ) và nhiều thiên thể vũ trụ khác. Cần lưu ý rằng màu được chỉ ra trong phân loại đối tượng không phải lúc nào cũng trùng với màu có thể nhìn thấy được. Điều này xảy ra do màu sắc thực của ánh sáng bị biến dạng bởi khí và bụi, và cả sau khi đi qua bầu khí quyển. Các nhà vật lý thiên văn sử dụng máy quang phổ để xác định màu sắc: nó cung cấp thông tin chính xác hơn nhiều so với mắt người. Chính nhờ ông mà các nhà khoa học có thể phân biệt được các ngôi sao xanh, vàng và đỏ, ở khoảng cách rất xa với chúng ta.