Vita blå gul röda stjärnor namn. Varför är stjärnor färgade? Varma och kalla stjärnor. Exempel på blå superjättar

Vilken färg har stjärnorna

Stjärnfärger. Stjärnor finns i en mängd olika färger. Arcturus har en gul-orange nyans, Rigel är vit-blå, Antares är ljusröd. Den dominerande färgen i en stjärnas spektrum beror på dess yttemperatur. Gasskalet på en stjärna beter sig nästan som en ideal sändare (absolut svart kropp) och är helt underställd de klassiska lagarna för strålning av M. Planck (1858–1947), J. Stefan (1835–1893) och V. Wien ( 1864–1928), som relaterar kroppstemperatur och arten av dess strålning. Plancks lag beskriver fördelningen av energi i en kropps spektrum. Han påpekar att med ökande temperatur ökar det totala strålningsflödet, och maximum i spektrumet skiftar mot kortare vågor. Våglängden (i centimeter) vid vilken den maximala strålningen inträffar bestäms av Wiens lag: l max = 0,29/ T. Det är denna lag som förklarar Antares röda färg ( T= 3500 K) och den blåaktiga Rigel-färgen ( T= 18 000 K). Stefans lag ger det totala flödet av strålning vid alla våglängder (i watt per kvadratmeter): E = 5,67" 10 –8 T 4 .

Spektra av stjärnor. Studiet av stjärnspektra är grunden för modern astrofysik. Från spektrumet kan man bestämma den kemiska sammansättningen, temperaturen, trycket och hastigheten för gasen i stjärnans atmosfär. Dopplerförskjutningen av linjerna används för att mäta rörelsehastigheten för själva stjärnan, till exempel längs en bana i ett binärt system.

Absorptionslinjer är synliga i de flesta stjärnors spektra, d.v.s. smala avbrott i den kontinuerliga spridningen av strålning. De kallas också Fraunhofer eller absorptionslinjer. De bildas i spektrumet eftersom strålning från de varma nedre skikten av stjärnans atmosfär, som passerar genom de kallare övre skikten, absorberas vid vissa våglängder som är karakteristiska för vissa atomer och molekyler.

Absorptionsspektra för stjärnor varierar mycket; dock intensiteten av linjerna av någon kemiskt element reflekterar inte alltid sin verkliga mängd i stjärnatmosfären: i mycket större utsträckning beror formen på spektrumet på temperaturen på stjärnytan. Till exempel finns järnatomer i atmosfären hos de flesta stjärnor. Emellertid saknas linjer av neutralt järn i spektra av heta stjärnor, eftersom alla järnatomer där är joniserade. Väte är huvudkomponenten i alla stjärnor. Men de optiska linjerna av väte är inte synliga i spektra av kalla stjärnor, där det inte är tillräckligt exciterat, och i spektra av mycket heta stjärnor, där det är fullständigt joniserat. Men i spektra av måttligt varma stjärnor med en yttemperatur på ca. 10 000 K de mest kraftfulla absorptionslinjerna är linjerna i Balmer-serien av väte, som bildas under övergångar av atomer från den andra energinivån.

Gastrycket i stjärnans atmosfär har också viss inverkan på spektrumet. Vid samma temperatur är linjerna av joniserade atomer starkare i lågtrycksatmosfärer, eftersom dessa atomer är mindre benägna att fånga elektroner och därför lever längre. Atmosfärstrycket är nära relaterat till storleken och massan, och därför till ljusstyrkan hos en stjärna av en given spektralklass. Efter att ha fastställt trycket från spektrumet är det möjligt att beräkna stjärnans ljusstyrka och, jämföra den med den synliga ljusstyrkan, bestämma "avståndsmodulen" ( M- m) och linjärt avstånd till stjärnan. Denna mycket användbara metod kallas den spektrala parallaxmetoden.

Färgindikator. En stjärnas spektrum och dess temperatur är nära besläktade med färgindexet, d.v.s. med förhållandet mellan stjärnans ljusstyrkor i det gula och blåa spektralområdet. Plancks lag, som beskriver fördelningen av energi i spektrumet, ger ett uttryck för färgindex: C.I. = 7200/ T– 0,64. Kalla stjärnor har ett högre färgindex än heta stjärnor, d.v.s. kalla stjärnor är relativt ljusare i gult ljus än i blått ljus. Heta (blå) stjärnor ser ljusare ut på vanliga fotografiska plattor, medan kalla stjärnor ser ljusare ut för ögat och speciella fotografiska emulsioner som är känsliga för gula strålar.

Spektralklassificering. Alla de olika stjärnspektra kan sättas in i ett logiskt system. Harvard Spectral Classification introducerades först i Henry Drapers Catalog of Stellar Spectra, utarbetad under ledning av E. Pickering (1846–1919). Först ordnades spektra efter linjeintensitet och betecknades med bokstäver i alfabetisk ordning. Men den fysikaliska teorin om spektra som utvecklades senare gjorde det möjligt att ordna dem i en temperatursekvens. Bokstavsbeteckning spektra har inte ändrats, och nu ser ordningen för huvudspektralklasserna från varma till kalla stjärnor ut så här: O B A F G K M. Ytterligare klasser R, N och S indikerar spektra som liknar K och M, men med en annan kemisk sammansättning. Mellan varje två klasser introduceras underklasser, betecknade med siffror från 0 till 9. Till exempel är spektrumet av typ A5 halvvägs mellan A0 och F0. Ytterligare bokstäver markerar ibland funktionerna hos stjärnor: "d" - dvärg, "D" - vit dvärg, "p" - märkligt (ovanligt) spektrum.

Den mest exakta spektrala klassificeringen representeras av MK-systemet skapat av W. Morgan och F. Keenan vid Yerkes Observatory. Detta är ett tvådimensionellt system där spektra är ordnade både efter temperatur och stjärnors ljusstyrka. Dess kontinuitet med den endimensionella Harvard-klassificeringen är att temperatursekvensen uttrycks med samma bokstäver och siffror (A3, K5, G2, etc.). Men dessutom introduceras ljusstyrkaklasser, markerade med romerska siffror: Ia, Ib, II, III, IV, V och VI, vilket indikerar ljusa superjättar, superjättar, ljusa jättar, normala jättar, underjättar, dvärgar (stjärnor i huvudsekvensen) och underdvärgar . Till exempel avser beteckningen G2 V en stjärna av soltyp, medan beteckningen G2 III indikerar att det är en normal jätte med en temperatur som liknar solen.

HARVARD SPEKTRAL KLASSIFICERING
Spektralklass	Effektiv temperatur, K	Färg
	26000–35000	Blå
	12000–25000	Vit blå
	8000–11000	Vit
	6200–7900	Gul-vit
	5000–6100	Gul
	3500–4900	Orange
	2600–3400	Röd

Karpov Dmitry

Detta forskning 1:a elev vid Kommunal läroanstalt Gymnasieskola nr 25.

Syftet med studien: ta reda på varför stjärnorna på himlen finns i olika färger.
Metoder och tekniker: observationer, experiment, jämförelse och analys av observationsresultat, utflykt till planetariet, arbete med olika informationskällor.

Data mottaget: Stjärnor är heta gaskulor. Den stjärna som ligger närmast oss är solen. Alla stjärnor har olika färger. Färgen på en stjärna beror på temperaturen på dess yta. Tack vare experimentet kunde jag ta reda på att den uppvärmda metallen först börjar lysa rött, sedan gult och slutligen vitt när temperaturen ökar. Samma med stjärnorna. Röda är de kallaste, och vita (eller till och med blåa!) är hetaste. Tunga stjärnor är heta och vita, lätta, icke-massiva stjärnor är röda och relativt svala. Färgen på en stjärna kan också användas för att bestämma dess ålder. Unga stjärnor är hetast. De lyser med vitt och blått ljus. Gamla, svalkande stjärnor avger rött ljus. Och medelålders stjärnor lyser med gult ljus. Energin som sänds ut av stjärnor är så enorm att vi kan se dem på de avlägsna avstånden där de tas bort från oss: tiotals, hundratals, tusentals ljusår!
Slutsatser:
1. Stjärnorna är färgglada. Färgen på en stjärna beror på temperaturen på dess yta.

2. Med hjälp av färgen på en stjärna kan vi bestämma dess ålder och massa.

3. Vi kan se stjärnor tack vare den enorma energi de avger.

Ladda ner:

Förhandsvisning:

XIV stadens vetenskapliga och praktiska konferens för skolbarn

"Första stegen in i vetenskapen"

Varför har stjärnor olika färger?

G. Sochi.

Chef: Marina Viktorovna Mukhina, grundskollärare

Kommunal läroanstalt realskola nr 25

Sochi

2014

INTRODUKTION

Du kan beundra stjärnorna för alltid, de är mystiska och attraktiva. Sedan urminnes tider har människor fäst sig stor betydelse dessa himlakroppar. Astronomer från antiken till idag hävdar att stjärnornas placering på himlen har ett speciellt inflytande på nästan alla aspekter av mänskligt liv. Vädret bestäms av stjärnorna, horoskop och förutsägelser görs, och förlorade skepp hittar sin väg på öppet hav. Hur är de egentligen, dessa lysande lysande punkter?

Stjärnhimlens mysterium är intressant för alla barn, utan undantag. Forskare och astronomer har gjort mycket forskning och avslöjat många hemligheter. Många böcker har skrivits om stjärnor, många pedagogiska filmer har gjorts, och ändå känner många barn inte till stjärnhimlens alla hemligheter.

För mig förblir stjärnhimlen ett mysterium. Ju mer jag tittade på stjärnorna, desto fler frågor hade jag. En av dem var: vilken färg har dessa tindrande, fascinerande stjärnor.

Syftet med studien:förklara varför stjärnorna på himlen har olika färg.

Uppgifter, som jag ställer upp för mig själv: 1. leta efter svaret på frågan genom att prata med vuxna, läsa uppslagsverk, böcker, INTERNETmaterial;

2. observera stjärnorna med blotta ögat och med hjälp av ett teleskop;

3. med hjälp av ett experiment, bevisa att färgen på en stjärna beror på dess temperatur;

4. prata om mångfald stjärnvärlden till dina klasskamrater.

Studieobjekt– himlakroppar (stjärnor).

Studieämne– stjärnparametrar.

Forskningsmetoder:

Läsa specialiserad litteratur och titta på populärvetenskapliga program;
Studie av stjärnhimlen med hjälp av ett teleskop och speciell programvara;
Ett experiment för att studera beroendet av ett föremåls färg på dess temperatur.

Resultatet Mitt jobb är att skapa intresse för detta ämne bland mina klasskamrater.

Kapitel 1. Vad är stjärnor?

Jag tittade ofta på stjärnhimlen, som består av många lysande punkter. Stjärnorna är särskilt synliga på natten och i molnfritt väder. De väckte alltid min uppmärksamhet med sin speciella, förtrollande utstrålning. Astrologer tror att de kan påverka en persons öde och framtid. Men få kan svara på frågan om vad de är.

Efter att ha studerat referenslitteraturen kunde jag ta reda på att en stjärna är en himlakropp där termonukleära reaktioner sker, vilket är en massiv lysande gaskula.

Stjärnor är de vanligaste föremålen i universum. Antalet stjärnor som finns är mycket svårt att föreställa sig. Det visar sig att det finns mer än 200 miljarder stjärnor bara i vår galax, och det finns ett stort antal galaxer i universum. Med blotta ögat är cirka 6 000 stjärnor synliga på himlen, 3 000 på varje halvklot. Stjärnorna ligger på enorma avstånd från jorden.

Den mest kända stjärnan som är närmast oss är förstås solen. Det är därför det verkar för oss att det är väldigt stort jämfört med andra armaturer. Under dagen förmörkar den alla andra stjärnor med sitt ljus, så vi ser dem inte. Om solen är belägen på ett avstånd av 150 miljoner kilometer från jorden, så är den andra stjärnan, som är närmast de andra, Centaur, redan belägen 42 000 miljarder kilometer från oss.

Hur visade sig solen? Efter att ha studerat litteraturen insåg jag att solen, precis som andra stjärnor, dök upp från en ansamling av kosmisk gas och damm. En sådan klunga kallas en nebulosa. Gas och damm komprimerades till en tät massa, som värmdes till en temperatur av 15 000 000 kelvin. Denna temperatur hålls i solens centrum.

Således kunde jag ta reda på att stjärnor är kulor av gas i universum. Men varför lyser de då i olika färger?

Kapitel 2. Stjärnornas temperatur och färg

Först bestämde jag mig för att hitta de ljusaste stjärnorna. Jag antog det mest klar stjärna- det här är solen. På grund av bristen på speciella instrument bestämde jag stjärnornas ljusstyrka med blotta ögat och använde sedan mitt teleskop. Genom ett teleskop är stjärnor synliga som punkter med olika grader av ljusstyrka utan några detaljer. Solen kan endast observeras med speciella filter. Men alla stjärnor kan inte ses, inte ens genom ett teleskop, och då vände jag mig till informationskällor.

Jag drog följande slutsatser: de ljusaste stjärnorna: 1. Jättestjärna R136a12 (stjärnbildande region 30 Doradus); 2. Jättestjärna VY SMa (i stjärnbilden Canis Major)3. Deneb (i stjärnbildenα Swan); 4. Rigel(i konstellationen β Orion); 5. Betelgeuse (i stjärnbilden α Orion). Min pappa hjälpte mig att bestämma namnen på stjärnorna med Star Rover-programmet för iPhone. Samtidigt har de tre första av stjärnorna ett blåaktigt sken, den fjärde har ett vitblått sken och den femte har ett rödorange sken. Forskare upptäckte den ljusaste stjärnan med hjälp avNASA:s rymdteleskop Hubble.

Under min forskning märkte jag att stjärnornas ljusstyrka beror på deras färg. Men varför är alla stjärnor olika?

Låt oss titta på solen, en stjärna som är synlig för blotta ögat. Från tidig barndom vi avbildar den i gult eftersom den här stjärnan faktiskt är gul. Jag började studera egenskaperna hos denna stjärna.Temperaturen på dess yta är cirka 6000 grader.Jag lärde mig om andra stjärnor i uppslagsverk och på INTERNET. Det visade sig att alla stjärnorna har olika färg. Vissa av dem är vita, andra är blå, andra är orange. Det finns vita och röda stjärnor. Det visar sig att färgen på en stjärna beror på temperaturen på dess yta. De hetaste stjärnorna visas vita och blå för oss. Temperaturen på deras yta är från 10 till 100 000 grader. En medeltemperaturstjärna är gul eller orange till färgen. De kallaste stjärnorna är röda. Temperaturen på deras yta är cirka 3 000 grader. Och dessa stjärnor är många gånger varmare än lågan från en eld.

Jag och mina föräldrar genomförde följande experiment: vi värmde en sticka av järn på en gasbrännare. Först fanns det en sticka grå. Efter uppvärmningen glödde den och blev röd. Hennes temperatur ökade. Efter kylning blev ekern grå igen. Jag drog slutsatsen att när temperaturen ökar ändras stjärnans färg.Dessutom, med stjärnor är inte allt detsamma som med människor. Människor blir vanligtvis röda när de är varma och blå när de är kalla. Men med stjärnor är det tvärtom: ju varmare stjärnan är, desto blåare är den, och ju kallare stjärnan, desto blåare är den.

Som ni vet börjar en uppvärmd metall först lysa rött, sedan gul och slutligen vit när temperaturen ökar. Samma med stjärnorna. Röda är de kallaste, och vita (eller till och med blåa!) är hetaste.

Kapitel 3. Stjärnans massa och dess färg. Stjärnålder.

När jag var 6 år gammal gick min mamma och jag till planetariet i staden Omsk. Där fick jag veta att alla stjärnor finns i olika storlekar. Vissa är stora, andra är små, vissa är tyngre, andra är lättare. Med hjälp av vuxna försökte jag ordna stjärnorna jag studerade från lättast till tyngst. Och det var det jag märkte! Det visade sig att blåa är tyngre än vita, vita är tyngre än gula, gula är tyngre än orange och orange är tyngre än röda.

Färgen på en stjärna kan också användas för att bestämma dess ålder. Unga stjärnor är hetast. De lyser med vitt och blått ljus. Gamla, svalkande stjärnor avger rött ljus. Och medelålders stjärnor lyser med gult ljus.

Energin som sänds ut av stjärnor är så enorm att vi kan se dem på de avlägsna avstånden där de tas bort från oss: tiotals, hundratals, tusentals ljusår!

För att vi ska kunna se en stjärna måste dess ljus passera genom luftlagren i jordens atmosfär. De vibrerande luftlagren bryter något av den direkta ljusströmmen, och det verkar för oss som om stjärnorna blinkar. Faktum är att direkt, kontinuerligt ljus kommer från stjärnorna.

Solen är inte den största stjärnan, den tillhör stjärnorna som kallas gula dvärgar. När denna stjärna tändes var den gjord av väte. Men under påverkan av termonukleära reaktioner började detta ämne förvandlas till helium. Under existensen av denna stjärna (cirka 5 miljarder år) brann ungefär hälften av vätet. Således har solen lika lång tid på sig att "leva" som den redan existerar. När nästan allt väte förbränns kommer denna stjärna att bli större och förvandlas till en röd jätte. Detta kommer att påverka jorden i hög grad. Vår planet kommer att bli outhärdligt varm, haven kommer att koka bort och livet kommer att bli omöjligt.

SLUTSATS

Som ett resultat av min forskning fick mina klasskamrater och jag alltså ny kunskap om vad stjärnor är, samt vad stjärnornas temperatur och färg beror på.

BIBLIOGRAFISK LISTA.

Färgen på en stjärna beror på temperaturen på dess yta. Yttemperaturen på vår sol överstiger 6 000 grader Kelvin. Även om det verkar gult från jorden, från rymden solljus ser bländande vit ut. Det här ljusa vita solskenet bildas just på grund av så höga temperaturer. Om solen var svalare skulle dess ljus få en mörkare nyans, närmare rött, och om denna stjärna var varmare skulle den vara blå färg.

Hemligheten med stjärnornas olika färger blev ett viktigt verktyg för astronomer - stjärnornas färg hjälpte dem att ta reda på temperaturen på stjärnornas yta. Den är baserad på ett anmärkningsvärt naturfenomen - förhållandet mellan energin hos ett ämne och färgen på ljuset det avger.

Du har förmodligen redan gjort iakttagelser om detta ämne själv. Glödtråden hos lågeffekts 30-watts glödlampor lyser orange - och när nätspänningen sjunker lyser glödtråden knappt rött. Starkare lökar lyser gula eller till och med vita. Och svetselektroden och kvartslampan lyser blått under drift. Du ska dock aldrig titta på dem – deras energi är så stor att den lätt kan skada näthinnan.

Följaktligen, ju varmare föremålet är, desto närmare är dess glödfärg blå - och ju kallare det är, desto närmare mörkrött. Stjärnorna är inget undantag: samma princip gäller för dem. Effekten av en stjärnas sammansättning på dess färg är mycket liten - temperaturen kan dölja enskilda element och jonisera dem.

Men det är analysen av färgspektrumet för stjärnans strålning som hjälper till att bestämma dess sammansättning. Atomerna i varje ämne har sin egen unika bärförmåga. Ljusvågor av vissa färger passerar obehindrat genom dem, medan andra stoppar - i själva verket använder forskare de blockerade ljusområdena för att bestämma kemiska grundämnen.

Mekanismen för att "färga" stjärnor

Vad är den fysiska grunden för detta fenomen? Temperaturen kännetecknas av rörelsehastigheten för molekylerna i en kroppssubstans - ju högre den är, desto snabbare rör sig de. Detta påverkar ljusets våglängd som färdas genom ämnet. En varm miljö förkortar vågorna, och en kall miljö tvärtom förlänger dem. Och den synliga färgen på en ljusstråle bestäms exakt av ljusets våglängd: korta vågor är ansvariga för blå nyanser och långa vågor är ansvariga för röda nyanser. Vit färg erhålls som ett resultat av överlagringen av olika spektrala strålar.

Färgen på en stjärna spelar roll i flera stjärnbeställningssystem. I sig är det huvudkriteriet för att bestämma spektralklassen för en stjärna. Eftersom färg är relaterad till temperatur, ritas den längs en av axlarna i Hertzsprung-Russell-diagrammet. Diagrammet kan också användas för att bestämma en stjärnas ljusstyrka, massa och ålder, vilket gör den till en värdefull och visuell källa till information om stjärnor.

Stjärnklasser

Det finns sju klasser av stjärnor i galaxen:

"O" klass stjärnor, blå till färgen, hade den högsta temperaturen. De hade den kortaste livslängden, mindre än 1 miljon år. Det fanns cirka 100 miljoner stjärnor av O-klass i galaxen, runt vilka planeter var lämpliga för liv. Exempel: Garnib.

"B" klass stjärnor vitt och blått till färgen, var också väldigt varmt. Deras genomsnittliga livslängd var cirka 10 miljoner år. Det fanns också cirka 100 miljoner klass B-stjärnor i galaxen, runt vilka planeter var lämpliga för liv. Exempel: Kessa.
"A" klass stjärnor, vit, var ganska varma. De hade en livslängd på 400 miljoner till 2 miljarder år. Det fanns också cirka 100 miljoner klass A-stjärnor i galaxen, runt vilka planeter var lämpliga för liv. Exempel: Cola.

"F" klass stjärnor, gul-vit till färgen, hade en medeltemperatur. Deras genomsnittliga livslängd var cirka 4 miljarder år. Det fanns också cirka 100 miljoner stjärnor av F-klass i galaxen, runt vilka planeter var lämpliga för liv. Exempel: Ropagi.
"G" klass stjärnor, gul till färgen, hade också en medeltemperatur. Deras genomsnittliga livslängd var cirka 10 miljarder år. Det fanns ungefär 2 miljarder stjärnor av G-klass i galaxen, runt vilka planeter var lämpliga för liv. Exempel: Corell.

K-klass stjärnor, orange till färgen, hade en temperatur ganska låg för stjärnor. Deras genomsnittliga livslängd var cirka 60 miljarder år. Det fanns cirka 3,75 miljarder stjärnor av K-klass i galaxen, runt vilka planeter var lämpliga för liv. Exempel: Yavin.
"M" klass stjärnor, röd till färgen, var kalla jämfört med andra stjärnor. M-klass stjärnor kallades också röda dvärgar. Deras genomsnittliga livslängd var cirka 100 biljoner år. Det fanns cirka 700 miljoner stjärnor av M-klass i galaxen, runt vilka planeter var lämpliga för liv. Exempel: trumma.

Stjärnans storlek berodde också på dess klass. De största var de blå, heta "O"-klassstjärnorna. Ju lägre stjärnans temperatur, desto mindre var stjärnan själv. Följaktligen var de minsta stjärnorna de röda klassen "M"-stjärnor. Dessutom föll cirka 10 procent av alla stjärnor i galaxen inte i denna gradering, och 500 miljoner av dem kretsade runt av planeter som var lämpliga för liv.

Blå superjätte

Blå superjättar är några av de mest massiva och ljusstarkaste stjärnorna. De är större än jättar, men mindre än hyperjättar. Den typiska massan för blå superjättar är 15-50 solmassor. Inom astronomi kallas de ofta superjättar av OB-typ. De har ljusklass I och spektralklass B9 och högre. De finns i den övre vänstra delen av Hertzsprung-Russell-diagrammet till höger om huvudsekvensen. Yttemperaturer - 10 000-50 000 K, ljusstyrka, 10 000-1 000 000 solenergi. Typisk livslängd för stjärnor av denna typ– 5-10 miljoner år.

Egenskaper

På grund av sina stora massor har blå superjättar ganska kort livslängd och observeras endast i unga kosmiska strukturer som öppna kluster, armar av spiralgalaxer och oregelbundna galaxer. De observeras nästan aldrig i mitten av spiralgalaxer, elliptiska galaxer och klothopar, som huvudsakligen består av gamla objekt.

Trots deras sällsynthet och korta livslängd, på grund av deras ljusstyrka, kan många blå superjättar ses på himlen. En av de mest kända superjättarna är Rigel, den ljusaste stjärnan i stjärnbilden Orion - dess massa är nästan 20 gånger solens massa och dess ljusstyrka är nästan 120 000 gånger solens.

Blå superjättar kännetecknas av starka stjärnvindar, och som regel har de emissionslinjer i sitt spektrum.

Stjärnvinden från blå superjättar är snabb men tunn, i motsats till vinden från röda superjättar, som är långsam men tät. När en röd superjätte övergår till en blå superjätte "övertar" den snabbare vinden den tidigare utsända långsamma och kolliderar med den, vilket gör att det utstötta materialet kompakteras till ett tunt skal. Den omvända processen är också möjlig - omvandlingen av en blå superjätte till en röd. I vissa fall kan flera koncentriska svaga tunna skal ses bildade av successiva episoder av massförlust på grund av flera röda cykler.<->blå superjätte."

Evolution

När dess vätebränsle tar slut, svalnar stjärnan och expanderar, passerar genom spektralklasserna O, B, A, F, G, K och M och blir en vit, gul, orange och slutligen en röd superjätte. Efter att vätet i kärnan tar slut kommer helium att gå in i en termonukleär reaktion, sedan kol, syre och kisel. Nukleosyntes kan utföras fram till bildandet av den mest stabila isotopen av järn-56 (alla följande isotoper kan minska bindningsenergin per nukleon genom sönderfall, och alla tidigare element skulle i princip kunna minska bindningsenergin per nukleon pga. till fusion). Den resulterande järnkärnan kollapsar till en neutronstjärna, ett föremål lika stor som Storstad, men med en massa på 1,4-3 solmassor, och stjärnans yttre skikt exploderar som en supernova. I fallet med särskilt massiva blå superjättar (med en initial massa på 25-40 solenergi), kanske kärnan inte stannar vid bildandet av en neutronstjärna, utan kollapsar ytterligare och förvandlas till svart hål. Ännu mer massiva superjättar kan inte expandera till den röda fasen, utan avslutar sina liv med en hypernovaexplosion (eller utan den) med bildandet av ett svart hål.

Interkonvertering av superjättar

Blå superjättar är det massiva stjärnor, som befinner sig i en viss fas av den "döende" processen. I denna fas minskar intensiteten av termonukleära reaktioner som sker i stjärnans kärna, vilket leder till att stjärnan komprimeras. Som ett resultat av en betydande minskning av ytarean ökar tätheten av emitterad energi, vilket i sin tur medför uppvärmning av ytan. Denna typ av kompression av en massiv stjärna leder till omvandlingen av en röd superjätte till en blå. Den omvända processen är också möjlig - omvandlingen av en blå superjätte till en röd.

Medan stjärnvinden från en röd superjätte är tät och långsam, är vinden från en blå superjätte snabb men tunn. Om sammandragningen gör att en röd superjätte blir blå, kolliderar den snabbare vinden med den tidigare utsända långsammare vinden och gör att det utstötade materialet kompakteras till ett tunt skal. Nästan alla observerade blå superjättar har ett liknande hölje, vilket bekräftar att de alla tidigare var röda superjättar.

När en stjärna utvecklas kan den övergå flera gånger från en röd superjätte (långsam, tät vind) till en blå superjätte (snabb, tunn vind) och vice versa, vilket skapar koncentriska svaga skal runt stjärnan. I mellanfasen kan stjärnan vara gul eller vit, till exempel Polstjärnan. Vanligtvis slutar en massiv stjärna sitt liv i en supernovaexplosion, men ett mycket litet antal stjärnor, vars massa sträcker sig från åtta till tolv solmassor, exploderar inte utan fortsätter att utvecklas och så småningom förvandlas till syre-neon vita dvärgar. Det är ännu inte klart exakt hur och varför dessa vita dvärgar bildas av stjärnor, som teoretiskt borde avsluta sin utveckling med en liten supernovaexplosion. Både blå och röda superjättar kan utvecklas till en supernova.

Eftersom massiva stjärnor tillbringar mycket av sin tid i det röda superjättarna ser vi fler röda superjättar än blå superjättar, och de flesta supernovor kommer från röda superjättar. Astrofysiker antog tidigare till och med att alla supernovor härstammar från röda superjättar, men supernovan SN 1987A bildades från en blå superjätte och därför visade sig detta antagande vara felaktigt. Denna händelse ledde också till en översyn av vissa bestämmelser i teorin om stjärnutveckling.

Exempel på blå superjättar

Rigel

Mest berömt exempel– Rigel (beta Orionis), den ljusaste stjärnan i stjärnbilden Orion, vars massa är ungefär 20 gånger solens massa och dess ljusstyrka är ungefär 130 000 gånger högre än solen, vilket betyder att den är en av de mest kraftfulla stjärnorna i Galax (i alla fall den mest kraftfulla av de ljusaste stjärnorna på himlen, eftersom Rigel är den närmaste stjärnan med så enorm ljusstyrka). De gamla egyptierna förknippade Rigel med Sakh, stjärnornas kung och de dödas beskyddare, och senare med Osiris.

Gamma Parusov

Gamma Vela är en flerfaldig stjärna, den ljusaste i stjärnbilden Vela. Den har en skenbar magnitud på +1,7m. Avståndet till stjärnorna i systemet uppskattas till 800 ljusår. Gamma Parus (Regor) är en massiv blå superjätte. Har en massa som är 30 gånger solens massa. Dess diameter är 8 gånger solens. Regors ljusstyrka är 10 600 solljusstyrkor. Stjärnans ovanliga spektrum, där det istället för mörka absorptionslinjer finns ljusa emissionslinjer, gav stjärnan namnet som "Södra himlens spektrala pärla"

Alfa giraff

Avståndet till stjärnan är cirka 7 tusen ljusår, och ändå är stjärnan synlig för blotta ögat. Det är den tredje ljusaste stjärnan i konstellationen Giraffe, med Beta Giraffe och CS Giraffe som upptar första respektive andra plats.

Zeta Orionis

Zeta Orionis (kallad Alnitak) är en stjärna i stjärnbilden Orion, som är den ljusaste stjärnan i O-klassen med en visuell magnitud på +1,72 (maximalt +1,72 och minimum till +1,79), den vänstra och närmaste stjärnasterismen "Orions bälte". . Avståndet till stjärnan är cirka 800 ljusår, dess ljusstyrka är cirka 35 000 solenergi.

Tau Canis Majoris

Spektral dubbelstjärna i stjärnbilden Canis Major. Det är den ljusaste stjärnan i den öppna stjärnhopen NGC 2362, belägen på ett avstånd av 3200 ljus. år från jorden. Tau Canis Majoris är en blå superjätte av spektralklass O med en skenbar magnitud på +4,37m. Tau Canis Majoris stjärnsystem består av minst fem komponenter. Till en första uppskattning är Tau Canis Majoris en trippelstjärna där två stjärnor har skenbara magnituder på +4,4 m och +5,3 m och är åtskilda med 0,15 bågsekunder, och den tredje stjärnan har en skenbar magnitud på +10 m och är separerade från dem med 8 bågsekunder och kretsar med en period av 155 dagar runt det inre paret.

Zeta Stern

Zeta Puppis är den ljusaste stjärnan i stjärnbilden Puppis. Stjärnan har sitt eget namn Naos. Det är en massiv blå stjärna med en ljusstyrka på 870 000 gånger solens ljusstyrka. Zeta Puppis är 59 gånger mer massiv än solen. Den har en spektralklass O9.

Om man tittar noga på natthimlen är det lätt att märka att stjärnorna som tittar på oss skiljer sig i färg. Blåaktiga, vita, röda, de lyser jämnt eller flimrar som en julgransgirlang. Genom ett teleskop blir färgskillnaderna mer uppenbara. Anledningen som ledde till en sådan mångfald ligger i temperaturen på fotosfären. Och, i motsats till logiskt antagande, är de hetaste stjärnorna inte röda, utan blå, blå-vita och vita stjärnor. Men först till kvarn.

Spektralklassificering

Stjärnor är enorma, heta gasbollar. Hur vi ser dem från jorden beror på många parametrar. Till exempel blinkar inte stjärnor faktiskt. Det är väldigt lätt att verifiera detta: kom bara ihåg solen. Den flimrande effekten uppstår på grund av det faktum att ljus som kommer från kosmiska kroppar till oss övervinner det interstellära mediet fullt av damm och gas. En annan sak är färg. Det är en följd av att skalen (särskilt fotosfären) värms upp till vissa temperaturer. Den faktiska färgen kan skilja sig från den skenbara färgen, men skillnaden är vanligtvis liten.

Idag används Harvards spektralklassificering av stjärnor över hela världen. Den är temperaturbaserad och baseras på spektrumlinjernas typ och relativa intensitet. Varje klass motsvarar stjärnor av en viss färg. Klassificeringen utvecklades vid Harvard Observatory 1890-1924.

En rakad engelsman tuggade dadlar som morötter

Det finns sju huvudspektralklasser: O-B-A-F-G-K-M. Denna sekvens återspeglar en gradvis minskning av temperaturen (från O till M). För att komma ihåg det finns det speciella mnemoniska formler. På ryska låter en av dem så här: "En rakad engelsman tuggade dadlar som morötter." Ytterligare två klasser läggs till i dessa klasser. Bokstäverna C och S betecknar kalla armaturer med band av metalloxider i spektrumet. Låt oss ta en närmare titt på stjärnklasserna:

Klass O kännetecknas av den högsta yttemperaturen (från 30 till 60 tusen Kelvin). Stjärnor av denna typ överstiger solen i massa med 60 gånger och i radie med 15 gånger. Deras synliga färg är blå. När det gäller ljusstyrka är de mer än en miljon gånger större än vår stjärna. Den blå stjärnan HD93129A, som tillhör denna klass, kännetecknas av en av de högsta ljusstyrkorna bland kända kosmiska kroppar. Enligt denna indikator ligger den 5 miljoner gånger före solen. Den blå stjärnan ligger på ett avstånd av 7,5 tusen ljusår från oss.
Klass B har en temperatur på 10-30 tusen Kelvin, en massa 18 gånger större än solens. Dessa är blåvita och vita stjärnor. Deras radie är 7 gånger större än solens.
Klass A kännetecknas av en temperatur på 7,5-10 tusen Kelvin, en radie och massa som är 2,1 respektive 3,1 gånger högre än solens. Dessa är vita stjärnor.
Klass F: temperatur 6000-7500 K. Massan är 1,7 gånger större än solen, radien är 1,3. Från jorden verkar sådana stjärnor också vita, deras sanna färg är gulvit.
Klass G: temperatur 5-6 tusen Kelvin. Solen tillhör denna klass. Den synliga och sanna färgen på sådana stjärnor är gul.
Klass K: temperatur 3500-5000 K. Radien och massan är mindre än solenergi, 0,9 och 0,8 från motsvarande parametrar för armaturen. Färgen på dessa stjärnor som är synliga från jorden är gulaktig-orange.
Klass M: temperatur 2-3,5 tusen Kelvin. Massa och radie är 0,3 och 0,4 från liknande parametrar för solen. Från ytan av vår planet ser de ut som rödorange. Beta Andromedae och Alpha Cantarelles tillhör klass M. En klarröd stjärna som många känner till är Betelgeuse (alpha Orionis). Det är bäst att leta efter det på himlen på vintern. Den röda stjärnan är placerad ovanför och något till vänster om Orions bälte.

Varje klass är indelad i underklasser från 0 till 9, det vill säga från den varmaste till den kallaste. Stjärnnummer indikerar medlemskap i en specifik spektraltyp och graden av uppvärmning av fotosfären jämfört med andra stjärnor i gruppen. Solen tillhör till exempel klass G2.

Visuella vita

Således kan stjärnklasserna B till F verka vita från jorden. Och endast föremål som tillhör A-typen har faktiskt denna färg. Således kommer stjärnan Saif (stjärnbilden Orion) och Algol (beta Persei) att se vita ut för en observatör som inte är beväpnad med ett teleskop. De tillhör spektralklass B. Deras sanna färg är blå-vit. Även Mithrac och Procyon, de ljusaste stjärnorna i de himmelska mönstren Perseus och Canis Minor, verkar vita. Men deras sanna färg är närmare gul (grad F).

Varför är stjärnor vita för en observatör på jorden? Färgen är förvrängd på grund av det enorma avståndet som skiljer vår planet från sådana föremål, liksom de voluminösa molnen av damm och gas som ofta finns i rymden.

Klass A

Vita stjärnor kännetecknas inte av en så hög temperatur som representanter för klass O och B. Deras fotosfär värmer upp till 7,5-10 tusen Kelvin. Stjärnor i spektralklass A är mycket större än solen. Deras ljusstyrka är också större - cirka 80 gånger.

Spektra för A-stjärnor visar starka vätelinjer i Balmer-serien. Linjerna för andra element är märkbart svagare, men de blir mer betydelsefulla när vi går från underklass A0 till A9. Jättar och superjättar som tillhör spektralklass A kännetecknas av något mindre uttalade vätelinjer än huvudsekvensstjärnor. När det gäller dessa armaturer blir linjerna av tungmetaller mer märkbara.

Många märkliga stjärnor tillhör spektralklass A. Denna term hänvisar till armaturer som har märkbara egenskaper i sitt spektrum och fysiska parametrar, vilket gör deras klassificering svår. Till exempel kännetecknas ganska sällsynta stjärnor som Lambda Boötes av brist på tungmetaller och mycket långsam rotation. Märkliga armaturer inkluderar också vita dvärgar.

Klass A inkluderar sådana ljusa natthimmelobjekt som Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor och andra. Låt oss lära känna dem bättre.

Alpha Canis Majoris

Sirius är den ljusaste, men inte den närmaste, stjärnan på himlen. Avståndet till den är 8,6 ljusår. För en observatör på jorden verkar den så ljus eftersom den har en imponerande storlek och ändå inte är lika långt borta som många andra stora och ljusa föremål. Den stjärna som ligger närmast solen är Alpha Centauri. Sirius ligger på femte plats på denna lista.

Den tillhör konstellationen Canis Major och är ett system av två komponenter. Sirius A och Sirius B är åtskilda av ett avstånd på 20 astronomiska enheter och roterar med en period på knappt 50 år. Den första komponenten i systemet, en huvudsekvensstjärna, tillhör spektralklassen A1. Dess massa är dubbelt så stor som solen och dess radie är 1,7 gånger. Detta är vad som kan observeras med blotta ögat från jorden.

Den andra komponenten i systemet är en vit dvärg. Stjärnan Sirius B är nästan lika i massa som vår stjärna, vilket inte är typiskt för sådana objekt. Typiskt kännetecknas vita dvärgar av en massa på 0,6-0,7 sol. Samtidigt är dimensionerna för Sirius B nära de på jorden. Man tror att det vita dvärgstadiet började för denna stjärna för ungefär 120 miljoner år sedan. När Sirius B låg på huvudsekvensen var det troligen en stjärna med en massa på 5 solmassor och tillhörde spektralklass B.

Sirius A, enligt forskare, kommer att gå vidare till nästa steg av evolutionen om cirka 660 miljoner år. Sedan kommer den att förvandlas till en röd jätte, och lite senare - till en vit dvärg, som sin följeslagare.

Alpha Eagle

Liksom Sirius är många av de vita stjärnorna, vars namn anges nedan, välkända inte bara för personer som är intresserade av astronomi på grund av deras ljusstyrka och ofta omnämnande på sidorna av science fiction-litteratur. Altair är en av dessa armaturer. Alpha Eagle finns till exempel i Ursula Le Guin och Stephen King. Denna stjärna är tydligt synlig på natthimlen på grund av dess ljusstyrka och relativt nära läge. Avståndet mellan solen och Altair är 16,8 ljusår. Av stjärnorna i spektralklass A är det bara Sirius som är närmare oss.

Altair är 1,8 gånger mer massiv än solen. Hans karaktäristiskt dragär en mycket snabb rotation. Stjärnan gör ett varv runt sin axel på mindre än nio timmar. Rotationshastigheten nära ekvatorn är 286 km/s. Som ett resultat kommer den "snabba" Altairen att tillplattas från stolparna. På grund av den elliptiska formen minskar dessutom stjärnans temperatur och ljusstyrka från polerna till ekvatorn. Denna effekt kallas "gravitationell mörkare".

En annan egenskap hos Altair är att dess glans förändras över tiden. Den tillhör variablerna av typen Scuti delta.

Alpha Lyrae

Vega är den mest studerade stjärnan efter solen. Alpha Lyrae är den första stjärnan som har bestämt sitt spektrum. Hon blev den andra ljuskällan efter solen, fångad på fotografiet. Vega var också en av de första stjärnorna som forskare mätte avståndet till med hjälp av Parlax-metoden. Under en lång period togs stjärnans ljusstyrka till 0 vid bestämning av storleken på andra objekt.

Alpha Lyrae är välkänd för både amatörastronomer och vanliga observatörer. Den är den femte ljusaste bland stjärnorna och ingår i sommartriangelns asterism tillsammans med Altair och Deneb.

Avståndet från solen till Vega är 25,3 ljusår. Dess ekvatorialradie och massa är 2,78 respektive 2,3 gånger större än de liknande parametrarna för vår stjärna. Stjärnans form är långt ifrån en perfekt sfär. Diametern vid ekvatorn är märkbart större än vid polerna. Anledningen är den enorma rotationshastigheten. Vid ekvatorn når den 274 km/s (för solen är denna parameter något mer än två kilometer per sekund).

En av egenskaperna hos Vega är dammskivan som omger den. Man tror att det uppstod som ett resultat stort antal kollisioner av kometer och meteoriter. Dammskivan roterar runt stjärnan och värms upp av dess strålning. Som ett resultat ökar intensiteten av Vegas infraröda strålning. För inte så länge sedan upptäcktes asymmetrier i disken. En trolig förklaring är att stjärnan har minst en planet.

Alfa Tvillingarna

Det näst ljusaste föremålet i stjärnbilden Tvillingarna är Castor. Han, liksom de tidigare armaturerna, tillhör spektralklass A. Castor är en av de ljusaste stjärnorna på natthimlen. I motsvarande lista ligger den på 23:e plats.

Castor är ett multipelsystem som består av sex komponenter. De två huvudelementen (Castor A och Castor B) roterar runt ett gemensamt masscentrum med en period på 350 år. Var och en av de två stjärnorna är en spektral binär. Castor A- och Castor B-komponenterna är mindre ljusa och tillhör förmodligen spektralklassen M.

Castor S var inte direkt associerad med systemet. Ursprungligen utsågs den till en oberoende stjärna YY Gemini. I processen att studera detta område av himlen blev det känt att denna armatur är fysiskt kopplad till Castor-systemet. Stjärnan roterar runt ett masscentrum som är gemensamt för alla komponenter med en period på flera tiotusentals år och är också en spektral binär.

Beta Aurigae

Aurigas himmelska mönster inkluderar cirka 150 "prickar", många av dem vita stjärnor. Namnen på armaturerna kommer att berätta lite för en person långt ifrån astronomi, men detta förringar inte deras betydelse för vetenskapen. Det ljusaste föremålet i det himmelska mönstret, som tillhör spektralklass A, är Mencalinan eller beta Aurigae. Namnet på stjärnan översatt från arabiska betyder "axeln på ägaren av tyglarna."

Mencalinan är ett trippelsystem. Dess två komponenter är subjättar av spektralklass A. Ljusstyrkan för var och en av dem överstiger solens med 48 gånger. De är åtskilda av ett avstånd på 0,08 astronomiska enheter. Den tredje komponenten är en röd dvärg, 330 AU bort från paret. e.

Epsilon Ursa Major

Den ljusaste "punkten" i den kanske mest kända stjärnbilden av den norra himlen (Ursa Major) är Alioth, även klassificerad som klass A. Skenbar magnitud - 1,76. Stjärnan upptar 33:e plats i listan över de ljusaste armaturerna. Alioth ingår i Big Dipper asterism och är placerad närmare skålen än andra armaturer.

Aliots spektrum kännetecknas av ovanliga linjer som fluktuerar med en period på 5,1 dagar. Det antas att egenskaperna är förknippade med exponering magnetiskt fält stjärnor. Spektralfluktuationer, enligt de senaste uppgifterna, kan uppstå på grund av närheten till en kosmisk kropp med en massa på nästan 15 gånger Jupiters massa. Huruvida det är så är fortfarande ett mysterium. Astronomer försöker förstå det, som andra mysterier med stjärnorna, varje dag.

Vita dvärgar

Berättelsen om vita stjärnor kommer att vara ofullständig utan att nämna det stadiet av armaturernas utveckling, som betecknas som en "vit dvärg". Sådana föremål fick sitt namn på grund av det faktum att de första som upptäcktes tillhörde spektralklass A. Dessa var Sirius B och 40 Eridani B. Idag kallas vita dvärgar ett av alternativen för slutskedet av en stjärnas liv.

Låt oss uppehålla oss mer i detalj vid armaturernas livscykel.

Stjärnutveckling

Stjärnor föds inte över en natt: var och en av dem går igenom flera stadier. Först börjar molnet av gas och damm att komprimeras under påverkan av sina egna gravitationskrafter. Långsamt tar den formen av en boll, medan gravitationsenergin förvandlas till värme - temperaturen på föremålet ökar. I det ögonblick när den når ett värde av 20 miljoner Kelvin börjar kärnfusionsreaktionen. Detta stadium anses vara början på livet för en fullfjädrad stjärna.

Armaturerna tillbringar större delen av sin tid på huvudsekvensen. Vätecykelreaktioner äger ständigt rum i deras djup. Stjärnornas temperatur kan variera. När allt väte i kärnan tar slut börjar det ny scen Evolution. Nu blir helium bränslet. Samtidigt börjar stjärnan expandera. Dess ljusstyrka ökar, och yttemperaturen tvärtom minskar. Stjärnan lämnar huvudsekvensen och blir en röd jätte.

Massan av heliumkärnan ökar gradvis, och den börjar komprimeras under sin egen vikt. Den röda jätte-scenen slutar mycket snabbare än den föregående. Den väg som vidare utveckling kommer att ta beror på objektets initiala massa. Lågmassastjärnor på den röda jättescenen börjar blåsa upp. Som ett resultat av denna process fäller föremålet sina skal. En planetarisk nebulosa och en exponerad stjärnkärna bildas. I en sådan kärna fullbordades alla fusionsreaktioner. Den kallas en heliumvit dvärg. Mer massiva röda jättar (till viss del) utvecklas till kolbaserade vita dvärgar. Deras kärnor innehåller grundämnen som är tyngre än helium.

Egenskaper

Vita dvärgar är kroppar som vanligtvis är mycket nära solen i massa. Dessutom motsvarar deras storlek jordens. Den kolossala tätheten hos dessa kosmiska kroppar och de processer som sker i deras djup är oförklarliga ur klassisk fysiks synvinkel. Kvantmekaniken hjälpte till att avslöja stjärnornas hemligheter.

Frågan om vita dvärgar är elektron-kärnplasma. Det är nästan omöjligt att konstruera den ens i ett laboratorium. Därför är många egenskaper hos sådana föremål fortfarande oklara.

Även om du studerar stjärnorna hela natten kommer du inte att kunna upptäcka minst en vit dvärg utan specialutrustning. Deras ljusstyrka är betydligt mindre än solens. Enligt forskare utgör vita dvärgar cirka 3 till 10 % av alla objekt i galaxen. Men hittills har endast de av dem hittats som inte är belägna längre än på ett avstånd av 200-300 parsecs från jorden.

Vita dvärgar fortsätter att utvecklas. Omedelbart efter bildandet har de en hög yttemperatur, men svalnar snabbt. Flera tiotals miljarder år efter bildandet, enligt teorin, förvandlas en vit dvärg till en svart dvärg - icke-emitterande synligt ljus kropp.

För en observatör skiljer sig en vit, röd eller blå stjärna främst i färg. Astronomen tittar djupare. Färgen säger direkt mycket om objektets temperatur, storlek och massa. En blå eller ljusblå stjärna är en gigantisk varm boll, i alla avseenden långt före solen. Vita armaturer, exempel på vilka beskrivs i artikeln, är något mindre. Stjärnnummer i olika kataloger säger också mycket för proffs, men inte allt. En stor mängd information om livet för avlägsna rymdobjekt har antingen ännu inte förklarats eller förblir oupptäckt.

Varje person vet hur stjärnorna ser ut på himlen. Små lampor som lyser med kallt snövitt ljus. I gamla tider kunde man inte komma på en förklaring till detta fenomen. Stjärnorna ansågs vara gudarnas ögon, döda förfäders själar, väktare och förebedjare, som skyddade människans frid i nattens mörker. Då kunde ingen ha trott att solen också var en stjärna.

Det gick många århundraden innan folk förstod vad stjärnorna var. Typer av stjärnor, deras egenskaper, idéer om kemikalien och fysiska processerär ett nytt kunskapsområde. De äldsta astrologerna kunde inte ens föreställa sig att en sådan armatur faktiskt inte var ett litet ljus alls, utan en ofattbart stor boll av het gas där termonukleära fusionsreaktioner äger rum. Det finns en märklig paradox i att det svaga stjärnljuset är en bländande strålglans kärnreaktion, och den mysiga värmen från solen är den monstruösa värmen från miljontals kelviner.

Alla stjärnor som kan ses på himlen med blotta ögat finns i Vintergatans galax. Solen är också en del av detta stjärnsystem, och det ligger i dess utkanter. Det är omöjligt att föreställa sig hur natthimlen skulle se ut om solen stod i mitten av Vintergatan. Trots allt är antalet stjärnor i denna galax mer än 200 miljarder.

Lite om astronomins historia

De äldsta astrologerna kunde också berätta ovanliga och fascinerande saker om stjärnorna på himlen. Sumererna identifierade redan individuella stjärnbilder och zodiakalcirkeln, de var de första att beräkna divisionen av en hel vinkel med 3600. De skapade också månkalendern och kunde synkronisera den med solkalendern. Egyptierna trodde att jorden var i universums centrum, men de visste också att Merkurius och Venus kretsade runt solen.

I Kina studerades astronomi som vetenskap redan i slutet av det 3:e årtusendet f.Kr. e. och de första observatorierna dök upp på 1100-talet. före Kristus e. De studerade lunar och solförmörkelser, efter att ha lyckats förstå deras orsak och till och med beräknat prognosdatum, observerade de meteoritskurar och kometbanor.

De gamla inkaorna visste skillnaderna mellan stjärnor och planeter. Det finns indirekta bevis för att de kände till Jupiters galileiska satelliter och den visuella suddigheten av konturerna av Venus skiva, på grund av närvaron av en atmosfär på planeten.

De gamla grekerna kunde underbygga jordens sfäricitet och lade fram antagandet att systemet var heliocentriskt. De försökte beräkna solens diameter, om än felaktigt. Men grekerna var de första som i princip antydde att solen mer än jorden, tidigare tänkte alla, som förlitade sig på visuella observationer, annorlunda. Den grekiska Hipparchos var den första som skapade en katalog över armaturer och höjdpunkter olika typer stjärnor Systematisering av stjärnorna i detta vetenskapligt arbete baserat på glödens intensitet. Hipparchus identifierade 6 klasser av ljusstyrka; totalt fanns det 850 armaturer i katalogen.

Vad uppmärksammade forntida astrologer?

Den första systematiseringen av stjärnor baserades på deras ljusstyrka. När allt kommer omkring är just detta kriterium det enda som är lättillgängligt för en astrolog beväpnad endast med ett teleskop. De ljusaste stjärnorna eller de med unika synliga egenskaper mottogs till och med riktiga namn, och varje nation har sin egen. Således är Deneb, Rigel och Algol arabiska namn, Sirius är latin och Antares är grekiska. Polarstjärnan i varje nation har sitt eget namn. Detta är kanske en av de viktigaste stjärnorna i "praktisk mening". Dess koordinater på natthimlen är oförändrade, trots jordens rotation. Om de andra stjärnorna rör sig över himlen, från soluppgång till solnedgång, ändrar inte polstjärnan sin plats. Därför användes den specifikt av sjömän och resenärer som en pålitlig guide. Förresten, i motsats till vad många tror, är detta inte den ljusaste stjärnan på himlen. Polarstjärnan sticker inte ut från utsidan på något sätt - varken i storlek eller i intensiteten av dess glöd. Du kan bara hitta den om du vet var du ska leta. Den är placerad i slutet av "skophandtaget" på Ursa Minor.

Vad bygger stjärnsystematisering på?

Moderna astrologer, som svarar på frågan om vilka typer av stjärnor det finns, är osannolikt att nämna ljusstyrkan på glöden eller platsen på natthimlen. Kanske som en historisk utflykt eller i en föreläsning avsedd för en publik helt långt ifrån astronomi.

Modern systematisering av stjärnor är baserad på deras spektral analys. I detta fall anges vanligtvis också himlakroppens massa, ljusstyrka och radie. Alla dessa indikatorer ges i förhållande till solen, det vill säga dess specifika egenskaper tas som måttenheter.

Systematiseringen av stjärnor bygger på ett sådant kriterium som absolut stjärnstorlek. Detta är den skenbara graden av ljusstyrka för en himlakropp utan atmosfär, konventionellt placerad på ett avstånd av 10 parsec från observationspunkten.

Dessutom beaktas ljusstyrkavariationer och stjärnans storlek. Typerna av stjärnor bestäms för närvarande av deras spektralklass och, mer detaljerat, av deras underklass. Astrologerna Russell och Hertzsprung analyserade oberoende förhållandet mellan ljusstyrka, absolut magnitud, temperaturyta och spektralklass av armaturer. De ritade ett diagram med motsvarande koordinataxlar och fann att resultatet inte alls var kaotiskt. Armaturerna på sjökortet var placerade i klart urskiljbara grupper. Diagrammet tillåter, med kännedom om spektralklassen för en stjärna, att bestämma dess absoluta magnitud med åtminstone ungefärlig noggrannhet.

Hur stjärnor föds

Detta diagram gav tydliga bevis för modern teori datautveckling himlakroppar. Grafen visar tydligt att den mest talrika klassen är de som tillhör de så kallade huvudsekvensstjärnorna. De typer av stjärnor som tillhör detta segment befinner sig vid den vanligaste utvecklingspunkten i universum för närvarande. Detta är utvecklingsstadiet för armaturen, där energin som förbrukas på strålning kompenseras av den som tas emot i processen termonukleär reaktion. Varaktigheten av vistelsen i detta utvecklingsstadium bestäms av himlakroppens massa och andelen element som är tyngre än helium.

Teorin om stjärnutveckling som är allmänt accepterad vid denna tid säger att inledande skede Utvecklingen är armaturen ett förtärt cyklopiskt gasmoln. Under påverkan av sin egen gravitation drar den ihop sig och förvandlas gradvis till en boll. Ju starkare kompression, desto bättre omvandlas gravitationsenergin till termisk energi. Gasen värms upp och när temperaturen når 15-20 miljoner K startar en termonukleär reaktion i den nyfödda stjärnan. Efter detta upphör processen med gravitationskompression.

Huvudperioden i en stjärnas liv

Till en början dominerar reaktioner från vätecykeln i den unga stjärnans djup. Detta är den längsta perioden i en stjärnas liv. Typerna av stjärnor i detta utvecklingsstadium är representerade i den mest massiva huvudsekvensen av diagrammet som beskrivs ovan. Med tiden fullbordas vätet i stjärnans kärna och förvandlas till helium. Efter detta kan termonukleär förbränning endast ske i kärnans periferi. Stjärnan blir ljusare, dess yttre lager expanderar avsevärt och dess temperatur sjunker. Himlakroppen förvandlas till en röd jätte. Denna period av stjärnans liv är mycket kortare än den föregående. Hennes kommande öde har varit lite utforskat. Det finns olika antaganden, men ingen tillförlitlig bekräftelse har ännu erhållits. Den vanligaste teorin säger att när det finns för mycket helium drar stjärnkärnan, som inte kan motstå sin egen massa, ihop sig. Temperaturen stiger tills helium går in i en termonukleär reaktion. Monstruösa temperaturer leder till ytterligare en expansion, och stjärnan förvandlas till en röd jätte. Stjärnans kommande öde, enligt forskare, beror på dess massa. Men teorier om detta är bara resultatet av datorsimuleringar, inte bekräftade av observationer.

Svalkande stjärnor

Förmodligen kommer röda jättar med låg massa att krympa, förvandlas till dvärgar och gradvis svalna. Stjärnor medelvikt kan förvandlas till planetariska nebulosor, medan kärnan i centrum av en sådan formation kommer att fortsätta att existera, som saknar yttre täckningar, gradvis kyls ner och förvandlas till en snövit Lilliputian. Om den centrala stjärnan sänder ut betydande infraröd strålning uppstår förutsättningar för aktivering av en kosmisk maser i planetnebulosans expanderande gashölje.

Massiva stjärnor kan, när de komprimeras, nå en sådan trycknivå att elektroner praktiskt taget pressas in atomkärnor, förvandlas till neutroner. Eftersom det inte finns några elektrostatiska repulsionskrafter mellan dessa partiklar kan stjärnan krympa till en storlek av flera kilometer. Dessutom kommer dess densitet att överstiga vattnets densitet med 100 miljoner gånger. En sådan stjärna kallas neutronstjärna och är i själva verket en enorm atomkärna.

Supermassiva stjärnor fortsätter att existera och syntetiserar successivt i processen för termonukleära reaktioner från helium - kol, sedan syre, från det - kisel och slutligen järn. I detta skede av den termonukleära reaktionen inträffar en supernovaexplosion. Supernovor kan i sin tur förvandlas till neutronstjärnor eller, om deras massa är ganska stor, fortsätta att kollapsa till en kritisk gräns och bilda svarta hål.

Mått

Systematisering av stjärnor efter storlek kan implementeras på två sätt. Den fysiska storleken på en stjärna kan bestämmas av dess radie. Måttenheten i detta fall är solens radie. Det finns Lilliputians, stjärnor medelstorlek, jättar och superjättar. Förresten, själva solen är Lilliputian. Radie neutronstjärnor kan bara nå några få km. Och superjätten kommer helt att passa planeten Mars omloppsbana. Storleken på en stjärna kan också referera till dess massa. Det är nära relaterat till stjärnans diameter. Ju större stjärnan är, desto lägre densitet, och vice versa, desto mindre stjärna, desto högre täthet. Detta kriterium varierar inte så mycket. Det finns väldigt få stjärnor som kan vara 10 gånger större eller mindre än solen. De flesta av armaturerna faller inom området från 60 till 0,03 solmassor. Solens densitet, tagen som startindikator, är 1,43 g/cm3. Tätheten hos snövita dvärgar når 1012 g/cm3, och tätheten hos försålda superjättar kan vara miljontals gånger mindre än solen.

I standardsystematiseringen av stjärnor ser massfördelningsschemat ut så här. Små armaturer inkluderar armaturer med en massa från 0,08 till 0,5 solar. Måttlig - från 0,5 till 8 solmassor och massiv - från 8 eller mer.

Systematisering av stjärnor . Från blått till snövitt

Systematiseringen av stjärnor efter färg bygger faktiskt inte på kroppens synliga glöd, utan på spektrala egenskaper. Ett objekts emissionsspektrum bestäms av stjärnans kemiska sammansättning, och dess temperatur beror också på det.

Den vanligaste är Harvard-systematiseringen, skapad i början av 1900-talet. Enligt de standarder som accepterades vid den tiden, innebär systematisering av stjärnor efter färg uppdelning i 7 typer.

Således klassificeras stjärnor med den högsta temperaturen, från 30 till 60 tusen K, som armaturer av klass O. De är blå till färgen, massan av sådana himlakroppar når 60 solmassor (s.m.), och radien är 15 solradier ( s.m.). R.). Linjerna av väte och helium i deras spektrum är ganska svaga. Ljusstyrkan hos sådana himlaobjekt kan nå 1 miljon 400 tusen solljusstyrkor (s.s.).

Klass B-stjärnor inkluderar armaturer med temperaturer från 10 till 30 tusen K. Dessa är himlakroppar av vit-blå färg, deras massa börjar från 18 s. m., och radien är från 7 s. m. Den lägsta ljusstyrkan för föremål i denna klass är 20 tusen s. s., och vätelinjerna i spektrumet intensifieras och når medelvärden.

Klass A-stjärnor har temperaturer från 7,5 till 10 tusen K och är snövita till färgen. Minimimassan för sådana himlakroppar börjar från 3,1 s. m., och radien är från 2,1 s. R. Ljusstyrkan hos föremål varierar från 80 till 20 tusen s. Med. Vätelinjerna i dessa stjärnors spektrum är starka och metalllinjer uppträder.

Klass F-objekt är faktiskt gulvita till färgen, men verkar snövita. Deras temperatur varierar från 6 till 7,5 tusen K, massan varierar från 1,7 till 3,1 cm, radie - från 1,3 till 2,1 s. R. Ljusstyrkan hos sådana stjärnor varierar från 6 till 80 s. Med. Vätelinjerna i spektrumet försvagas, metalllinjerna tvärtom förstärks.

Alltså faller alla typer av snövita stjärnor inom klasserna A till F. Därefter, enligt systematiseringen, är gulaktiga och orangea armaturer.

Gulaktiga, orange och röda stjärnor

Stjärntyper varierar i färg från blått till rött när temperaturen sjunker och objektets storlek och ljusstyrka minskar.

Klass G-stjärnor, som inkluderar solen, når temperaturer från 5 till 6 tusen K, och de är gulaktiga i färg. Massan av sådana föremål är från 1,1 till 1,7 s. m., radie - från 1,1 till 1,3 s. R. Ljusstyrka - från 1,2 till 6 s. Med. Spektrallinjerna av helium och metaller är intensiva, vätelinjerna blir allt svagare.

Armaturer som tillhör klass K har en temperatur på 3,5 till 5 tusen K. De ser gulorange ut, men den verkliga färgen på dessa stjärnor är orange. Radien för dessa objekt ligger i intervallet från 0,9 till 1,1 s. r., vikt - från 0,8 till 1,1 s. m. Ljusstyrkan varierar från 0,4 till 1,2 s. Med. Vätelinjerna är nästan osynliga, metalllinjerna är mycket starka.

De kallaste och minsta stjärnorna är klass M. Deras temperatur är bara 2,5 - 3,5 tusen K och de verkar röda, även om dessa objekt i själva verket är orangeröda. Stjärnornas massa ligger i intervallet från 0,3 till 0,8 s. m., radie - från 0,4 till 0,9 s. R. Ljusstyrkan är endast 0,04 - 0,4 s. Med. Dessa är döende stjärnor. De enda kallare är de nyligen upptäckta bruna dvärgarna. En separat MT-klass tilldelades dem.