Mėlyna – balta – geltona – raudonos žvaigždės – žvaigždžių skirtumai pagal spalvą. Žvaigždžių spalvos kilmė Kas yra baltos mėlynos geltonos raudonos žvaigždės?

Kiekvienas žmogus žino, kaip danguje atrodo žvaigždės. Mažos, šviečiančios lemputės. Senovėje žmonės negalėjo sugalvoti šio reiškinio paaiškinimo. Žvaigždės buvo laikomos dievų akimis, mirusių protėvių sielomis, globėjais ir gynėjais, saugančiomis žmogaus ramybę nakties tamsoje. Tada niekas negalėjo pagalvoti, kad Saulė taip pat yra žvaigždė.

Kas yra žvaigždė

Praėjo daug šimtmečių, kol žmonės suprato, kas yra žvaigždės. Žvaigždžių tipai, jų charakteristikos, idėjos apie ten vykstančius cheminius ir fizinius procesus – tai nauja žinių sritis. Senovės astronomai net negalėjo įsivaizduoti, kad toks šviesulys iš tikrųjų yra visai ne mažytė šviesa, o neįsivaizduojamo dydžio karštų dujų rutulys, kuriame vyksta reakcijos.

termobranduolinė sintezė. Yra keistas paradoksas tame, kad blanki žvaigždžių šviesa yra akinantis branduolinės reakcijos švytėjimas, o jauki saulės šiluma – milžiniška milijonų kelvinų šiluma.

Visos žvaigždės, kurias galima pamatyti danguje plika akimi, yra Paukščių Tako galaktikoje. Saulė taip pat yra jos dalis ir yra jos pakraštyje. Neįmanoma įsivaizduoti, kaip atrodytų naktinis dangus, jei Saulė būtų Paukščių Tako centre. Juk žvaigždžių skaičius šioje galaktikoje yra daugiau nei 200 mlrd.

Šiek tiek apie astronomijos istoriją

Senovės astronomai taip pat galėjo pasakyti neįprastų ir įdomių dalykų apie dangaus žvaigždes. Šumerai jau nustatė atskirus žvaigždynus ir zodiako ratą ir pirmieji apskaičiavo pilno kampo padalijimą iš 360 0 . Jie taip pat sukūrė mėnulio kalendorių ir sugebėjo jį sinchronizuoti su saulės kalendoriumi. Egiptiečiai tikėjo, kad Žemė yra viduje, bet žinojo, kad Merkurijus ir Venera sukasi aplink Saulę.

Kinijoje astronomija kaip mokslas buvo tiriamas jau III tūkstantmečio pr. Kr. pabaigoje. e., ir

Pirmosios observatorijos atsirado XII a. pr. Kr e. Jie tyrinėjo Mėnulio ir Saulės užtemimus, sugebėjo suprasti jų priežastį ir net apskaičiuoti prognozes, stebėdami meteoritų lietų ir kometų trajektorijas.

Senovės inkai žinojo skirtumus tarp žvaigždžių ir planetų. Yra netiesioginių įrodymų, kad jie žinojo apie galilėjiečius ir vizualinį Veneros disko kontūrų susiliejimą dėl planetoje esančios atmosferos.

Senovės graikai sugebėjo įrodyti Žemės sferiškumą ir iškėlė prielaidą, kad sistema yra heliocentrinė. Jie bandė apskaičiuoti Saulės skersmenį, nors ir klaidingai. Tačiau graikai pirmieji iš principo pasiūlė, kad Saulė yra didesnė už Žemę, visi, pasikliaudami vizualiniais stebėjimais, manė kitaip. Graikas Hiparchas pirmasis sukūrė šviesuolių katalogą ir nustatė įvairių tipų žvaigždes. Šiame moksliniame darbe žvaigždžių klasifikacija buvo pagrįsta švytėjimo intensyvumu. Hiparchas nustatė 6 ryškumo klases, iš viso kataloge buvo 850 šviestuvų.

Į ką senovės astronomai atkreipė dėmesį?

Pradinė žvaigždžių klasifikacija buvo pagrįsta jų ryškumu. Juk tik teleskopu apsiginklavusiam astronomui šis kriterijus yra vienintelis. Ryškiausios žvaigždės ar turinčios unikalių matomų savybių netgi gavo savo vardus, o kiekviena tauta turi savo. Taigi, Deneb, Rigel ir Algol yra arabiški vardai, Sirius yra lotyniški, o Antares - graikiški. Kiekvienos tautos poliarinė žvaigždė turi savo pavadinimą. Tai turbūt viena svarbiausių žvaigždžių „praktine prasme“. Jo koordinatės naktiniame danguje nesikeičia, nepaisant žemės sukimosi. Jei kitos žvaigždės juda dangumi nuo saulėtekio iki saulėlydžio, tai Šiaurinė žvaigždė nekeičia savo vietos. Todėl jūreiviai ir keliautojai naudojo jį kaip patikimą vadovą. Beje, priešingai populiariam įsitikinimui, tai nėra pati ryškiausia žvaigždė danguje. Poliarinė žvaigždė išoriškai niekuo neišsiskiria – nei dydžiu, nei savo švytėjimo intensyvumu. Jį galite rasti tik tada, kai žinote, kur ieškoti. Jis yra pačiame „Ursa Minor“ „kibiro rankenos“ gale.

Kuo grindžiama žvaigždžių klasifikacija?

Šiuolaikiniai astronomai, atsakydami į klausimą, kokių tipų žvaigždės yra, vargu ar paminės švytėjimo ryškumą ar vietą naktiniame danguje. Galbūt kaip istorinę ekskursiją ar paskaitą, skirtą visiškai nuo astronomijos nutolusiai auditorijai.

Šiuolaikinė žvaigždžių klasifikacija pagrįsta jų spektrine analize. Šiuo atveju dažniausiai nurodoma ir dangaus kūno masė, šviesumas ir spindulys. Visi šie rodikliai pateikiami Saulės atžvilgiu, tai yra, jos charakteristikos yra laikomos matavimo vienetais.

Žvaigždžių klasifikavimas grindžiamas tokiu kriterijumi kaip absoliutus dydis. Tai yra akivaizdus ryškumo laipsnis be atmosferos, paprastai esantis 10 parsekų atstumu nuo stebėjimo taško.

Be to, atsižvelgiama į ryškumo svyravimus ir žvaigždės dydį. Žvaigždžių tipus šiuo metu lemia jų spektrinė klasė ir, tiksliau, poklasis. Astronomai Russellas ir Hertzsprungas nepriklausomai analizavo ryšį tarp šviesumo, absoliučios temperatūros paviršiaus ir šviestuvų spektrinės klasės. Jie nubraižė diagramą su atitinkamomis koordinačių ašimis ir nustatė, kad rezultatas nebuvo chaotiškas. Šviestuvai diagramoje buvo išdėstyti aiškiai atskirtose grupėse. Diagrama leidžia, žinant žvaigždės spektrinę klasę, bent apytiksliu tikslumu nustatyti absoliutųjį jos dydį.

Kaip gimsta žvaigždės

Ši diagrama buvo aiškus įrodymas, patvirtinantis šiuolaikinę šių dangaus kūnų evoliucijos teoriją. Grafike aiškiai matyti, kad gausiausia klasė priklauso vadinamosioms pagrindinės sekos žvaigždėms. Šiam segmentui priklausančių žvaigždžių tipai šiuo metu yra labiausiai paplitusiame Visatoje vystymosi taške. Tai žvaigždės vystymosi etapas, kai spinduliuotei išeikvota energija kompensuojama termobranduolinės reakcijos metu gauta energija. Buvimo trukmę šiame vystymosi etape lemia dangaus kūno masė ir sunkesnių už helią elementų procentas.

Šiuo metu visuotinai priimta žvaigždžių evoliucijos teorija teigia, kad pradžioje

Vystymosi stadijoje žvaigždė yra išsikrovęs milžiniškas dujų debesis. Veikiamas savo gravitacijos, jis susitraukia, palaipsniui virsdamas kamuoliuku. Kuo stipresnis suspaudimas, tuo intensyvesnė gravitacinė energija virsta šilumine energija. Dujos įkaista, o temperatūrai pasiekus 15-20 milijonų K, gimusioje žvaigždėje prasideda termobranduolinė reakcija. Po to gravitacinio suspaudimo procesas sustoja.

Pagrindinis žvaigždės gyvenimo laikotarpis

daug trumpesnis nei ankstesnis. Tolesnis jo likimas buvo mažai ištirtas. Yra įvairių prielaidų, tačiau patikimo patvirtinimo dar negauta. Labiausiai paplitusi teorija teigia, kad kai helio yra per daug, žvaigždės šerdis, neatlaikiusi savo masės, susitraukia. Temperatūra kyla tol, kol helis patenka į termobranduolinę reakciją. Siaubinga temperatūra lemia dar vieną išsiplėtimą, o žvaigždė virsta raudona milžine. Tolesnis žvaigždės likimas, pasak mokslininkų, priklauso nuo jos masės. Tačiau su tuo susijusios teorijos yra tik kompiuterinio modeliavimo rezultatas, nepatvirtintas stebėjimais.

Vėsinančios žvaigždės

Tikėtina, kad mažos masės raudonieji milžinai susitrauks, pavirs nykštukais ir palaipsniui atvės. Vidutinės masės žvaigždės gali virsti šerdimi, neturinčia išorinių dangų, o tokio darinio centre ir toliau egzistuos, palaipsniui atvėsdamos ir virsdamos balta nykštuke. Jei centrinė žvaigždė skleidė reikšmingą infraraudonąją spinduliuotę, planetos ūko besiplečiančiame dujų apvalkale susidaro sąlygos suaktyvėti kosminiam mazeriui.

Masyvios žvaigždės, susispaudžiančios, gali pasiekti tokį slėgio lygį, kad elektronai tiesiogine prasme suspaudžiami į atomo branduolius, virsdami neutronais. Nes tarp

Šios dalelės neturi elektrostatinių atstūmimo jėgų, žvaigždė gali susitraukti iki kelių kilometrų. Be to, jo tankis 100 milijonų kartų viršys vandens tankį. Tokia žvaigždė vadinama neutronine žvaigžde ir iš tikrųjų yra didžiulis atomo branduolys.

Supermasyvios žvaigždės ir toliau egzistuoja, termobranduolinių reakcijų procese paeiliui sintetindamos iš helio - anglies, tada deguonies, iš jo - silicio ir galiausiai geležies. Šiame termobranduolinės reakcijos etape įvyksta supernovos sprogimas. Supernovos savo ruožtu gali virsti neutroninėmis žvaigždėmis arba, jei jų masė pakankamai didelė, toliau griūti iki kritinės ribos ir formuoti juodąsias skyles.

Matmenys

Žvaigždžių klasifikavimas pagal dydį gali būti įgyvendintas dviem būdais. Fizinį žvaigždės dydį galima nustatyti pagal jos spindulį. Matavimo vienetas šiuo atveju yra Saulės spindulys. Yra nykštukų, vidutinio dydžio žvaigždžių, milžinų ir supergigantų. Beje, pati Saulė tėra nykštukė. Neutroninių žvaigždžių spindulys gali siekti vos kelis kilometrus. O supermilžinas visiškai tiks Marso planetos orbitai. Žvaigždės dydis taip pat gali reikšti jos masę. Jis glaudžiai susijęs su žvaigždės skersmeniu. Kuo žvaigždė didesnė, tuo mažesnis jos tankis, ir atvirkščiai, kuo žvaigždė mažesnė, tuo didesnis tankis. Šis kriterijus labai nesiskiria. Yra labai mažai žvaigždžių, kurios yra 10 kartų didesnės arba mažesnės už Saulę. Dauguma šviestuvų patenka į diapazoną nuo 60 iki 0,03 saulės masės. Saulės tankis, imamas pradiniu rodikliu, yra 1,43 g/cm 3 . Baltųjų nykštukų tankis siekia 10 12 g/cm 3, o išretėjusių supergigantų tankis gali būti milijonus kartų mažesnis už Saulės.

Standartinėje žvaigždžių klasifikacijoje masės pasiskirstymo schema yra tokia. Mažiems šviestuvams priskiriami šviestuvai, kurių masė nuo 0,08 iki 0,5 saulės. Vidutinė – nuo 0,5 iki 8 saulės masių, o masyvi – nuo 8 ir daugiau.

Žvaigždžių klasifikacija . Nuo mėlynos iki baltos

Žvaigždžių klasifikavimas pagal spalvą iš tikrųjų grindžiamas ne matomu kūno švytėjimu, o spektrinėmis savybėmis. Objekto emisijos spektrą lemia žvaigždės cheminė sudėtis, nuo jos priklauso ir jos temperatūra.

Labiausiai paplitusi yra Harvardo klasifikacija, sukurta XX amžiaus pradžioje. Pagal tuo metu priimtus standartus žvaigždžių klasifikavimas pagal spalvą apima skirstymą į 7 tipus.

Taigi žvaigždės, kurių temperatūra yra aukščiausia, nuo 30 iki 60 tūkstančių K, yra priskiriamos O klasės šviestuvams. Jie yra mėlynos spalvos, tokių dangaus kūnų masė siekia 60 saulės masių (s.m.), o spindulys yra 15 saulės spindulių (. s.m.). Vandenilio ir helio linijos jų spektre yra gana silpnos. Tokių dangaus objektų šviesumas gali siekti 1 milijoną 400 tūkstančių saulės šviesų (s.s.).

B klasės žvaigždės apima šviesulius, kurių temperatūra nuo 10 iki 30 tūkst. K. Tai baltai mėlynos spalvos dangaus kūnai, jų masė prasideda nuo 18 s. m., o spindulys yra nuo 7 s. m Mažiausias šios klasės objektų šviesumas yra 20 tūkst. s., o vandenilio linijos spektre intensyvėja, pasiekdamos vidutines reikšmes.

A klasės žvaigždžių temperatūra svyruoja nuo 7,5 iki 10 tūkstančių K ir yra baltos spalvos. Minimali tokių dangaus kūnų masė prasideda nuo 3,1 s. m., o spindulys yra nuo 2,1 s. R. Objektų šviesumas svyruoja nuo 80 iki 20 tūkst.s. Su. Šių žvaigždžių spektro vandenilio linijos yra stiprios, atsiranda metalinių linijų.

F klasės objektai iš tikrųjų yra geltonai baltos spalvos, bet atrodo balti. Jų temperatūra svyruoja nuo 6 iki 7,5 tūkst. K, masė svyruoja nuo 1,7 iki 3,1 cm, spindulys – nuo 1,3 iki 2,1 s. R. Tokių žvaigždžių šviesumas svyruoja nuo 6 iki 80 s. Su. Vandenilio linijos spektre susilpnėja, metalų linijos, priešingai, stiprėja.

Taigi visų tipų baltos žvaigždės patenka į klases nuo A iki F. Toliau, pagal klasifikaciją, yra geltonos ir oranžinės spalvos šviesuoliai.

Geltonos, oranžinės ir raudonos žvaigždės

Žvaigždžių tipų spalva svyruoja nuo mėlynos iki raudonos, kai temperatūra krenta ir objekto dydis bei šviesumas mažėja.

G klasės žvaigždės, tarp kurių yra ir Saulė, pasiekia 5–6 tūkst. K temperatūrą ir yra geltonos spalvos. Tokių objektų masė yra nuo 1,1 iki 1,7 s. m., spindulys - nuo 1,1 iki 1,3 s. R. Šviesumas – nuo 1,2 iki 6 s. Su. Helio ir metalų spektrinės linijos intensyvios, vandenilio linijos vis silpnėja.

K klasei priklausančių šviestuvų temperatūra yra nuo 3,5 iki 5 tūkstančių K. Jie atrodo geltonai oranžiniai, tačiau tikroji šių žvaigždžių spalva yra oranžinė. Šių objektų spindulys yra nuo 0,9 iki 1,1 s. r., svoris - nuo 0,8 iki 1,1 s. m Ryškumas svyruoja nuo 0,4 iki 1,2 s. Su. Vandenilio linijos beveik nematomos, metalinės linijos labai tvirtos.

Šalčiausios ir mažiausios žvaigždės yra M klasės. Jų temperatūra yra tik 2,5 - 3,5 tūkst K ir atrodo raudonos, nors iš tikrųjų šie objektai yra oranžinės raudonos spalvos. Žvaigždžių masė svyruoja nuo 0,3 iki 0,8 s. m., spindulys - nuo 0,4 iki 0,9 s. R. Šviesumas yra tik 0,04 - 0,4 s. Su. Tai mirštančios žvaigždės. Tik neseniai atrastos rudosios nykštukės yra vėsesnės už jas. Jiems buvo skirta atskira M-T klasė.

Dangaus kūnų pasaulis

Žmonės nuo seno su meile ir ypatinga pagarba elgėsi su saule. Juk jau senovėje jie suprato, kad be saulės negali gyventi nei žmogus, nei žvėris, nei augalas.
Saulė yra arčiausiai žemės esanti žvaigždė. Kaip ir kitos žvaigždės, tai didžiulis karštas dangaus kūnas, nuolat skleidžiantis šviesą ir šilumą. Saulė yra šviesos ir šilumos šaltinis visai gyvybei Žemėje.

Naudodamiesi informacija, tekste parašykite skaičius.
Saulės skersmuo yra 109 kartus didesnis už Žemės skersmenį. Saulės masė yra 330 tūkstančių kartų didesnė už mūsų planetos masę. Atstumas nuo Žemės iki Saulės yra 150 milijonų kilometrų. Saulės paviršiaus temperatūra siekia 6 tūkstančius laipsnių, o Saulės centre – 15 – 20 milijonų laipsnių.

Plika akimi žmogus naktiniame danguje gali pamatyti apie 6 tūkstančius žvaigždžių. Mokslininkai žino daugybę milijardų žvaigždžių.
Žvaigždės skiriasi dydžiu, spalva ir ryškumu.
Žvaigždės pagal spalvą skirstomos į baltą, mėlyną, geltoną ir raudoną.

Saulė priklauso geltonoms žvaigždėms.

Mėlynos žvaigždės yra karščiausios, baltos, geltonos, o raudonos - šalčiausios.
Ryškiausios žvaigždės skleidžia 100 tūkstančių kartų daugiau šviesos nei Saulė. Tačiau yra ir tokių, kurios šviečia milijoną kartų silpniau už Saulę.

Žvaigždžių skirtumas pagal spalvą

Saulė ir aplink ją judantys dangaus kūnai sudaro Saulės sistemą. Sukurkite saulės sistemos modelį. Norėdami tai padaryti, iš plastilino suformuokite planetų modelius ir padėkite juos tinkama seka ant kartono lakšto. Pažymėkite planetų pavadinimus ir priklijuokite juos ant savo modelio.

Sudėliok kryžiažodį.

atidaryti tuščią kryžiažodį >>

1. Didžiausia Saulės sistemos planeta. Atsakymas: Jupiteris
2. Planeta, kuri turi žiedus, kurie aiškiai matomi teleskopu. Atsakymas: Saturnas
3. Planeta, esanti arčiausiai Saulės. Atsakymas: Merkurijus
4. Labiausiai nutolusi nuo Saulės planeta. Atsakymas: Neptūnas
5. Planeta, kurioje gyvename. Atsakymas: Žemė
6. Planeta yra Žemės kaimynė, esanti arčiau Saulės nei Žemė. Atsakymas: Venera
7. Planeta yra Žemės kaimynė, esanti toliau nuo Saulės nei Žemė.
Atsakymas: Marsas
8. Planeta, esanti tarp Saturno ir Neptūno. Atsakymas: Uranas

Naudodamiesi įvairiais informacijos šaltiniais, paruoškite pranešimą apie žvaigždę, žvaigždyną ar planetą, apie kurią norėtumėte sužinoti daugiau. Užsirašykite pagrindinę pranešimo informaciją.

Marsas– viena iš penkių Saulės sistemos planetų, kurią galima pamatyti iš Žemės plika akimi. Iš Žemės jis atrodo kaip mažas raudonas taškelis, todėl Marsas kartais vadinamas Raudonąja planeta. Planeta pavadinta senovės romėnų karo dievo vardu ir turi du palydovus – Fobą ir Deimą. Tai yra dviejų karo dievo sūnų vardai, jie verčiami kaip „Baimė“ ir „Siaubas“. Marsas yra ketvirtoji planeta nuo Saulės. Daugeliu savybių jis labai panašus į Žemę. Marse keičiasi metų laikai. Abiejuose planetos poliuose, kaip ir Žemėje, yra ledo kepurės. Marsas yra beveik perpus mažesnis už mūsų planetą.

Niekada negalvojame, kad, be mūsų planetos, be mūsų Saulės sistemos, galbūt yra ir kita gyvybė. Galbūt vienoje iš planetų, skriejančių aplink mėlyną, baltą ar raudoną, o gal apie geltoną žvaigždę, yra gyvybė. Galbūt yra dar viena tokia planeta, kurioje gyvena tie patys žmonės, bet mes vis dar nieko apie tai nežinome. Mūsų palydovai ir teleskopai atrado daugybę planetų, kuriose gali būti gyvybės, tačiau šios planetos yra nutolusios dešimtis tūkstančių ir net milijonus šviesmečių.

Mėlyni stribai yra mėlynos spalvos žvaigždės.

Žvaigždės, esančios rutuliniuose žvaigždžių spiečiuose, kurių temperatūra yra aukštesnė nei įprastų žvaigždžių, o spektrui būdingas reikšmingas poslinkis į mėlyną sritį nei panašaus šviesumo spiečių žvaigždžių, vadinamos mėlynosiomis spiegelėmis. Ši funkcija leidžia jiems išsiskirti iš kitų žvaigždžių šioje grupėje Hertzsprung-Russell diagramoje. Tokių žvaigždžių egzistavimas paneigia visas žvaigždžių evoliucijos teorijas, kurių esmė ta, kad per tą patį laikotarpį atsiradusios žvaigždės turėtų būti tiksliai apibrėžtoje Hertzsprung-Russell diagramos srityje. Šiuo atveju vienintelis veiksnys, turintis įtakos tiksliai žvaigždės vietai, yra jos pradinė masė. Dažnas mėlynųjų stribų pasirodymas už aukščiau nurodytos kreivės gali patvirtinti, kad egzistuoja toks dalykas kaip anomali žvaigždžių evoliucija.

Ekspertai, bandantys paaiškinti jų atsiradimo pobūdį, pateikė keletą teorijų. Labiausiai tikėtina, kad šios mėlynos žvaigždės praeityje buvo dvigubos, po to jos buvo pradėtos arba dabar vyksta susijungimo procesas. Dviejų žvaigždžių susijungimo rezultatas – nauja žvaigždė, kurios masė, ryškumas ir temperatūra yra daug didesnė nei to paties amžiaus žvaigždės.

Jei ši teorija kažkaip būtų įrodyta, kad ji teisinga, žvaigždžių evoliucijos teorija būtų be mėlynųjų stribų problemos. Gautoje žvaigždėje būtų didesnis vandenilio kiekis, kuris elgtųsi panašiai kaip jauna žvaigždė. Yra faktų, patvirtinančių šią teoriją. Stebėjimai parodė, kad stribai dažniausiai aptinkami centriniuose rutulinių spiečių regionuose. Dėl to, kad ten vyrauja vienetinio tūrio žvaigždžių skaičius, didėja artimų perėjimų ar susidūrimų tikimybė.

Norint patikrinti šią hipotezę, būtina ištirti mėlynųjų stribų pulsaciją, nes Gali būti tam tikrų skirtumų tarp susiliejusių žvaigždžių asteroseismologinių savybių ir įprastai pulsuojančių kintamųjų. Verta paminėti, kad išmatuoti pulsaciją yra gana sunku. Neigiamai šį procesą veikia ir žvaigždėto dangaus perpildymas, nedideli mėlynųjų stribų pulsacijos svyravimai, taip pat jų kintamųjų retumas.

Vieną susijungimo pavyzdį buvo galima pastebėti 2008 metų rugpjūtį, kai toks incidentas palietė objektą V1309, kurio ryškumas po atradimo padidėjo keliasdešimt tūkstančių kartų, o po kelių mėnesių grįžo į pradinę vertę. Dėl 6 metų stebėjimų mokslininkai padarė išvadą, kad šis objektas yra dvi žvaigždės, kurių vienas aplink kitą skrieja 1,4 dienos. Šie faktai paskatino mokslininkus manyti, kad 2008 metų rugpjūtį įvyko šių dviejų žvaigždžių susiliejimo procesas.

Mėlynos spalvos strigleriai pasižymi dideliu sukimo momentu. Pavyzdžiui, žvaigždės, esančios 47 Tucanae spiečiaus viduryje, sukimosi greitis yra 75 kartus didesnis už Saulės sukimosi greitį. Remiantis hipoteze, jų masė yra 2–3 kartus didesnė nei kitų žvaigždžių, esančių spiečiuje, masė. Be to, atliekant tyrimus buvo nustatyta, kad jei mėlynos žvaigždės yra arti kitų žvaigždžių, pastarosios turės mažesnį deguonies ir anglies procentą nei jų kaimynai. Manoma, kad žvaigždės šias medžiagas traukia iš kitų jų orbitoje judančių žvaigždžių, todėl padidėja jų ryškumas ir temperatūra. „Apiplėštose“ žvaigždėse aptinkamos vietos, kuriose vyko pirminės anglies virsmo kitais elementais procesas.

Mėlynųjų žvaigždžių pavadinimai – pavyzdžiai

Rigel, Gamma Paralis, Alpha Giraffe, Zeta Orionis, Tau Canis Majoris, Zeta Puppis

Baltos žvaigždės yra baltos žvaigždės

Frydrichas Beselis, vadovavęs Karaliaučiaus observatorijai, 1844 m. padarė įdomų atradimą. Mokslininkas pastebėjo menkiausią ryškiausios dangaus žvaigždės Sirijaus nukrypimą nuo jos trajektorijos per dangų. Astronomas pasiūlė, kad Sirijus turėjo palydovą, taip pat apskaičiavo apytikslį žvaigždžių sukimosi aplink jų masės centrą laikotarpį, kuris buvo apie penkiasdešimt metų. Beselis nerado tinkamo palaikymo iš kitų mokslininkų, nes Niekam nepavyko aptikti palydovo, nors jo masė turėjo būti panaši į Sirijaus masę.

Ir tik po 18 metų Alvanas Grahamas Clarkas, išbandęs geriausią tų laikų teleskopą, netoli Sirijaus atrado blankią baltą žvaigždę, kuri pasirodė esanti jos palydovas, pavadintas Sirius B.

Šios baltos žvaigždės paviršius įkaista iki 25 tūkstančių kelvinų, o spindulys mažas. Atsižvelgdami į tai, mokslininkai padarė išvadą, kad palydovas turi didelį tankį (106 g/cm3 lygyje, o paties Sirijaus tankis yra apie 0,25 g/cm3, o Saulės – 1,4 g/cm3). Po 55 metų (1917 m.) buvo aptikta dar viena baltoji nykštukė, pavadinta ją atradusio mokslininko vardu – van Maaneno žvaigždė, kuri yra Žuvų žvaigždyne.

Baltųjų žvaigždžių pavadinimai – pavyzdžiai

Vega Lyros žvaigždyne, Altair Akvilos žvaigždyne (matomas vasarą ir rudenį), Sirijus, Kastoras.

Geltonos žvaigždės - geltonos žvaigždės

Geltonosios nykštukės paprastai vadinamos mažomis pagrindinės sekos žvaigždėmis, kurių masė atitinka Saulės masę (0,8–1,4). Sprendžiant iš pavadinimo, tokios žvaigždės turi geltoną švytėjimą, kuris išsiskiria termobranduolinio susiliejimo iš vandenilio ir helio proceso metu.

Tokių žvaigždžių paviršius įkaista iki 5-6 tūkstančių Kelvinų temperatūros, o jų spektrinės klasės svyruoja tarp G0V ir G9V. Geltonoji nykštukė gyvena apie 10 milijardų metų. Dėl vandenilio degimo žvaigždėje ji dauginasi ir tampa raudonuoju milžinu. Vienas iš raudonojo milžino pavyzdžių yra Aldebaranas. Tokios žvaigždės gali sudaryti planetinius ūkus, išskirdamos savo išorinius dujų sluoksnius. Šiuo atveju šerdis virsta baltąja nykštuke, kurios tankis yra didelis.

Jei atsižvelgsime į Hertzsprung-Russell diagramą, tada ant jos geltonos žvaigždės yra pagrindinės sekos centrinėje dalyje. Kadangi Saulę galima vadinti tipine geltonąja nykštuke, jos modelis yra gana tinkamas bendrajam geltonųjų nykštukų modeliui apsvarstyti. Tačiau danguje yra ir kitų būdingų geltonų žvaigždžių, kurių pavadinimai yra Alhita, Dabichas, Tolimanas, Khara ir kt. Šios žvaigždės nėra labai ryškios. Pavyzdžiui, tas pats Tolimanas, kuris, jei neatsižvelgsime į Proxima Centauri, yra arčiausiai Saulės, turi 0 dydį, tačiau tuo pačiu jo ryškumas yra didžiausias tarp visų geltonųjų nykštukų. Ši žvaigždė yra Kentauro žvaigždyne ir taip pat yra sudėtingos sistemos, kurią sudaro 6 žvaigždės, dalis. Tolimano spektrinė klasė yra G. Tačiau Dabihas, esantis už 350 šviesmečių nuo mūsų, priklauso spektrinei klasei F. Tačiau didelis jo ryškumas yra dėl to, kad netoliese yra žvaigždė, priklausanti spektrinei klasei - A0.

Be Tolimano, G spektrinė klasė turi HD82943, kuris yra pagrindinėje sekoje. Ši žvaigždė dėl savo cheminės sudėties ir temperatūros, panašios į Saulę, taip pat turi dvi dideles planetas. Tačiau šių planetų orbitų forma toli gražu nėra apskrita, todėl jų artėjimas prie HD82943 pasitaiko gana dažnai. Šiuo metu astronomams pavyko įrodyti, kad anksčiau ši žvaigždė turėjo daug daugiau planetų, tačiau laikui bėgant ji visas jas sugėrė.

Geltonų žvaigždžių pavadinimai – pavyzdžiai

Tolimanas, žvaigždė HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Raudonos žvaigždės yra raudonos žvaigždės

Jei bent kartą gyvenime pro teleskopo objektyvą matėte danguje raudonas žvaigždes, kurios degė juodame fone, tai prisiminę šią akimirką galėsite aiškiau įsivaizduoti, apie ką bus rašoma šiame straipsnyje. Jei dar nesate matę tokių žvaigždžių, kitą kartą būtinai pabandykite jas surasti.

Jei ketinate sudaryti ryškiausių raudonų žvaigždžių danguje sąrašą, kurį galima lengvai rasti net ir mėgėjišku teleskopu, pamatysite, kad visos jos yra anglies žvaigždės. Pirmosios raudonos žvaigždės buvo aptiktos 1868 m. Tokių raudonųjų milžinų temperatūra žema, be to, jų išoriniai sluoksniai užpildyti didžiuliais anglies kiekiais. Jei anksčiau panašios žvaigždės sudarė dvi spektrines klases – R ir N, tai dabar mokslininkai jas suskyrė į vieną bendrą klasę – C. Kiekviena spektrinė klasė turi poklasius – nuo 9 iki 0. Be to, klasė C0 reiškia, kad žvaigždės temperatūra yra aukšta, bet mažiau raudonos nei C9 žvaigždės. Taip pat svarbu, kad visos žvaigždės, kuriose dominuoja anglis, iš prigimties yra kintamos: ilgo periodo, pusiau taisyklingos arba netaisyklingos.

Be to, į šį sąrašą buvo įtrauktos dvi žvaigždės, vadinamos raudonais pusiau įprastais kintamaisiais, iš kurių garsiausia yra m Cephei. Williamas Herschelis susidomėjo neįprasta raudona spalva ir pavadino ją „granatu“. Tokioms žvaigždėms būdingi nereguliarūs šviesumo pokyčiai, kurie gali trukti nuo poros dešimčių iki kelių šimtų dienų. Tokios kintamos žvaigždės priklauso M klasei (vėsios žvaigždės, kurių paviršiaus temperatūra nuo 2400 iki 3800 K).

Atsižvelgiant į tai, kad visos reitingo žvaigždės yra kintamieji, reikia šiek tiek paaiškinti žymėjimą. Visuotinai pripažįstama, kad raudonos žvaigždės turi pavadinimą, kurį sudaro du komponentai - lotyniškos abėcėlės raidė ir kintamojo žvaigždyno pavadinimas (pavyzdžiui, T Hare). Pirmajam konsteliacijoje atrastam kintamajam priskiriama raidė R ir taip toliau iki raidės Z. Jeigu tokių kintamųjų yra daug, jiems numatytas dvigubas lotyniškų raidžių derinys – nuo RR iki ZZ. Šis metodas leidžia „pavadinti“ 334 objektus. Be to, žvaigždes galima žymėti naudojant V raidę kartu su serijos numeriu (V228 Cygnus). Pirmas reitingo stulpelis skirtas kintamiesiems žymėti.

Kiti du lentelės stulpeliai nurodo žvaigždžių išsidėstymą 2000 m. laikotarpiu.0. Dėl padidėjusio Uranometria 2000.0 atlaso populiarumo tarp astronomijos entuziastų paskutiniame įvertinimo stulpelyje rodomas kiekvienos reitinge esančios žvaigždės paieškos diagramos numeris. Šiuo atveju pirmasis skaitmuo rodo tomo numerį, o antrasis yra kortelės serijos numeris.

Įvertinimas taip pat rodo didžiausią ir mažiausią žvaigždžių ryškumo reikšmes. Verta prisiminti, kad didesnis raudonos spalvos sodrumas pastebimas žvaigždėse, kurių ryškumas yra minimalus. Žvaigždėms, kurių kintamumo laikotarpis yra žinomas, jis rodomas kaip dienų skaičius, o objektai, kurių periodas nėra teisingas, rodomas kaip Irr.

Anglies žvaigždės radimas nereikalauja didelių įgūdžių, pakanka, kad jūsų teleskopo galimybės ją pamatytų. Net jei jo dydis yra mažas, ryškiai raudona spalva turėtų patraukti jūsų dėmesį. Todėl neturėtumėte nusiminti, jei negalite jų iškart aptikti. Pakanka naudoti atlasą, kad surastumėte netoliese esančią ryškią žvaigždę, o tada pereikite nuo jos prie raudonos.

Skirtingi stebėtojai anglies žvaigždes mato skirtingai. Kai kuriems jos primena rubinus ar tolumoje degančią žarijas. Kiti tokiose žvaigždėse mato tamsiai raudonus arba kraujo raudonumo atspalvius. Visų pirma, reitinge yra šešių ryškiausių raudonų žvaigždžių sąrašas, kurias radę galėsite visiškai mėgautis jų grožiu.

Raudonųjų žvaigždžių pavadinimai – pavyzdžiai

Žvaigždžių spalvų skirtumai

Žvaigždžių su nenusakomais spalvų atspalviais įvairovė yra didžiulė. Dėl to net vienas žvaigždynas gavo pavadinimą „Brangakmenių dėžutė“, kurio pagrindą sudaro mėlynos ir safyro spalvos žvaigždės, o pačiame jo centre yra ryškiai šviečianti oranžinė žvaigždė. Jei turėtume omenyje Saulę, ji turi šviesiai geltoną spalvą.

Tiesioginis veiksnys, turintis įtakos spalvų skirtumui tarp žvaigždžių, yra jų paviršiaus temperatūra. Tai paaiškinama paprastai. Šviesa pagal savo prigimtį yra spinduliuotė bangų pavidalu. Bangos ilgis yra atstumas tarp jos keterų ir yra labai mažas. Norėdami tai įsivaizduoti, turite padalyti 1 cm į 100 tūkstančių identiškų dalių. Kai kurios iš šių dalelių sudarys šviesos bangos ilgį.

Atsižvelgiant į tai, kad šis skaičius pasirodo gana mažas, kiekvienas, net ir pats nereikšmingiausias, jo pokytis bus priežastis, kodėl mūsų stebimas vaizdas pasikeis. Juk mūsų regėjimas skirtingus šviesos bangos ilgius suvokia kaip skirtingas spalvas. Pavyzdžiui, mėlyna turi bangas, kurių ilgis yra 1,5 karto trumpesnis nei raudonos.

Be to, beveik kiekvienas iš mūsų žino, kad temperatūra gali turėti labai tiesioginės įtakos kūnų spalvai. Pavyzdžiui, galite paimti bet kokį metalinį daiktą ir padėti ant ugnies. Šildant jis taps raudonas. Jei ugnies temperatūra smarkiai pakiltų, objekto spalva keistųsi – nuo raudonos iki oranžinės, iš oranžinės į geltoną, iš geltonos į baltą, galiausiai iš baltos į mėlynai baltą.

Kadangi Saulės paviršiaus temperatūra yra apie 5,5 tūkst.0 C, tai yra tipiškas geltonų žvaigždžių pavyzdys. Tačiau karščiausios mėlynos žvaigždės gali įkaisti iki 33 tūkstančių laipsnių.

Spalvą ir temperatūrą mokslininkai susiejo naudodamiesi fiziniais dėsniais. Negi kūno temperatūra yra tiesiogiai proporcinga jo spinduliuotei ir atvirkščiai proporcinga bangos ilgiui. Mėlynos bangos turi trumpesnius bangos ilgius, palyginti su raudonomis. Karštos dujos išskiria fotonus, kurių energija yra tiesiogiai proporcinga temperatūrai ir atvirkščiai proporcinga bangos ilgiui. Štai kodėl karščiausioms žvaigždėms būdingas mėlynos-mėlynos spinduliuotės diapazonas.

Kadangi branduolinis kuras ant žvaigždžių nėra neribotas, jis paprastai sunaudojamas, o tai lemia žvaigždžių atšalimą. Todėl vidutinio amžiaus žvaigždės yra geltonos, o senas – raudonas.

Dėl to, kad Saulė yra labai arti mūsų planetos, jos spalvą galima tiksliai apibūdinti. Tačiau žvaigždėms, esančioms už milijono šviesmečių, užduotis tampa sudėtingesnė. Tam naudojamas prietaisas, vadinamas spektrografu. Pro ją mokslininkai praleidžia žvaigždžių skleidžiamą šviesą, dėl to spektriniu būdu galima analizuoti beveik bet kurią žvaigždę.

Be to, naudodami žvaigždės spalvą, galite nustatyti jos amžių, nes matematinės formulės leidžia spektrine analize nustatyti žvaigždės temperatūrą, iš kurios nesunku apskaičiuoti jos amžių.

Žiūrėkite vaizdo įrašą žvaigždžių paslaptys internete

Kiekiais. Bendru susitarimu šios skalės parenkamos taip, kad baltos žvaigždės, tokios kaip Sirijus, abiejų mastelių dydis būtų vienodas. Skirtumas tarp fotografinio ir fotovizualinio dydžių vadinamas tam tikros žvaigždės spalvų indeksu. Mėlynoms žvaigždėms, tokioms kaip Rigel, šis skaičius bus neigiamas, nes tokios žvaigždės įprastoje lėkštėje labiau pajuoduoja nei ant geltonai jautrios plokštelės.

Raudonųjų žvaigždžių, tokių kaip Betelgeuse, spalvų indeksas siekia +2-3 dydžius. Šis spalvų matavimas taip pat yra žvaigždės paviršiaus temperatūros matavimas, o mėlynos žvaigždės yra daug karštesnės nei raudonos.

Kadangi spalvų indeksus gana nesunkiai galima gauti net ir labai silpnoms žvaigždėms, jie turi didelę reikšmę tiriant žvaigždžių pasiskirstymą erdvėje.

Svarbiausios žvaigždės tyrimo priemonės yra instrumentai. Netgi paviršutiniškiausias žvilgsnis į žvaigždžių spektrus atskleidžia, kad jie ne visi vienodi. Balmerio vandenilio linijos kai kuriuose spektruose yra stiprios, kai kuriuose silpnos, o kituose jų visiškai nėra.

Netrukus paaiškėjo, kad žvaigždžių spektrus galima suskirstyti į nedidelį skaičių klasių, palaipsniui transformuojančių viena į kitą. Šiuo metu naudojamas spektrinė klasifikacija buvo sukurta Harvardo observatorijoje, vadovaujant E. Pickeringui.

Iš pradžių spektrinės klasės buvo žymimos lotyniškomis raidėmis abėcėlės tvarka, tačiau patikslinant klasifikaciją buvo nustatyti šie vienas po kito einančių klasių žymėjimai: O, B, A, F, G, K, M. Be to, kelios neįprastos žvaigždės sujungiamos į R, N ir S klases, o tam tikri asmenys, kurie visai netelpa į šią klasifikaciją, yra žymimi simboliu PEC (saviški – specialūs).

Įdomu pastebėti, kad žvaigždžių išdėstymas pagal klasę yra ir spalvų išdėstymas.

B klasės žvaigždės, tarp kurių yra Rigelis ir daugelis kitų žvaigždžių Orione, yra mėlynos spalvos;
O ir A klasės - baltos spalvos (Sirius, Deneb);
F ir G klasės - geltonos spalvos (Procyon, Capella);
K ir M klasės, - oranžinė ir raudona (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).

Išdėstę spektrus ta pačia tvarka, matome, kaip didžiausias spinduliavimo intensyvumas pasislenka iš violetinės į raudoną spektro galą. Tai rodo temperatūros mažėjimą pereinant iš O klasės į M klasę. Žvaigždės vietą sekoje labiau lemia jos paviršiaus temperatūra, o ne cheminė sudėtis. Visuotinai pripažįstama, kad daugumos žvaigždžių cheminė sudėtis yra vienoda, tačiau skirtingos paviršiaus temperatūros ir slėgiai lemia didelius žvaigždžių spektrų skirtumus.

Mėlynos O klasės žvaigždės yra karščiausi. Jų paviršiaus temperatūra siekia 100 000°C. Jų spektrus galima nesunkiai atpažinti iš kai kurių būdingų ryškių linijų arba fono išplitimo toli į ultravioletinę sritį.

Jie tuoj pat sekami mėlynos B klasės žvaigždės, taip pat labai karšta (paviršiaus temperatūra 25 000°C). Jų spektruose yra helio ir vandenilio linijos. Pirmieji susilpnėja, o antrieji sustiprėja pereinant prie A klasė.

IN F ir G klasės(tipiška G klasės žvaigždė yra mūsų Saulė), kalcio ir kitų metalų, tokių kaip geležis ir magnis, linijos palaipsniui stiprėja.

IN K klasė Kalcio linijos yra labai stiprios, taip pat atsiranda molekulinių juostų.

M klasė apima raudonąsias žvaigždes, kurių paviršiaus temperatūra žemesnė nei 3000°C; jų spektruose matomos titano oksido juostos.

R, N ir S klasės priklauso lygiagrečiai šaltų žvaigždžių šakai, kurių spektruose yra kitų molekulinių komponentų.

Tačiau žinovui yra labai didelis skirtumas tarp „šaltų“ ir „karštų“ B klasės žvaigždžių Tikslioje klasifikavimo sistemoje kiekviena klasė dar skirstoma į keletą poklasių. Karščiausios B klasės žvaigždės VO poklasis, žvaigždės, kurių vidutinė temperatūra tam tikrai klasei - k B5 poklasis, šalčiausios žvaigždės – į B9 poklasis. Žvaigždės seka tiesiai už jų. AO poklasis.

Žvaigždžių spektrų tyrimas yra labai naudingas, nes tai leidžia apytiksliai klasifikuoti žvaigždes pagal jų absoliučiuosius dydžius. Pavyzdžiui, žvaigždė VZ yra milžinas, kurio absoliutus dydis yra maždaug lygus - 2,5. Tačiau gali būti, kad žvaigždė pasirodys dešimt kartų šviesesnė (absoliutus dydis - 5,0) arba dešimt kartų silpnesnis (absoliutus dydis 0,0), nes neįmanoma pateikti tikslesnio įvertinimo remiantis vien spektriniu tipu.

Sudarant žvaigždžių spektrų klasifikaciją, labai svarbu kiekvienoje spektrinėje klasėje pabandyti atskirti milžinus nuo nykštukų arba, jei tokio skirstymo nėra, atskirti nuo įprastos milžiniškų žvaigždžių sekos, kurios turi per daug arba per mažai šviesumo. .

Kiekvienas žmogus žino, kaip danguje atrodo žvaigždės. Mažytės lemputės šviečia šalta sniego balta šviesa. Senovėje žmonės negalėjo sugalvoti šio reiškinio paaiškinimo. Žvaigždės buvo laikomos dievų akimis, mirusių protėvių sielomis, globėjais ir užtarėjais, saugančiomis žmogaus ramybę nakties tamsoje. Tada niekas negalėjo pagalvoti, kad Saulė taip pat yra žvaigždė.

Praėjo daug šimtmečių, kol žmonės suprato, kas yra žvaigždės. Žvaigždžių tipai, jų savybės, idėjos apie ten vykstančius cheminius ir fizinius procesus – tai nauja žinių sritis. Seniausi astrologai net negalėjo įsivaizduoti, kad toks šviesulys iš tikrųjų yra visai ne mažytė šviesa, o neįsivaizduojamo dydžio karštų dujų rutulys, kuriame vyksta termobranduolinės sintezės reakcijos. Yra keistas paradoksas tame, kad blanki žvaigždžių šviesa yra akinantis branduolinės reakcijos švytėjimas, o jauki saulės šiluma yra milžiniška milijonų kelvinų šiluma.

Visos žvaigždės, kurias galima pamatyti danguje plika akimi, yra Paukščių Tako galaktikoje. Saulė taip pat yra šios žvaigždžių sistemos dalis ir yra jos pakraštyje. Neįmanoma įsivaizduoti, kaip atrodytų naktinis dangus, jei Saulė būtų Paukščių Tako centre. Juk žvaigždžių skaičius šioje galaktikoje yra daugiau nei 200 mlrd.

Šiek tiek apie astronomijos istoriją

Seniausi astrologai taip pat galėjo pasakyti neįprastų ir įspūdingų dalykų apie dangaus žvaigždes. Šumerai jau nustatė atskirus žvaigždynus ir zodiako ratą, jie pirmieji apskaičiavo viso kampo padalijimą iš 3600. Jie taip pat sukūrė mėnulio kalendorių ir sugebėjo jį sinchronizuoti su saulės kalendoriumi. Egiptiečiai tikėjo, kad Žemė yra Visatos centre, bet taip pat žinojo, kad Merkurijus ir Venera sukasi aplink Saulę.

Kinijoje astronomija kaip mokslas buvo tiriamas jau III tūkstantmečio pr. Kr. pabaigoje. e., o pirmosios observatorijos atsirado XII a. pr. Kr e. Jie tyrinėjo Mėnulio ir Saulės užtemimus, sugebėjo suprasti jų priežastį ir net apskaičiuoti prognozes, stebėdami meteoritų lietų ir kometų trajektorijas.

Senovės inkai žinojo skirtumus tarp žvaigždžių ir planetų. Yra netiesioginių įrodymų, kad jie žinojo Galilėjos Jupiterio palydovus ir vizualinį Veneros disko kontūrų susiliejimą dėl planetoje esančios atmosferos.

Senovės graikai sugebėjo pagrįsti Žemės sferiškumą ir iškėlė prielaidą, kad sistema yra heliocentrinė. Jie bandė apskaičiuoti Saulės skersmenį, nors ir klaidingai. Tačiau graikai pirmieji iš principo pasiūlė, kad Saulė yra didesnė už Žemę, visi, pasikliaudami vizualiniais stebėjimais, galvojo kitaip. Graikas Hiparchas pirmasis sukūrė šviesuolių katalogą ir nustatė įvairių tipų žvaigždes. Šiame moksliniame darbe žvaigždžių sisteminimas buvo pagrįstas švytėjimo intensyvumu. Hiparchas nustatė 6 ryškumo klases, iš viso kataloge buvo 850 šviestuvų.

Į ką senovės astrologai atkreipė dėmesį?

Pradinis žvaigždžių sisteminimas buvo pagrįstas jų ryškumu. Juk šis konkretus kriterijus yra vienintelis lengvai pasiekiamas tik teleskopu apsiginklavusiam astrologui. Ryškiausios žvaigždės ar turinčios unikalių matomų savybių netgi gavo savo vardus, o kiekviena tauta turi savo. Taigi, Deneb, Rigel ir Algol yra arabiški vardai, Sirius yra lotyniški, o Antares - graikiški. Kiekvienos tautos poliarinė žvaigždė turi savo pavadinimą. Tai turbūt viena svarbiausių žvaigždžių „praktine prasme“. Jo koordinatės naktiniame danguje nesikeičia, nepaisant žemės sukimosi. Jei kitos žvaigždės juda dangumi nuo saulėtekio iki saulėlydžio, tai Šiaurinė žvaigždė nekeičia savo vietos. Todėl jūreiviai ir keliautojai jį specialiai naudojo kaip patikimą vadovą. Beje, priešingai populiariam įsitikinimui, tai nėra pati ryškiausia žvaigždė danguje. Poliarinė žvaigždė niekuo neišsiskiria iš išorės – nei dydžiu, nei savo švytėjimo intensyvumu. Jį galite rasti tik tada, kai žinote, kur ieškoti. Jis yra pačiame „Ursa Minor“ „kibiro rankenos“ gale.

Kuo pagrįsta žvaigždžių sisteminimas?

Šiuolaikiniai astrologai, atsakydami į klausimą, kokių tipų žvaigždės yra, vargu ar paminės švytėjimo ryškumą ar vietą naktiniame danguje. Galbūt kaip istorinę ekskursiją ar paskaitą, skirtą visiškai nuo astronomijos nutolusiai auditorijai.

Šiuolaikinis žvaigždžių sisteminimas grindžiamas jų spektrine analize. Šiuo atveju dažniausiai nurodoma ir dangaus kūno masė, šviesumas ir spindulys. Visi šie rodikliai pateikiami Saulės atžvilgiu, tai yra, jos specifinės charakteristikos laikomos matavimo vienetais.

Žvaigždžių sisteminimas grindžiamas tokiu kriterijumi kaip absoliutus žvaigždžių dydis. Tai yra dangaus kūno be atmosferos, paprastai esančio 10 parsekų atstumu nuo stebėjimo taško, ryškumo laipsnis.

Be to, atsižvelgiama į ryškumo svyravimus ir žvaigždės dydį. Žvaigždžių tipus šiuo metu lemia jų spektrinė klasė ir, tiksliau, poklasis. Astrologai Russellas ir Hertzsprungas nepriklausomai analizavo ryšį tarp šviesumo, absoliutaus dydžio, temperatūros paviršiaus ir šviestuvų spektrinės klasės. Jie nubraižė diagramą su atitinkamomis koordinačių ašimis ir nustatė, kad rezultatas nebuvo chaotiškas. Šviestuvai diagramoje buvo išdėstyti aiškiai atskirtose grupėse. Diagrama leidžia, žinant žvaigždės spektrinę klasę, bent apytiksliu tikslumu nustatyti absoliutųjį jos dydį.

Kaip gimsta žvaigždės

Ši diagrama buvo aiškus šiuolaikinės šių dangaus kūnų evoliucijos teorijos patvirtinimas. Grafike aiškiai matyti, kad gausiausia klasė priklauso vadinamosioms pagrindinės sekos žvaigždėms. Šiam segmentui priklausančių žvaigždžių tipai šiuo metu yra labiausiai paplitusiame Visatoje vystymosi taške. Tai žvaigždės vystymosi stadija, kurioje spinduliuotei išeikvota energija kompensuojama termobranduolinės reakcijos metu gauta energija. Buvimo trukmę šiame vystymosi etape lemia dangaus kūno masė ir sunkesnių už helią elementų procentas.

Šiuo metu visuotinai priimta žvaigždžių evoliucijos teorija teigia, kad pradiniame vystymosi etape žvaigždė yra retas ciklopinis dujų debesis. Veikiamas savo gravitacijos, jis susitraukia, palaipsniui virsdamas kamuoliuku. Kuo stipresnis suspaudimas, tuo geriau gravitacinė energija virsta šilumine energija. Dujos įkaista, o temperatūrai pasiekus 15-20 milijonų K, gimusioje žvaigždėje prasideda termobranduolinė reakcija. Po to gravitacinio suspaudimo procesas sustoja.

Pagrindinis žvaigždės gyvenimo laikotarpis

Iš pradžių jaunos žvaigždės gelmėse vyrauja vandenilio ciklo reakcijos. Tai ilgiausias žvaigždės gyvenimo laikotarpis. Žvaigždžių tipai šiame vystymosi etape pateikiami masiškiausioje pagrindinėje aukščiau aprašytoje diagramos sekoje. Laikui bėgant vandenilis žvaigždės šerdyje baigiasi, virsdamas heliu. Po to termobranduolinis degimas gali vykti tik branduolio periferijoje. Žvaigždė tampa šviesesnė, jos išoriniai sluoksniai gerokai išsiplečia, nukrenta temperatūra. Dangaus kūnas virsta raudonu milžinu. Šis žvaigždės gyvenimo laikotarpis yra daug trumpesnis nei ankstesnis. Jos būsimas likimas mažai tyrinėtas. Yra įvairių prielaidų, tačiau patikimo patvirtinimo dar negauta. Labiausiai paplitusi teorija teigia, kad kai helio yra per daug, žvaigždės šerdis, neatlaikiusi savo masės, susitraukia. Temperatūra kyla tol, kol helis patenka į termobranduolinę reakciją. Siaubinga temperatūra lemia dar vieną išsiplėtimą, o žvaigždė virsta raudona milžine. Būsimas žvaigždės likimas, pasak mokslininkų, priklauso nuo jos masės. Tačiau su tuo susijusios teorijos yra tik kompiuterinio modeliavimo rezultatas, nepatvirtintas stebėjimais.

Vėsinančios žvaigždės

Tikėtina, kad mažos masės raudonieji milžinai susitrauks, pavirs nykštukais ir palaipsniui atvės. Vidutinės masės žvaigždės gali virsti planetiniais ūkais, o tokio darinio centre ir toliau egzistuos šerdis, neturinti išorinių dangų, palaipsniui vėsdama ir virsdama sniego baltumo lilipučiu. Jei centrinė žvaigždė skleidė reikšmingą infraraudonąją spinduliuotę, planetos ūko besiplečiančiame dujų apvalkale susidaro sąlygos suaktyvėti kosminiam mazeriui.

Masyvios žvaigždės, susispaudžiančios, gali pasiekti tokį slėgio lygį, kad elektronai praktiškai suspaudžiami į atomo branduolius, virsdami neutronais. Kadangi tarp šių dalelių nėra elektrostatinės atstūmimo jėgų, žvaigždė gali susitraukti iki kelių kilometrų dydžio. Be to, jo tankis 100 milijonų kartų viršys vandens tankį. Tokia žvaigždė vadinama neutronine žvaigžde ir iš tikrųjų yra didžiulis atomo branduolys.

Supermasyvios žvaigždės ir toliau egzistuoja, termobranduolinių reakcijų procese paeiliui sintetindamos iš helio - anglies, tada deguonies, iš jo - silicio ir galiausiai geležies. Šiame termobranduolinės reakcijos etape įvyksta supernovos sprogimas. Supernovos savo ruožtu gali virsti neutroninėmis žvaigždėmis arba, jei jų masė gana didelė, toliau griūti iki kritinės ribos ir formuoti juodąsias skyles.

Matmenys

Žvaigždžių sisteminimas pagal dydį gali būti įgyvendintas dviem būdais. Fizinį žvaigždės dydį galima nustatyti pagal jos spindulį. Matavimo vienetas šiuo atveju yra Saulės spindulys. Yra nykštukų, vidutinio dydžio žvaigždžių, milžinų ir supergigantų. Beje, pati Saulė yra liliputinė. Neutroninių žvaigždžių spindulys gali siekti vos kelis km. O supermilžinas visiškai tiks Marso planetos orbitai. Žvaigždės dydis taip pat gali reikšti jos masę. Jis glaudžiai susijęs su žvaigždės skersmeniu. Kuo žvaigždė didesnė, tuo mažesnis jos tankis, ir atvirkščiai, kuo žvaigždė mažesnė, tuo didesnis tankis. Šis kriterijus labai nesiskiria. Yra labai mažai žvaigždžių, kurios galėtų būti 10 kartų didesnės arba mažesnės už Saulę. Dauguma šviestuvų patenka į diapazoną nuo 60 iki 0,03 saulės masės. Saulės tankis, imamas kaip pradinis indikatorius, yra 1,43 g/cm3. Sniego baltumo nykštukų tankis siekia 1012 g/cm3, o išretėjusių supergigantų tankis gali būti milijonus kartų mažesnis nei Saulės.

Standartiniame žvaigždžių sistemavime masės pasiskirstymo schema atrodo taip. Mažiems šviestuvams priskiriami šviestuvai, kurių masė nuo 0,08 iki 0,5 saulės. Vidutinė – nuo 0,5 iki 8 saulės masių, o masyvi – nuo 8 ir daugiau.

Žvaigždžių sisteminimas . Nuo mėlynos iki sniego baltumo

Žvaigždžių sisteminimas pagal spalvą iš tikrųjų grindžiamas ne matomu kūno švytėjimu, o spektrinėmis savybėmis. Objekto emisijos spektrą lemia žvaigždės cheminė sudėtis, nuo jos priklauso ir jos temperatūra.

Labiausiai paplitęs yra Harvardo sisteminimas, sukurtas XX amžiaus pradžioje. Pagal tuo metu priimtus standartus žvaigždžių sisteminimas pagal spalvą apima padalijimą į 7 tipus.

A klasės žvaigždžių temperatūra svyruoja nuo 7,5 iki 10 tūkstančių K ir yra sniego baltumo. Minimali tokių dangaus kūnų masė prasideda nuo 3,1 s. m., o spindulys yra nuo 2,1 s. R. Objektų šviesumas svyruoja nuo 80 iki 20 tūkst.s. Su. Šių žvaigždžių spektro vandenilio linijos yra stiprios, atsiranda metalinių linijų.

F klasės objektai iš tikrųjų yra geltonai baltos spalvos, bet atrodo sniego baltumo. Jų temperatūra svyruoja nuo 6 iki 7,5 tūkst. K, masė svyruoja nuo 1,7 iki 3,1 cm, spindulys – nuo 1,3 iki 2,1 s. R. Tokių žvaigždžių šviesumas svyruoja nuo 6 iki 80 s. Su. Vandenilio linijos spektre susilpnėja, metalų linijos, priešingai, stiprėja.

Taigi visų tipų sniego baltumo žvaigždės patenka į klases nuo A iki F. Toliau, pagal sisteminimą, yra gelsvos ir oranžinės spalvos šviesuliai.

Gelsvos, oranžinės ir raudonos žvaigždės

Žvaigždžių tipų spalva svyruoja nuo mėlynos iki raudonos, kai temperatūra krenta ir objekto dydis bei šviesumas mažėja.

G klasės žvaigždės, tarp kurių yra ir Saulė, pasiekia 5–6 tūkst. K temperatūrą ir yra gelsvos spalvos. Tokių objektų masė yra nuo 1,1 iki 1,7 s. m., spindulys - nuo 1,1 iki 1,3 s. R. Šviesumas – nuo 1,2 iki 6 s. Su. Helio ir metalų spektrinės linijos intensyvios, vandenilio linijos vis silpnėja.

Šalčiausios ir mažiausios žvaigždės yra M klasės. Jų temperatūra yra tik 2,5 - 3,5 tūkst K ir atrodo raudonos, nors iš tikrųjų šie objektai yra oranžinės raudonos spalvos. Žvaigždžių masė svyruoja nuo 0,3 iki 0,8 s. m., spindulys - nuo 0,4 iki 0,9 s. R. Šviesumas yra tik 0,04 - 0,4 s. Su. Tai mirštančios žvaigždės. Vieninteliai šaunesni – neseniai atrasti rudieji nykštukai. Jiems buvo skirta atskira M-T klasė.

Iš viso:0
Susisiekus su 0
Google+ 0
Gerai 0
Facebook 0