Mely csillagok sárga csillagok? Miért különböző színűek a csillagok? Leírás, fotó és videó. A csillag színe és hőmérséklete

Bármely csillag – sárga, kék vagy piros – forró gázgömb. A világítótestek modern osztályozása több paraméteren alapul. Ide tartozik a felület hőmérséklete, mérete és fényereje. A tiszta éjszakán látható csillag színe elsősorban az első paramétertől függ. A legforróbb világítótestek kékek vagy akár kékek, a leghidegebbek vörösek. A sárga csillagok, amelyekre az alábbiakban példákat sorolunk fel, átlagos helyet foglalnak el a hőmérsékleti skálán. Ezek közé a világítótestek közé tartozik a Nap.

Különbségek

A különböző hőmérsékletre melegített testek különböző hullámhosszú fényt bocsátanak ki. Az emberi szem által meghatározott szín ettől a paramétertől függ. Minél rövidebb a hullámhossz, annál forróbb a test, és annál közelebb áll a színe a fehérhez és a kékhez. Ez a sztárokra is igaz.

A vörös világítótestek a leghidegebbek. Felületi hőmérsékletük mindössze 3 ezer fokot ér el. A csillag sárga, mint a mi Napunk, már forróbb. Fotoszférája 6000 fokra melegszik fel. A fehér lámpák még melegebbek - 10-20 ezer fok. És végül a kék csillagok a legforróbbak. Felületi hőmérsékletük eléri a 30-100 ezer fokot.

Általános jellemzők

A sárga törpe jellemzői

A kisméretű világítótesteket lenyűgöző várható élettartam jellemzi. ez a paraméter 10 milliárd év. A Nap körülbelül életciklusának felénél jár, ami azt jelenti, hogy körülbelül 5 milliárd éve van hátra, mire elhagyja a fősorozatot és vörös óriássá válik.

A sárga, törpének minősített csillag méretei hasonlóak a Napéhoz. Az ilyen világítótestek energiaforrása a hélium hidrogénből történő szintézise. Az evolúció következő szakaszába lépnek, miután a magban lévő hidrogén elfogy, és megindul a hélium égése.

A Napon kívül a sárga törpék közé tartozik az A, az Alpha Northern Corona, a Mu Bootes, a Tau Ceti és más világítótestek.

Sárga alóriások

A Naphoz hasonló csillagok megváltozni kezdenek, miután elfogy a hidrogén üzemanyag. Amikor a magban lévő hélium meggyullad, a csillag kitágul és átalakul, Ez a szakasz azonban nem következik be azonnal. A külső rétegek kezdenek először égni. A sztár már elhagyta a Main Sequence-t, de még nem bővült – az óriás stádiumban van. Egy ilyen csillag tömege általában 1 és 5 között változik

Még nagyobb csillagok is átjuthatnak a sárga szubóriás szakaszon. Számukra azonban ez a szakasz kevésbé hangsúlyos. Napjaink leghíresebb alóriása a Procyon (Alpha Canis Minor).

Igazi ritkaság

A sárga csillagok, amelyek nevét fent adtuk, az Univerzumban meglehetősen gyakori típusokhoz tartoznak. A hiperóriásokkal más a helyzet. Ezek igazi óriások, a legnehezebbnek, legfényesebbnek és legnagyobbnak tartják, ugyanakkor a legrövidebb élettartammal rendelkeznek. A legtöbb ismert hiperóriás élénkkék változó, de van köztük fehér, sárga, sőt vörös csillag is.

Ilyen ritka kozmikus testek közé tartozik például a Rho Cassiopeia. Ez egy sárga hiperóriás, fényereje 550 ezerszer nagyobb, mint a Napé. 12 000 távolságra van bolygónktól Tiszta éjszakán szabad szemmel is látható (látható fényerő - 4,52 m).

Szuperóriások

A hiperóriások a szuperóriások speciális esetei. Ez utóbbiak közé tartoznak a sárga csillagok is. A csillagászok szerint ezek a világítótestek kékből vörös szuperóriásokká való fejlődésének átmeneti szakaszát jelentik. Ennek ellenére a sárga szuperóriás stádiumban egy csillag elég sokáig létezhet. Általános szabály, hogy az evolúció ezen szakaszában a csillagok nem halnak meg. A világűr teljes tanulmányozása során mindössze két, sárga szuperóriások által generált szupernóvát jegyeztek fel.

Ilyen világítótestek közé tartozik a Canopus (Alpha Carinae), a Rastaban (Beta Draconis), a Beta Aquarii és néhány más objektum.

Amint látja, minden csillag, amely sárga, mint a Nap, sajátos jellemzőkkel rendelkezik. Mindazonáltal mindegyikben van valami közös - a szín, amely a fotoszféra bizonyos hőmérsékletekre való melegítésének eredménye. Az említetteken kívül a hasonló világítótestek közé tartozik az Epsilon Scuti és a Beta Corri (fényes óriások), a Delta Southern Triangulum és a Beta Giraffe (szuperóriások), a Capella és a Vindemiatrix (óriások) és még sok más kozmikus test. Meg kell jegyezni, hogy az objektum osztályozásában feltüntetett szín nem mindig esik egybe a látható színnel. Ez azért történik, mert a fény valódi árnyalatát a gáz és a por torzítja, valamint a légkörön való áthaladás után. A szín meghatározásához az asztrofizikusok spektrográf készüléket használnak: sokkal pontosabb információt szolgáltat, mint az emberi szem. Neki köszönhető, hogy a tudósok meg tudják különböztetni a tőlünk óriási távolságra lévő kék, sárga és vörös csillagokat.

Tiszta éjszakán, ha alaposan megnézed, számtalan színes csillagot láthatsz az égen. Gondolkoztál már azon, hogy mi határozza meg villogásuk árnyalatát, és milyen színű égitestek vannak?

A csillag színét a felszíni hőmérséklete határozza meg. Fények szétszóródása, mintha drágaköveket, végtelenül változatos árnyalatai vannak, akár egy művész varázslatos palettája. Minél melegebb a tárgy, annál nagyobb a felületéről érkező sugárzás energiája, ami azt jelenti, hogy a kibocsátott hullámok hossza annál rövidebb.

Már a hullámhossz enyhe eltérése is megváltoztatja az emberi szem által észlelt színt. A leghosszabb hullámhosszak vörös árnyalatúak, a hőmérséklet emelkedésével narancssárgára, sárgára változik, fehérre, majd fehér-kékre változik.

A világítótestek gázhéja ideális sugárzóként szolgál. A csillag színe alapján kiszámíthatja annak korát és felszíni hőmérsékletét. Természetesen az árnyalatot nem „szemmel”, hanem egy speciális műszerrel - egy spektrográfral - határozzák meg.

A csillagok spektrumának tanulmányozása korunk asztrofizikájának alapja. Az, hogy milyen színűek az égitestek, legtöbbször az egyetlen információ, amely rendelkezésünkre áll róluk.

Kék csillagok

Csillagok kék szín- a legtöbb nagy és meleg. Külső rétegeik hőmérséklete átlagosan 10 000 Kelvin, az egyes csillagóriásoknál pedig elérheti a 40 000-et.

Ebben a tartományban bocsátanak ki új csillagok, amelyek csak most kezdik „életútjukat”. Például, Rigel, az Orion csillagkép két fő világítótestének egyike, kékesfehér.

Sárga csillagok

Bolygórendszerünk középpontja az Nap- felületi hőmérséklete meghaladja a 6000 Kelvint. Az űrből ez és a hasonló világítótestek vakítóan fehérnek tűnnek, bár a Földről inkább sárgának tűnnek. Az arany csillagok középkorúak.

A többi általunk ismert világítótest közül a fehér csillag az Sirius, bár színét elég nehéz szemmel meghatározni. Ez azért van így, mert a horizont felett alacsony pozíciót foglal el, és felénk tartva a többszörös fénytörés miatt erősen torzul a sugárzása. A középső szélességi fokokon a gyakran villogó Sirius fél másodperc alatt képes bemutatni a teljes színspektrumot!

Vörös csillagok

Az alacsony hőmérsékletű csillagok sötétvöröses árnyalatúak. például a vörös törpék, amelyek tömege kisebb, mint a Nap tömegének 7,5%-a. Hőmérsékletük 3500 Kelvin alatt van, és bár ragyogásuk sokféle szín és árnyalat gazdag csillogása, vörösnek látjuk.

A hidrogénüzemanyagból kifogyott óriáscsillagok is vörösnek vagy akár barnának tűnnek. Általánosságban elmondható, hogy az öreg és lehűlő csillagok emissziója a spektrumnak ebben a tartományában található.

Az Orion csillagkép második fő csillaga kifejezetten vörös árnyalatú, Betelgeuse, és kicsit jobbra és felette található az égtérképen Aldebaran, narancssárga színű.

A létező legrégebbi vörös csillag - HE 1523-0901 a Mérleg csillagképből - egy óriási, második generációs lámpatest, amely galaxisunk szélén található, 7500 fényévnyi távolságra a Naptól. Lehetséges kora körülbelül 13,2 milliárd év, ami nem sokkal kevesebb, mint az Univerzum becsült kora.

Ha alaposan megnézzük az éjszakai égboltot, könnyen észrevehetjük, hogy a ránk néző csillagok színe különbözik. Kékek, fehérek, pirosak, egyenletesen csillognak, vagy karácsonyfafüzérként villognak. A teleszkóp segítségével a színkülönbségek nyilvánvalóbbá válnak. Ennek a sokféleségnek az oka a fotoszféra hőmérsékletében rejlik. És a logikus feltételezéssel ellentétben a legforróbb csillagok nem vörösek, hanem kék, kék-fehér és fehér csillagok. De először a dolgok.

Spektrális osztályozás

A csillagok hatalmas, forró gázgömbök. Az, hogy a Földről hogyan látjuk őket, sok paramétertől függ. Például a csillagok valójában nem pislognak. Ezt nagyon könnyű ellenőrizni: csak emlékezzünk a Napra. A villogó hatás azért jelentkezik, mert a kozmikus testekből hozzánk érkező fény legyőzi a porral és gázzal teli csillagközi közeget. A másik dolog a szín. Ez annak a következménye, hogy a héjakat (különösen a fotoszférát) bizonyos hőmérsékletre melegítik. A tényleges szín eltérhet a látszólagos színtől, de a különbség általában kicsi.

Ma a csillagok Harvard spektrális osztályozását használják szerte a világon. Hőmérsékleten alapul, és a spektrumvonalak típusán és relatív intenzitásán alapul. Minden osztály egy bizonyos színű csillagoknak felel meg. Az osztályozást a Harvard Obszervatóriumban dolgozták ki 1890-1924 között.

Egy borotvált angol datolyát rágott, mint a sárgarépát

Hét fő spektrális osztály van: O-B-A-F-G-K-M. Ez a sorozat a hőmérséklet fokozatos csökkenését tükrözi (O-ról M-re). Hogy emlékezzünk rá, léteznek speciális mnemonikus képletek. Oroszul az egyik így hangzik: „Egy borotvált angol úgy rágott datolyát, mint a sárgarépát”. Ezekhez az osztályokhoz további két osztály kerül hozzáadásra. A C és S betűk olyan hideg világítótesteket jelölnek, amelyek spektrumában fémoxid-sávok vannak. Nézzük meg közelebbről a sztárosztályokat:

• Az O osztályt a legmagasabb felületi hőmérséklet jellemzi (30-60 ezer Kelvin). Az ilyen típusú csillagok tömege 60-szor, sugara pedig 15-ször haladja meg a Napot. Látható színük kék. Fényességüket tekintve több mint egymilliószor nagyobbak csillagunknál. Az ebbe az osztályba tartozó HD93129A kék csillagot az egyik legnagyobb fényerő jellemzi az ismert kozmikus testek közül. E mutató szerint 5 milliószor előzi meg a Napot. A kék csillag 7,5 ezer fényévnyire található tőlünk.
• A B osztály hőmérséklete 10-30 ezer Kelvin, tömege 18-szor nagyobb, mint a Napé. Ezek kék-fehér és fehér csillagok. Sugárjuk hétszer nagyobb, mint a Napé.
• Az A osztályt 7,5-10 ezer Kelvin hőmérséklet jellemzi, amelynek sugara és tömege 2,1-szer, illetve 3,1-szer nagyobb, mint a Napé. Ezek fehér csillagok.
• F osztály: hőmérséklet 6000-7500 K. Tömege 1,7-szer nagyobb, mint a Napé, sugara 1,3. A Földről az ilyen csillagok is fehérnek tűnnek, valódi színük sárgásfehér.
• G osztály: hőmérséklet 5-6 ezer Kelvin. A Nap ebbe az osztályba tartozik. Az ilyen csillagok látható és valódi színe sárga.
• K osztály: hőmérséklet 3500-5000 K. A sugár és a tömeg kisebb, mint a napenergia, 0,9 és 0,8 a lámpatest megfelelő paramétereitől. A Földről látható csillagok színe sárgás-narancssárga.
• M osztály: hőmérséklet 2-3,5 ezer Kelvin. A tömeg és a sugár 0,3 és 0,4 a Nap hasonló paramétereitől. Bolygónk felszínéről vörös-narancssárgának tűnnek. A Beta Andromedae és az Alpha rókagombák az M osztályba tartoznak. Sokak számára ismerős élénkvörös csillag a Betelgeuse (alpha Orionis). Télen a legjobb az égen keresni. A vörös csillag az Orion övétől kissé balra található.

Minden osztály 0-tól 9-ig terjedő alosztályokra van felosztva, vagyis a legmelegebbtől a leghidegebbig. A csillagszámok egy adott spektrális típushoz való tartozást és a fotoszféra felmelegedési fokát jelzik a csoport többi csillagához képest. Például a Nap a G2 osztályba tartozik.

Vizuális fehérek

Így a B–F csillagosztályok fehérnek tűnhetnek a Földről. És valójában csak az A-típusba tartozó tárgyak rendelkeznek ezzel a színnel. Így a Saif (Orion csillagkép) és az Algol (béta Persei) csillag fehérnek tűnik egy távcsővel nem felfegyverzett megfigyelő számára. A B spektrális osztályba tartoznak. Valódi színük kék-fehér. Ugyancsak fehérnek tűnnek a Mithrac és a Procyon, a Perseus és a Canis Minor égi minták legfényesebb csillagai. Valódi színük azonban közelebb áll a sárgához (F fokozat).

Miért fehérek a csillagok egy földi megfigyelő számára? A szín torzul a bolygónkat az ilyen objektumoktól elválasztó hatalmas távolság, valamint az űrben gyakran előforduló, terjedelmes por- és gázfelhők miatt.

A osztály

A fehér csillagokra nem jellemző olyan magas hőmérséklet, mint az O és B osztály képviselőire. Fotoszférájuk 7,5-10 ezer Kelvinre melegszik fel. Az A spektrális osztályba tartozó csillagok sokkal nagyobbak, mint a Nap. Fényességük is nagyobb - körülbelül 80-szor.

Az A csillagok spektruma a Balmer sorozat erős hidrogénvonalait mutatja. A többi elem vonalai észrevehetően gyengébbek, de az A0 alosztályból az A9-be haladva egyre jelentősebbé válnak. Az A spektrális osztályba tartozó óriásokat és szuperóriásokat valamivel kevésbé kifejezett hidrogénvonalak jellemzik, mint a fősorozatú csillagokat. Ezeknél a világítótesteknél a nehézfémek vonalai észrevehetőbbé válnak.

Számos különleges csillag tartozik az A spektrális osztályba. Ez a kifejezés olyan világítótestekre vonatkozik, amelyek spektrumában és fizikai paramétereiben észrevehető jellemzők vannak, ami megnehezíti osztályozásukat. Például az olyan ritka csillagokat, mint a Lambda Boötes, a nehézfémek hiánya és a nagyon lassú forgás jellemzi. A különös világítótestek közé tartoznak a fehér törpék is.

Az A osztályba tartoznak az olyan fényes éjszakai égbolt objektumok, mint a Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor és mások. Ismerjük meg őket jobban.

Alpha Canis Majoris

A Szíriusz a legfényesebb, bár nem a legközelebbi csillag az égen. A távolság 8,6 fényév. Egy földi megfigyelő számára azért tűnik olyan fényesnek, mert lenyűgöző méretű, és mégsem van olyan messze, mint sok más nagy és fényes objektum. A Naphoz legközelebbi csillag az Alpha Centauri. Sirius ezen a listán az ötödik helyen áll.

A Canis Major csillagképhez tartozik, és két összetevőből álló rendszer. A Sirius A-t és a Sirius B-t 20 csillagászati ​​egységnyi távolság választja el egymástól, és forgási ideje alig 50 év. A rendszer első komponense, egy fősorozatú csillag, az A1 spektrális osztályba tartozik. Tömege kétszerese a Napénak, sugara 1,7-szerese. Ez az, amit szabad szemmel lehet megfigyelni a Földről.

A rendszer második összetevője egy fehér törpe. A Sirius B csillag tömege közel azonos a mi csillagunkkal, ami nem jellemző az ilyen objektumokra. A fehér törpékre jellemzően 0,6-0,7 szoláris tömeg jellemző. Ugyanakkor a Sirius B méretei közel állnak a földiekhez. Úgy gondolják, hogy a fehér törpe szakasz ennél a csillagnál körülbelül 120 millió évvel ezelőtt kezdődött. Amikor a Sirius B a fő szekvencián helyezkedett el, valószínűleg 5 naptömegű csillag volt, és a B spektrális osztályba tartozott.

A tudósok szerint a Sirius A körülbelül 660 millió év múlva lép át az evolúció következő szakaszába. Ezután vörös óriássá válik, és egy kicsit később fehér törpévé, mint társa.

Alfa Sas

A Szíriuszhoz hasonlóan sok fehér csillag, amelyek nevét az alábbiakban közöljük, nem csak a csillagászat iránt érdeklődők számára ismert fényességük és a tudományos-fantasztikus irodalom oldalain való gyakori említésük miatt. Altair egyike ezeknek a világítótesteknek. Az Alpha Eagle megtalálható például Ursula Le Guinban és Stephen Kingben. Ez a csillag fényessége és viszonylag közeli elhelyezkedése miatt jól látható az éjszakai égbolton. A Nap és az Altair közötti távolság 16,8 fényév. Az A spektrális osztályba tartozó csillagok közül csak a Szíriusz van közelebb hozzánk.

Az Altair 1,8-szor nagyobb tömegű, mint a Nap. Jellemzője a nagyon gyors forgás. A csillag kevesebb mint kilenc óra alatt tesz meg egy fordulatot a tengelye körül. A forgási sebesség az Egyenlítő közelében 286 km/s. Ennek eredményeként a „fürge” Altair lelapul az oszlopokról. Ráadásul az elliptikus alak miatt a csillag hőmérséklete és fényessége a pólusoktól az egyenlítőig csökken. Ezt a hatást "gravitációs sötétedésnek" nevezik.

Az Altair másik jellemzője, hogy fénye idővel változik. A Scuti delta típusú változókhoz tartozik.

Alpha Lyrae

A Vega a legtöbbet tanulmányozott csillag a Nap után. Az Alpha Lyrae az első csillag, amelynek spektrumát meghatározták. A fényképen megörökített Nap után ő lett a második világítótest. A Vega volt az egyik első csillag, amelyhez a tudósok parlax módszerrel mérték a távolságot. Hosszú ideig a csillag fényességét 0-nak vették, amikor más objektumok magnitúdóját határozták meg.

Az Alpha Lyrae-t jól ismerik az amatőr csillagászok és a hétköznapi megfigyelők. A csillagok között az ötödik legfényesebb, és Altairrel és Deneb-el együtt szerepel a nyári háromszög csillagvilágában.

A Nap és Vega távolsága 25,3 fényév. Egyenlítői sugara és tömege 2,78-szor, illetve 2,3-szor nagyobb, mint csillagunk hasonló paraméterei. A csillag alakja távolról sem tökéletes gömb. Az átmérő az egyenlítőnél észrevehetően nagyobb, mint a sarkoknál. Ennek oka a hatalmas forgási sebesség. Az Egyenlítőn eléri a 274 km/s-t (a Nap esetében ez a paraméter valamivel több, mint két kilométer másodpercenként).

A Vega egyik jellemzője a körülötte lévő porkorong. Úgy gondolják, hogy üstökösök és meteoritok nagyszámú ütközésének eredményeként jött létre. A porkorong a csillag körül forog, és a sugárzása felmelegíti. Ennek eredményeként megnő a Vega infravörös sugárzásának intenzitása. Nem sokkal ezelőtt aszimmetriákat fedeztek fel a lemezen. Valószínű magyarázat az, hogy a csillagnak legalább egy bolygója van.

Alfa Ikrek

Az Ikrek csillagkép második legfényesebb objektuma a Castor. A korábbi világítótestekhez hasonlóan ő is az A spektrális osztályba tartozik. Castor az egyik legjobb fényes csillagokéjszakai égbolt. A megfelelő listán a 23. helyen található.

A Castor egy több rendszer, amely hat összetevőből áll. A két fő elem (Görgő A és Görgő B) egy közös tömegközéppont körül forog 350 éves időtartammal. A két csillag mindegyike spektrális bináris. A Castor A és Castor B komponensek kevésbé fényesek, és feltehetően az M spektrális osztályba tartoznak.

A Castor S nem kapcsolódott azonnal a rendszerhez. Kezdetben független csillagként, YY Geminiként jelölték ki. Az égbolt ezen területének tanulmányozása során ismertté vált, hogy ez a világítótest fizikailag kapcsolódik a Castor rendszerhez. A csillag több tízezer éves periódussal az összes komponensre jellemző tömegközéppont körül forog, és egyben spektrális bináris is.

Beta Aurigae

Az Auriga égi mintázata körülbelül 150 „pontot” tartalmaz, amelyek közül sok fehér csillag. A világítótestek nevei keveset árulnak el a csillagászattól távol álló embereknek, de ez nem von le a tudomány szempontjából jelentőségükből. Az égi minta legfényesebb objektuma, amely az A spektrális osztályba tartozik, a Mencalinan vagy a beta Aurigae. A csillag neve arabról lefordítva azt jelenti: „a gyeplő tulajdonosának válla”.

A Mencalinan egy hármas rendszer. Két komponense A spektrális osztályú alóriás. Mindegyikük fényereje 48-szor haladja meg a Napét. 0,08 csillagászati ​​egységnyi távolság választja el őket egymástól. A harmadik komponens egy vörös törpe, 330 AU távolságra a pártól. e.

Epsilon Ursa Major

Az északi égbolt talán leghíresebb csillagképének (Ursa Major) legfényesebb „pontja” a szintén A osztályba sorolt ​​Alioth. Látszólagos magnitúdó - 1,76. A csillag a 33. helyen áll a legfényesebb világítótestek listáján. Az Alioth benne van a Göncölcsillagban, és közelebb van a tálhoz, mint a többi világítótest.

Az Aliot spektrumát szokatlan vonalak jellemzik, amelyek 5,1 napos periódussal ingadoznak. Feltételezzük, hogy a jellemzők a csillag mágneses mezejének hatásához kapcsolódnak. Spektrális ingadozások a legfrissebb adatok szerint a Jupiter tömegének csaknem 15-szörösét meghaladó tömegű kozmikus test közelsége miatt keletkezhetnek. Hogy ez így van-e, az még rejtély. A csillagászok nap mint nap megpróbálják megérteni, akárcsak a csillagok többi rejtélyét.

Fehér törpék

A fehér csillagokról szóló történet hiányos lesz anélkül, hogy megemlítené a világítótestek fejlődésének azt a szakaszát, amelyet „fehér törpének” neveznek. Az ilyen objektumok arról kapták a nevüket, hogy az elsőként felfedezett objektumok az A spektrális osztályba tartoztak. Ezek voltak a Sirius B és 40 Eridani B. Ma a fehér törpéket a csillagok élete utolsó szakaszának egyik lehetőségének nevezik.

Nézzük meg részletesebben a világítótestek életciklusát.

Csillagfejlődés

A csillagok nem egyik napról a másikra születnek: mindegyik több szakaszon megy keresztül. Először is, a gáz- és porfelhő összenyomódik saját gravitációs erői hatására. Lassan golyó alakot ölt, miközben a gravitációs energia hővé alakul - a tárgy hőmérséklete nő. Abban a pillanatban, amikor eléri a 20 millió Kelvin értéket, megindul a magfúziós reakció. Ezt a szakaszt tekintik egy teljes értékű csillag életének kezdetének.

A világítótestek idejük nagy részét a fő sorozattal töltik. A mélységükben folyamatosan hidrogénciklus-reakciók zajlanak. A csillagok hőmérséklete változhat. Amikor a magban lévő összes hidrogén elfogy, az evolúció új szakasza kezdődik. Most a hélium lesz az üzemanyag. Ezzel egy időben a csillag tágulni kezd. Fényereje növekszik, a felületi hőmérséklet pedig éppen ellenkezőleg, csökken. A csillag elhagyja a fő sorozatot, és vörös óriássá válik.

A hélium mag tömege fokozatosan növekszik, és saját súlya alatt összenyomódik. A vörös óriás színpad sokkal gyorsabban ér véget, mint az előző. A további fejlődés útja az objektum kezdeti tömegétől függ. A kis tömegű csillagok a vörös óriás szakaszban elkezdenek felfújni. Ennek a folyamatnak az eredményeként az objektum leveti a héját. Egy planetáris köd és egy kitett csillagmag képződik. Egy ilyen magban minden fúziós reakció befejeződött. Hélium fehér törpének hívják. A nagyobb tömegű vörös óriások (bizonyos mértékig) szénalapú fehér törpékké fejlődnek. Magjuk a héliumnál nehezebb elemeket tartalmaz.

Jellemzők

A fehér törpék olyan testek, amelyek tömegük általában nagyon közel van a Naphoz. Sőt, méretük megegyezik a föld méretével. E kozmikus testek kolosszális sűrűsége és a mélységükben lezajló folyamatok a klasszikus fizika szempontjából megmagyarázhatatlanok. A kvantummechanika segített felfedni a csillagok titkait.

A fehér törpék anyaga az elektron-nukleáris plazma. Még laboratóriumban is szinte lehetetlen megépíteni. Ezért az ilyen objektumok számos jellemzője tisztázatlan.

Még ha egész éjszaka tanulmányozod is a csillagokat, nem fogsz tudni legalább egy fehér törpét észlelni speciális felszerelés nélkül. Fényességük lényegesen kisebb, mint a napé. A tudósok szerint a fehér törpék a Galaxis összes objektumának körülbelül 3-10%-át teszik ki. A mai napig azonban csak olyanokat találtak közülük, amelyek a Földtől legfeljebb 200-300 parszeknyi távolságra találhatók.

A fehér törpék tovább fejlődnek. Közvetlenül a megalakulás után megvannak magas hőmérsékletű felületekre, de gyorsan lehűtjük. Az elmélet szerint több tízmilliárd évvel a kialakulás után a fehér törpe fekete törpévé változik - olyan testté, amely nem bocsát ki látható fényt.

Egy megfigyelő számára a fehér, piros vagy kék csillag elsősorban színében különbözik. A csillagász mélyebbre néz. A szín azonnal sokat elárul a tárgy hőmérsékletéről, méretéről és tömegéről. A kék vagy világoskék csillag egy óriási forró golyó, minden tekintetben messze megelőzi a Napot. A fehér lámpatestek, amelyekre a cikkben példákat írunk le, valamivel kisebbek. A különböző katalógusokban szereplő csillagszámok is sokat elárulnak a szakembereknek, de nem mindent. A távoli űrobjektumok életével kapcsolatos nagy mennyiségű információ vagy még nincs megmagyarázva, vagy felderítetlen marad.

Az általunk megfigyelt csillagok színükben és fényességében egyaránt különböznek. Egy csillag fényessége a tömegétől és a távolságától is függ. A ragyogás színe pedig a felületének hőmérsékletétől függ. A legmenőbb csillagok vörösek. A legdögösebbek pedig kékes árnyalatúak. A fehér és kék csillagok a legforróbbak, hőmérsékletük magasabb, mint a Nap hőmérséklete. Csillagunk, a Nap, a sárga csillagok osztályába tartozik.

Hány csillag van az égen?
Szinte lehetetlen még megközelítőleg is kiszámítani a csillagok számát a Világegyetem általunk ismert részében. A tudósok csak azt mondhatják, hogy a Tejútrendszernek nevezett galaxisunkban körülbelül 150 milliárd csillag lehet. De vannak más galaxisok is! De az emberek sokkal pontosabban ismerik a Föld felszínéről szabad szemmel látható csillagok számát. Körülbelül 4,5 ezer ilyen csillag van.

Hogyan születnek a csillagok?
Ha kigyulladnak a csillagok, az azt jelenti, hogy valakinek szüksége van rá? A végtelen térben mindig vannak az Univerzum legegyszerűbb anyagának - a hidrogénnek - molekulái. Hol kevesebb a hidrogén, hol több. Kölcsönös vonzóerők hatására a hidrogénmolekulák vonzódnak egymáshoz. Ezek a vonzási folyamatok nagyon hosszú ideig tarthatnak – több millió, sőt akár több milliárd évig is. De előbb-utóbb a hidrogénmolekulák olyan közel vonzódnak egymáshoz, hogy gázfelhő képződik. További vonzerővel egy ilyen felhő közepén a hőmérséklet emelkedni kezd. Újabb évmilliók telik el, és a gázfelhő hőmérséklete annyira megemelkedhet, hogy beindul a termonukleáris fúziós reakció - a hidrogén héliummá kezd átalakulni, és egy új csillag jelenik meg az égen. Minden csillag forró gázgömb.

A csillagok élettartama jelentősen eltér. A tudósok azt találták, hogy minél nagyobb egy újszülött csillag tömege, annál rövidebb az élettartama. A csillagok élettartama több száz millió évtől több milliárd évig terjedhet.

Fényév
A fényév az a távolság, amelyet egy év alatt megtesz egy másodpercenként 300 ezer kilométeres sebességgel haladó fénysugár. És 31 536 000 másodperc van egy évben! Tehát a hozzánk legközelebbi csillagtól, a Proxima Centauritól egy fénysugár több mint négy évig (4,22 fényév) halad! Ez a csillag 270 ezerszer távolabb van tőlünk, mint a Nap. A többi csillag pedig sokkal távolabb van - több tíz, száz, ezer és akár több millió fényévnyire tőlünk. Ezért tűnnek számunkra olyan kicsinek a csillagok. És még a legerősebb teleszkópban is, a bolygókkal ellentétben, mindig pontként láthatók.

Mi az a "konstelláció"?
Ősidők óta az emberek nézték a csillagokat, és látták a bizarr alakokat, amelyek fényes csillagokból, állatok képéből és mitikus hősökből álló csoportokat alkotnak. Az ilyen alakokat az égen csillagképeknek kezdték nevezni. És bár az égbolton az adott csillagképbe tartozó emberek által alkotott csillagok vizuálisan közel vannak egymáshoz, a világűrben ezek a csillagok jelentős távolságra helyezkedhetnek el egymástól. A leghíresebb csillagképek az Ursa Major és a Minor. A helyzet az, hogy a Kis Ursa csillagkép magában foglalja a Sarkcsillagot, amelyre mutat északi sark Föld bolygónk. És ha tudja, hogyan kell megtalálni a Sarkcsillagot az égen, minden utazó és navigátor képes lesz meghatározni, hol van észak, és navigálni a területen.

Szupernóvák
Egyes csillagok életük végén hirtelen a szokásosnál ezerszer és milliószor fényesebben kezdenek világítani, és hatalmas anyagtömegeket lövellnek ki a környező űrbe. Általában azt mondják, hogy szupernóva-robbanás történik. A szupernóva fénye fokozatosan elhalványul, és végül csak egy világító felhő marad egy ilyen csillag helyén. Hasonló szupernóva-robbanást figyeltek meg ókori csillagászok a Közel- és Távol-Keleten 1054. július 4-én. A szupernóva bomlása 21 hónapig tartott. Most ennek a csillagnak a helyén van a Rák-köd, amelyet sok csillagászat kedvelő ismer.

A szakasz összefoglalásaként megjegyezzük, hogy

V. A csillagok típusai

A csillagok alapvető spektrális osztályozása:

Barna törpék

A barna törpék olyan csillagtípusok, amelyekben a nukleáris reakciók soha nem tudták kompenzálni a sugárzás által elveszített energiát. A barna törpék hosszú ideig hipotetikus tárgyak voltak. Létezésüket a 20. század közepén jósolták meg a csillagképződés során lezajló folyamatokról alkotott elképzelések alapján. 2004-ben azonban először fedeztek fel barna törpét. A mai napig elég sok ilyen típusú csillagot fedeztek fel. Spektrális osztályuk M - T. Elméletileg egy másik osztályt is megkülönböztetnek - Y jelöléssel.

Fehér törpék

Nem sokkal a hélium felvillanása után a szén és az oxigén „meggyullad”; ezen események mindegyike a csillag erőteljes átstrukturálódását és gyors mozgását okozza a Hertzsprung-Russell diagram mentén. A csillag légkörének mérete még tovább növekszik, és a csillagszél szétszóródása formájában intenzíven veszít gázból. A csillag központi részének sorsa teljes mértékben a kezdeti tömegétől függ: a csillag magja fehér törpeként (kis tömegű csillagokként) fejezheti be fejlődését, ha tömege a fejlődés későbbi szakaszaiban meghaladja a Chandrasekhar határértéket - neutroncsillagként (pulzárként), ha a tömeg meghaladja az Oppenheimer-Volkov határértéket olyan, mint egy fekete lyuk. Az utóbbi két esetben a csillagok evolúciójának befejezését katasztrofális események – szupernóva-robbanások – kísérik.
A csillagok túlnyomó többsége, beleértve a Napot is, evolúciójukat összehúzódással fejezi be, amíg a degenerált elektronok nyomása kiegyenlíti a gravitációt. Ebben az állapotban, amikor a csillag mérete százszorosára csökken, és a sűrűség milliószor nagyobb lesz, mint a víz sűrűsége, a csillagot fehér törpének nevezik. Megfosztják az energiaforrásoktól, és fokozatosan lehűlve elsötétül és láthatatlanná válik.

Vörös óriások

A vörös óriások és szuperóriások meglehetősen alacsony effektív hőmérsékletű (3000-5000 K), de hatalmas fényerővel rendelkező csillagok. Tipikus abszolút nagyságrendű ilyen objektumok 3m-0m (I. és III. fényességi osztály). Spektrumukat molekuláris abszorpciós sávok jelenléte jellemzi, a maximális emisszió az infravörös tartományban jelentkezik.

Változó csillagok

Változócsillagnak nevezzük azt a csillagot, amelynek fényessége legalább egyszer megváltozott a megfigyelési történetében. A változékonyságnak számos oka van, és ezek nem csak a belső folyamatokhoz köthetők: ha a csillag kettős, és a látóvonal a látómezőhöz képest fekszik, vagy kis szöget zár be, akkor egy csillag halad át a korongon. csillag, elhomályosítja, és a fényesség is változhat, ha a csillag fénye erős gravitációs mezőn halad át. A legtöbb esetben azonban a változékonyság instabil belső folyamatokhoz kapcsolódik. A változócsillagok általános katalógusának legújabb verziója a következő felosztást alkalmazza:
Kitörő változó csillagok - ezek olyan csillagok, amelyek a kromoszférájukban és a koronájukban bekövetkező heves folyamatok és fellángolások miatt megváltoztatják fényességüket. A fényerő változása általában a burok változása vagy a változó intenzitású csillagszél és/vagy a csillagközi közeggel való kölcsönhatás formájában jelentkező tömegveszteség miatt következik be.
Pulzáló változócsillagok olyan csillagok, amelyek felületi rétegeik időszakos tágulását és összehúzódását mutatják. A pulzációk lehetnek radiálisak vagy nem sugárirányúak. A csillag sugárirányú lüktetései gömb alakúvá teszik az alakját, míg a nem sugárirányú pulzációk hatására a csillag alakja eltér a gömb alakútól, és a csillag szomszédos zónái ellentétes fázisúak lehetnek.
Forgó változó csillagok- ezek olyan csillagok, amelyek fényességeloszlása ​​a felszínen nem egyenletes és/vagy nem ellipszoid alakúak, aminek következtében a csillagok forgásakor a megfigyelő rögzíti azok változékonyságát. A felületi fényesség inhomogenitását foltok, hőmérséklet vagy kémiai egyenetlenségek okozhatják, amelyeket olyan mágneses mezők okoznak, amelyek tengelyei nincsenek egy vonalban a csillag forgástengelyével.
Kataklizmikus (robbanékony és novaszerű) változócsillagok. Ezeknek a csillagoknak a változékonyságát a robbanások okozzák, amelyeket felszíni rétegeikben (nóvák) vagy mélységükben (szupernóvák) végbemenő robbanásveszélyes folyamatok okoznak.
Bináris rendszerek elhomályosítása.
Optikai változó bináris rendszerek kemény röntgensugárzással
Új változótípusok- a katalógus kiadása során felfedezett, ezért a már megjelent osztályokba nem sorolt ​​változatosságok típusai.

Új

A nova egyfajta kataklizmikus változó. Fényességük nem változik olyan élesen, mint a szupernóváké (bár az amplitúdója 9 m is lehet): a maximum előtt néhány nappal már csak 2 méterrel halványabb a csillag. Az ilyen napok száma határozza meg, hogy a csillag melyik nóvaosztályba tartozik:
Nagyon gyors, ha ez az idő (t2-ként jelölve) kevesebb, mint 10 nap.
Gyors - 11 Nagyon lassú: 151 Rendkívül lassú, évekig a maximum közelében marad.

A nova maximális fényereje függ a t2-től. Néha ezt a függőséget használják a csillag távolságának meghatározására. A fáklya maximuma különböző tartományokban eltérően viselkedik: amikor a látható tartományban már csökken a sugárzás, az ultraibolya sugárzásban még növekszik. Ha az infravörös tartományban villanás is megfigyelhető, akkor a maximumot csak az ultraibolya sugárzás csillapítása után éri el. Így a bolometrikus fényerő a fáklya során meglehetősen hosszú ideig változatlan marad.

Galaxisunkban a nóvák két csoportja különíthető el: az új korongok (átlagosan világosabbak és gyorsabbak), és az új dudorok, amelyek kissé lassabbak és ennek megfelelően kissé halványabbak.

Szupernóvák

A szupernóvák olyan csillagok, amelyek evolúciójukat katasztrofális robbanásveszélyes folyamatban fejezik be. A „szupernóva” kifejezést olyan csillagok leírására használták, amelyek sokkal (nagyságrendekkel) erősebben lobbantak fel, mint az úgynevezett „nóvák”. Valójában sem az egyik, sem a másik nem új, a létező csillagok mindig fellángolnak. De több történelmi esetben azok a csillagok lobbantak fel, amelyek korábban gyakorlatilag vagy teljesen láthatatlanok voltak az égen, ami egy új csillag megjelenésének hatását keltette. A szupernóva típusát a hidrogénvonalak jelenléte határozza meg a fáklyás spektrumban. Ha ott van, akkor II. típusú szupernóváról van szó, ha nincs, akkor I. típusú szupernóváról van szó.

Hipernóvák

Hipernova – egy kivételesen nehéz csillag összeomlása, miután már nem maradt benne több forrás a termonukleáris reakciók támogatására; más szóval, ez egy nagyon nagy szupernóva. Az 1990-es évek eleje óta olyan erős csillagrobbanásokat figyeltek meg, hogy a robbanás ereje körülbelül 100-szor haladta meg egy közönséges szupernóva erejét, a robbanás energiája pedig meghaladta az 1046 joule-t. Ezen kívül sok ilyen robbanást nagyon erős gamma-kitörések kísértek. Az égbolt intenzív tanulmányozása számos érvet talált a hipernóvák létezése mellett, de egyelőre a hipernóvák hipotetikus objektumok. Ma ezt a kifejezést a 100 és 150 vagy annál nagyobb tömegű csillagok felrobbanásának leírására használják. A hipernóvák elméletileg komoly veszélyt jelenthetnek a Földre egy erős radioaktív kitörés miatt, de jelenleg nincs olyan csillag a Föld közelében, amely ilyen veszélyt jelenthetne. Egyes adatok szerint 440 millió évvel ezelőtt hipernóva-robbanás történt a Föld közelében. Valószínű, hogy a rövid élettartamú 56Ni nikkel izotóp ennek a robbanásnak a következtében esett a Földre.

Neutroncsillagok

A Napnál nagyobb tömegű csillagokban a degenerált elektronok nyomása nem tudja visszatartani a mag összenyomódását, és addig tart, amíg a részecskék többsége neutronná nem válik, olyan szorosan összetömörítve, hogy a csillag méretét kilométerben és sűrűségét is mérik. 280 billió. a víz sűrűségének szorzata. Az ilyen objektumot neutroncsillagnak nevezik; egyensúlyát a degenerált neutronanyag nyomása tartja fenn.

Milyen színűek a csillagok

Csillagok színei. A csillagok sokféle színben kaphatók. Az Arcturus sárgás-narancssárga árnyalatú, a Rigel fehér-kék, az Antares élénkvörös. A csillag spektrumában uralkodó szín a felszíni hőmérsékletétől függ. A csillagok gázhéja szinte ideális kibocsátóként viselkedik (abszolút fekete test), és teljes mértékben alá van vetve M. Planck (1858–1947), J. Stefan (1835–1893) és V. Wien klasszikus sugárzási törvényeinek. 1864–1928), a testhőmérsékletre és a sugárzás természetére vonatkoztatva. A Planck-törvény leírja az energia eloszlását a test spektrumában. Rámutat, hogy a hőmérséklet emelkedésével a teljes sugárzási fluxus növekszik, és a spektrum maximuma a rövidebb hullámok felé tolódik el. A maximális sugárzás hullámhosszát (centiméterben) a Wien törvény határozza meg: l max = 0,29/ T. Ez a törvény magyarázza Antares vörös színét ( T= 3500 K) és a kékes Rigel szín ( T= 18000 K). Stefan törvénye megadja a teljes sugárzási fluxust minden hullámhosszon (watt per négyzetméter): E = 5,67" 10 –8 T 4 .

A csillagok spektruma. A csillagspektrumok tanulmányozása a modern asztrofizika alapja. A spektrumból meghatározható a csillag légkörében lévő gáz kémiai összetétele, hőmérséklete, nyomása és sebessége. A vonalak Doppler-eltolása a csillag mozgási sebességének mérésére szolgál, például egy bináris rendszerben egy pálya mentén.

A legtöbb csillag spektrumában abszorpciós vonalak láthatók, pl. szűk szünetek a sugárzás folyamatos eloszlásában. Fraunhofer- vagy abszorpciós vonalaknak is nevezik őket. A spektrumban azért keletkeznek, mert a csillag légkörének meleg alsó rétegeiből a hidegebb felső rétegeken áthaladó sugárzás bizonyos atomokra és molekulákra jellemző hullámhosszokon elnyelődik.

A csillagok abszorpciós spektruma nagyon eltérő; Bármely kémiai elem vonalainak intenzitása azonban nem mindig tükrözi valódi mennyiségét a csillaglégkörben: a spektrum alakja sokkal nagyobb mértékben függ a csillagfelszín hőmérsékletétől. Például a vasatomok a legtöbb csillag légkörében találhatók. A semleges vas vonalai azonban hiányoznak a forró csillagok spektrumából, mivel ott az összes vasatom ionizált. A hidrogén minden csillag fő alkotóeleme. De a hidrogén optikai vonalai nem láthatók a hideg csillagok spektrumában, ahol nem kellően gerjesztett, és a nagyon forró csillagok spektrumában, ahol teljesen ionizált. De a mérsékelten forró csillagok spektrumában, amelyek felszíni hőmérséklete kb. 10 000 K-en a legerősebb abszorpciós vonalak a Balmer sorozat hidrogénvonalai, amelyek az atomok második energiaszintről való átmenete során keletkeznek.

A csillag légkörében lévő gáznyomás is befolyásolja a spektrumot. Ugyanezen a hőmérsékleten az ionizált atomok vonalai erősebbek az alacsony nyomású atmoszférában, mert ott ezek az atomok kevésbé képesek befogni az elektronokat, így tovább élnek. A légköri nyomás szorosan összefügg egy adott spektrális osztályba tartozó csillag méretével és tömegével, tehát fényességével. A nyomás spektrumból történő megállapítása után kiszámítható a csillag fényessége, és összehasonlítva a látható fényességgel, meghatározható a „távolsági modulus” ( M- m) és a csillag lineáris távolsága. Ezt a nagyon hasznos módszert spektrális parallaxis módszernek nevezik.

Színes jelző. A csillag spektruma és hőmérséklete szorosan összefügg a színindexszel, azaz. a csillagok fényességének arányával a sárga és kék színképtartományban. A Planck-törvény, amely leírja az energia eloszlását a spektrumban, kifejezi a színindexet: C.I. = 7200/ T– 0,64. A hideg csillagok színindexe magasabb, mint a forró csillagok, azaz. A hideg csillagok sárga fényben viszonylag világosabbak, mint kék fényben. A forró (kék) csillagok világosabbnak tűnnek a közönséges fényképezőlapokon, míg a hideg csillagok fényesebbnek tűnnek a szem számára és a speciális fényképészeti emulziók, amelyek érzékenyek a sárga sugarakra.

Spektrális osztályozás. A csillagspektrumok sokfélesége logikai rendszerbe foglalható. A Harvard spektrális osztályozását először ben vezették be Henry Draper csillagspektrumok katalógusa, amely E. Pickering (1846–1919) vezetésével készült. Először a spektrumokat a vonal intenzitása szerint rendeztük el, és betűkkel jelöltük ábécé sorrendben. De a később kifejlesztett spektrumok fizikai elmélete lehetővé tette a spektrumok hőmérsékleti sorrendbe rendezését. A spektrumok betűjelölése nem változott, most a fő spektrumosztályok sorrendje a melegtől a hideg csillagig így néz ki: O B A F G K M. A további R, N és S osztályok a K-hez és M-hez hasonló spektrumokat jelölnek, de egy eltérő kémiai összetételű. A két osztály között alosztályok kerülnek bevezetésre, amelyeket 0 és 9 közötti számok jelölnek. Például az A5 típusú spektrum félúton van A0 és F0 között. Néha további betűk jelölik a csillagok jellemzőit: „d” – törpe, „D” – fehér törpe, „p” – sajátos (szokatlan) spektrum.

A legpontosabb spektrális osztályozást a W. Morgan és F. Keenan által a Yerkes Obszervatóriumban megalkotott MK rendszer jelenti. Ez egy kétdimenziós rendszer, amelyben a spektrumok mind a hőmérséklet, mind a csillagok fényessége szerint vannak elrendezve. Folytonossága az egydimenziós Harvard osztályozással, hogy a hőmérsékleti sorrendet ugyanazok a betűk és számok fejezik ki (A3, K5, G2 stb.). De emellett bevezetik a fényességi osztályokat is, amelyeket római számokkal jelölnek: Ia, Ib, II, III, IV, V és VI, amelyek rendre fényes szuperóriásokat, szuperóriásokat, fényes óriásokat, normál óriásokat, alsóóriásokat, törpéket (fősorozatú csillagok) és szubtörpéket jeleznek. . Például a G2 V jelzés egy napelem típusú csillagra utal, míg a G2 III jelölés azt jelzi, hogy egy normál óriásról van szó, amelynek hőmérséklete a Napéhoz hasonló.

HARARD SPEKTRÁLIS OSZTÁLYOZÁS
Spektrális osztály	Effektív hőmérséklet, K	Szín
	26000–35000	Kék
	12000–25000	Fehér kék
	8000–11000	fehér
	6200–7900	Sárga-fehér
	5000–6100	Sárga
	3500–4900	narancs
	2600–3400	Piros