කහ තරු යනු කුමන තරුද? තරු විවිධ වර්ණ වන්නේ ඇයි? විස්තරය, ඡායාරූප සහ වීඩියෝ. තරු වර්ණය සහ උෂ්ණත්වය

ඕනෑම තරුවක් - කහ, නිල් හෝ රතු - උණුසුම් වායු බෝලයකි. ලුමිනරීස් හි නවීන වර්ගීකරණය පරාමිති කිහිපයක් මත පදනම් වේ. මේවාට මතුපිට උෂ්ණත්වය, ප්‍රමාණය සහ දීප්තිය ඇතුළත් වේ. පැහැදිලි රාත්රියක පෙනෙන තරුවක වර්ණය ප්රධාන වශයෙන් පළමු පරාමිතිය මත රඳා පවතී. උණුසුම්ම ආලෝකය නිල් හෝ නිල්, සීතලම රතු ය. කහ තරු, පහත නම් කර ඇති උදාහරණ, උෂ්ණත්ව පරිමාණයේ සාමාන්ය ස්ථානයක් හිමි වේ. මෙම ආලෝකයට සූර්යයා ඇතුළත් වේ.

වෙනස්කම්

විවිධ උෂ්ණත්වයන්ට රත් වූ ශරීර විවිධ තරංග ආයාමයන්ගෙන් යුත් ආලෝකය නිකුත් කරයි. මිනිස් ඇස විසින් තීරණය කරනු ලබන වර්ණය මෙම පරාමිතිය මත රඳා පවතී. තරංග ආයාමය කෙටි වන තරමට ශරීරය උණුසුම් වන අතර එහි වර්ණය සුදු සහ නිල් පැහැයට සමීප වේ. තරු සඳහාද මෙය සත්‍ය වේ.

රතු ආලෝකය සීතලම වේ. ඒවායේ මතුපිට උෂ්ණත්වය ළඟා වන්නේ අංශක 3 දහසක් පමණි. තාරකාව කහ පැහැය, අපේ සූර්යයා මෙන්, දැනටමත් උණුසුම් වේ. එහි ප්‍රභාගෝලය 6000º දක්වා රත් වේ. සුදු ආලෝකය ඊටත් වඩා උණුසුම් වේ - අංශක 10 සිට 20 දහසක් දක්වා. අවසාන වශයෙන්, නිල් තරු උණුසුම්ම වේ. ඒවායේ මතුපිට උෂ්ණත්වය අංශක 30 සිට 100,000 දක්වා ළඟා වේ.

පොදු ලක්ෂණ

කහ වාමනයෙකුගේ ලක්ෂණ

කුඩා ලුමිනරීස් ආකර්ෂණීය ආයු අපේක්ෂාවකින් සංලක්ෂිත වේ. මෙම පරාමිතිය වසර බිලියන 10 කි. සූර්යයා දැන් එහි ජීවන චක්‍රයේ අඩක් පමණ පැමිණ ඇත, එයින් අදහස් කරන්නේ එය ප්‍රධාන අනුක්‍රමයෙන් ඉවත් වී රතු යෝධයෙකු වීමට වසර බිලියන 5 ක් පමණ ඉතිරිව ඇති බවයි.

කහ පැහැති සහ වාමන තාරකාවක් ලෙස වර්ගීකරණය කරන ලද තාරකාව, සූර්යයාට සමාන මානයන් ඇත. එවැනි ලුමිනරි සඳහා බලශක්ති ප්රභවය වන්නේ හයිඩ්රජන් වලින් හීලියම් සංශ්ලේෂණය කිරීමයි. හරය තුළ ඇති හයිඩ්‍රජන් අවසන් වී හීලියම් දහනය ආරම්භ වූ පසු ඒවා පරිණාමයේ ඊළඟ අදියර කරා ගමන් කරයි.

සූර්යයාට අමතරව, කහ වාමන අතර A, Alpha Northern Corona, Mu Bootes, Tau Ceti සහ අනෙකුත් ලුමිනරි ඇතුළත් වේ.

කහ උපයෝධයන්

සූර්යයාට සමාන තරු හයිඩ්‍රජන් ඉන්ධන අවසන් වීමෙන් පසු වෙනස් වීමට පටන් ගනී. හරයේ ඇති හීලියම් දැල්වෙන විට, තාරකාව ප්‍රසාරණය වී එය බවට හැරෙනු ඇත, කෙසේ වෙතත්, මෙම අදියර ක්ෂණිකව සිදු නොවේ. පිටත ස්ථර මුලින්ම ගිනි තැබීමට පටන් ගනී. තාරකාව දැනටමත් ප්‍රධාන අනුපිළිවෙලින් ඉවත්ව ගොස් ඇත, නමුත් තවමත් පුළුල් වී නැත - එය උපයෝධ අවධියේ පවතී. එවැනි තාරකාවක ස්කන්ධය සාමාන්‍යයෙන් 1 සිට 5 දක්වා වෙනස් වේ

විශාල තරු පවා කහ උපයෝධ අවධිය හරහා යා හැකිය. කෙසේ වෙතත්, ඔවුන් සඳහා මෙම අදියර අඩු ලෙස ප්රකාශ වේ. වර්තමානයේ වඩාත්ම ප්රසිද්ධ උපයෝධයා වන්නේ Procyon (Alpha Canis Minor) ය.

සැබෑ දුර්ලභත්වය

කහ තරු, ඉහත දක්වා ඇති නම්, විශ්වයේ තරමක් පොදු වර්ග වලට අයත් වේ. Hypergiants සමඟ දේවල් වෙනස් වේ. මේවා සැබෑ යෝධයන් වන අතර, බරම, දීප්තිමත්ම සහ විශාලතම සහ ඒ සමඟම කෙටිම ආයු අපේක්ෂාව ලෙස සැලකේ. බොහෝ දන්නා හයිපර්ජියන්ට්ස් දීප්තිමත් නිල් විචල්‍ය වේ, නමුත් ඒවා අතර සුදු, කහ සහ රතු තරු පවා ඇත.

එවැනි දුර්ලභ කොස්මික් සිරුරු, උදාහරණයක් ලෙස, Rho Cassiopeia ඇතුළත් වේ. මෙය කහ අධි යෝධයකි, දීප්තිය සූර්යයාට වඩා 550 දහස් ගුණයකින් වැඩි ය. එය අපගේ ග්‍රහලෝකයෙන් 12,000 ක් දුරින් පිහිටා ඇති අතර පැහැදිලි රාත්‍රියක එය පියවි ඇසින් දැකිය හැකිය (දෘශ්‍ය දීප්තිය - 4.52m).

සුපිරි යෝධයන්

Hypergiants යනු සුපිරි යෝධයන්ගේ විශේෂ අවස්ථාවකි. දෙවැන්න කහ තරු ද ඇතුළත් ය. තාරකා විද්‍යාඥයින්ට අනුව ඒවා නිල් සිට රතු සුපිරි යෝධයන් දක්වා ලුමිනරි පරිණාමයේ සංක්‍රාන්ති අවධියකි. එසේ වුවද, කහ සුපිරි යෝධ අවධියේදී, තාරකාවක් සෑහෙන කාලයක් පැවතිය හැකිය. රීතියක් ලෙස, පරිණාමයේ මෙම අදියරේදී තරු මිය යන්නේ නැත. අභ්‍යවකාශය පිළිබඳ සම්පූර්ණ අධ්‍යයනයේදී, කහ සුපිරි යෝධයන් විසින් ජනනය කරන ලද සුපර්නෝවා දෙකක් පමණක් වාර්තා වී ඇත.

එවැනි ලුමිනරිවලට Canopus (Alpha Carinae), Rastaban (Beta Draconis), Beta Aquarii සහ තවත් සමහර වස්තූන් ඇතුළත් වේ.

ඔබට පෙනෙන පරිදි, සූර්යයා මෙන් කහ පැහැති සෑම තාරකාවක්ම විශේෂිත ලක්ෂණ ඇත. කෙසේ වෙතත්, ඔවුන් සියල්ලන්ටම පොදු දෙයක් ඇත - වර්ණය, එය ප්‍රභාගෝලය යම් උෂ්ණත්වයකට රත් කිරීමේ ප්‍රතිඵලයකි. සඳහන් කර ඇති ඒවාට අමතරව, එප්සිලෝන් ස්කුටි සහ බීටා කෝරි (දීප්තිමත් යෝධයන්), ඩෙල්ටා සදර්න් ත්‍රිකෝණ සහ බීටා ජිරාෆ් (සුපිරි යෝධයන්), කැපෙල්ලා සහ වින්ඩෙමියාට්‍රික්ස් (යෝධයන්) සහ තවත් බොහෝ කොස්මික් ශරීර ඇතුළත් වේ. වස්තුවක් වර්ගීකරණයේ දක්වා ඇති වර්ණය සෑම විටම දෘශ්‍යමාන එක සමඟ සමපාත නොවන බව සැලකිල්ලට ගත යුතුය. මෙය සිදු වන්නේ ආලෝකයේ සැබෑ සෙවන වායුව සහ දූවිලි මගින් මෙන්ම වායුගෝලය හරහා ගමන් කිරීමෙන් පසු විකෘති වී ඇති බැවිනි. වර්ණය තීරණය කිරීම සඳහා, තාරකා භෞතික විද්යාඥයින් වර්ණාවලි උපකරණයක් භාවිතා කරයි: එය මිනිස් ඇසට වඩා බොහෝ නිවැරදි තොරතුරු සපයයි. විද්‍යාඥයින්ට අපෙන් විශාල දුරක් ඇති නිල්, කහ සහ රතු තරු වෙන්කර හඳුනාගත හැකි වීම ඔහුට ස්තූතිවන්ත විය.

පැහැදිලි රාත්‍රියක, ඔබ සමීපව බැලුවහොත්, ඔබට අහසේ වර්ණවත් තරු රාශියක් දැකිය හැකිය. ඔවුන්ගේ දිලිසෙන සෙවන තීරණය කරන්නේ කුමක්ද සහ එහි ඇති ස්වර්ගීය ශරීරවල වර්ණ මොනවාදැයි ඔබ කවදා හෝ කල්පනා කර තිබේද?

තාරකාවක වර්ණය එහි මතුපිට උෂ්ණත්වය අනුව තීරණය වේ. විදුලි පහන් විසිරීමක් මෙන් මැණික්, කලාකරුවෙකුගේ ඉන්ද්‍රජාලික තලයක් වැනි අසීමිත විවිධ වර්ණ ඇත. වස්තුව උණුසුම් වන තරමට එහි මතුපිටින් ලැබෙන විකිරණ ශක්තිය වැඩි වන අතර එයින් අදහස් වන්නේ විමෝචනය වන තරංගවල දිග කෙටි වන බවයි.

තරංග ආයාමයේ සුළු වෙනසක් පවා මිනිස් ඇසට පෙනෙන වර්ණය වෙනස් කරයි. දිගම තරංග ආයාම වලට රතු පැහැයක් ඇත, උෂ්ණත්වය වැඩි වීමත් සමඟ එය තැඹිලි, කහ, සුදු පැහැයට හැරේ, පසුව සුදු-නිල් බවට පත්වේ.

ලුමිනරීස් වල වායු කවචය කදිම විමෝචකයක් ලෙස සේවය කරයි. තරුවක වර්ණය මත පදනම්ව, ඔබට එහි වයස සහ මතුපිට උෂ්ණත්වය ගණනය කළ හැකිය. ඇත්ත වශයෙන්ම, සෙවන තීරණය වන්නේ "ඇසෙන්" නොව, විශේෂ උපකරණයක ආධාරයෙන් - වර්ණාවලීක්ෂයකි.

තාරකාවල වර්ණාවලිය අධ්‍යයනය කිරීම අපේ කාලයේ තාරකා භෞතික විද්‍යාවේ පදනමයි. ස්වර්ගීය ශරීරවල වර්ණ මොනවාද යන්න බොහෝ විට අපට ලබා ගත හැකි එකම තොරතුරු වේ.

නිල් තරු

තරු නිල් වර්ණය- වඩාත් විශාල හා උණුසුම්.ඒවායේ බාහිර ස්ථරවල උෂ්ණත්වය කෙල්වින් 10,000 ක් වන අතර තනි තාරකා යෝධයන් සඳහා 40,000 දක්වා ළඟා විය හැකිය.

ඔවුන්ගේ "ජීවිත ගමන" ආරම්භ කරන නව තරු මෙම පරාසය තුළ විමෝචනය කරයි. උදාහරණ වශයෙන්, රිගල්, ඔරියන් තාරකා මණ්ඩලයේ ප්‍රධාන ලුමිනරි දෙකෙන් එකක්, නිල්-සුදු.

කහ තරු

අපගේ ග්‍රහලෝක පද්ධතියේ කේන්ද්‍රය වේ හිරු- මතුපිට උෂ්ණත්වය කෙල්වින් 6000 ඉක්මවයි. අභ්‍යවකාශයේ සිට එය සහ ඒ හා සමාන ප්‍රදීපයන් විස්මිත සුදු පැහැයක් ගනී, නමුත් පෘථිවියේ සිට ඒවා තරමක් කහ පැහැයෙන් දිස් වේ. රන් තරු මැදි වයසේ අයයි.

අප දන්නා අනෙකුත් ප්‍රදීපයන්ගෙන් සුදු තාරකාව වේ සීරියස්, එහි වර්ණය ඇසෙන් තීරණය කිරීම තරමක් අපහසු වුවද. මෙය සිදු වන්නේ එය ක්ෂිතිජයට ඉහළින් පහත් ස්ථානයක් ගන්නා නිසාත්, අප වෙත යන විට එහි විකිරණ බහු වර්තනය හේතුවෙන් විශාල ලෙස විකෘති වී ඇති නිසාත් ය. මධ්‍ය අක්ෂාංශ වලදී, Sirius, නිතර නිතර දිලිසෙන, තත්පර භාගයකින් සම්පූර්ණ වර්ණ වර්ණාවලිය පෙන්නුම් කිරීමට සමත් වේ!

රතු තරු

අඩු උෂ්ණත්වයක් ඇති තරු තද රතු පැහැයක් ගනී., උදාහරණයක් ලෙස, රතු වාමන, ඔවුන්ගේ ස්කන්ධය සූර්යයාගේ ස්කන්ධයෙන් 7.5% ට වඩා අඩුය. ඒවායේ උෂ්ණත්වය කෙල්වින් 3500 ට වඩා අඩු වන අතර, ඒවායේ දීප්තිය බොහෝ වර්ණ හා වර්ණවලින් පොහොසත් දිලිසීමක් වුවද, අපි එය රතු ලෙස දකිමු.

හයිඩ්‍රජන් ඉන්ධන අවසන් වූ යෝධ තරු ද රතු හෝ දුඹුරු පැහැයෙන් දිස් වේ. පොදුවේ ගත් කල, පැරණි සහ සිසිලන තරු විමෝචනය මෙම වර්ණාවලියේ පරාසය තුළ පවතී.

ඔරියන් තාරකා මණ්ඩලයේ ප්‍රධාන තාරකාවන්ගෙන් දෙවැන්නට පැහැදිලි රතු පැහැයක් ඇත. Betelgeuse, සහ ටිකක් දකුණට සහ ඉහළින් එය අහස සිතියමෙහි පිහිටා ඇත ඇල්ඩෙබරන්, තැඹිලි පැහැයක් තිබීම.

පවතින පැරණිතම රතු තාරකාව - HE 1523-0901ලිබ්රා තාරකා මණ්ඩලයෙන් - යෝධ දෙවන පරම්පරාවේ ලුමිනිය, සූර්යයාගේ සිට ආලෝක වර්ෂ 7500 ක් දුරින් අපගේ මන්දාකිණියට පිටතින් හමු විය. එහි විය හැකි වයස අවුරුදු බිලියන 13.2 ක් පමණ වන අතර එය විශ්වයේ ඇස්තමේන්තුගත වයසට වඩා අඩු නොවේ.

ඔබ රාත්‍රී අහස දෙස සමීපව බැලුවහොත්, අප දෙස බලන තරු වර්ණයෙන් වෙනස් බව පහසුවෙන්ම දැකගත හැකිය. නිල්, සුදු, රතු, ඒවා ඒකාකාරව හෝ නත්තල් ගස් මාලයක් මෙන් බැබළේ. දුරේක්ෂයක් හරහා වර්ණ වෙනස්කම් වඩාත් පැහැදිලිව පෙනේ. එවැනි විවිධත්වයක් ඇති වීමට හේතුව ප්‍රභාගෝලයේ උෂ්ණත්වයයි. තවද, තාර්කික උපකල්පනයට පටහැනිව, උණුසුම්ම තරු රතු නොවේ, නමුත් නිල්, නිල්-සුදු සහ සුදු තරු. නමුත් පළමු දේ පළමුව.

වර්ණාවලි වර්ගීකරණය

තරු විශාල, උණුසුම් වායු බෝල. පෘථිවියේ සිට අප ඒවා දකින ආකාරය බොහෝ පරාමිතීන් මත රඳා පවතී. නිදසුනක් වශයෙන්, තරු සැබවින්ම බැබළෙන්නේ නැත. මෙය සත්‍යාපනය කිරීම ඉතා පහසුය: සූර්යයා මතක තබා ගන්න. දිලිසෙන බලපෑම ඇති වන්නේ කොස්මික් සිරුරු වලින් අප වෙත එන ආලෝකය දූවිලි හා වායුවෙන් පිරුණු අන්තර් තාරකා මාධ්‍යය අභිබවා යන බැවිනි. තවත් දෙයක් නම් වර්ණයයි. එය කවච (විශේෂයෙන් ප්‍රභාගෝලය) යම් උෂ්ණත්වයකට රත් කිරීමේ ප්‍රතිඵලයකි. සැබෑ වර්ණය පෙනෙන වර්ණයට වඩා වෙනස් විය හැක, නමුත් වෙනස සාමාන්යයෙන් කුඩා වේ.

අද වන විට හාවර්ඩ් වර්ණාවලි වර්ගීකරණය ලොව පුරා භාවිතා වේ. එය උෂ්ණත්වය මත පදනම් වන අතර වර්ණාවලියේ රේඛාවල වර්ගය සහ සාපේක්ෂ තීව්රතාවය මත පදනම් වේ. සෑම පන්තියක්ම යම් වර්ණයක තරු වලට අනුරූප වේ. වර්ගීකරණය 1890-1924 දී හාවඩ් නිරීක්ෂණාගාරයේ දී වර්ධනය විය.

එක් රැවුල කපන ලද ඉංග්‍රීසි ජාතිකයෙක් කැරට් මෙන් රට ඉඳි හපන ලදී

ප්‍රධාන වර්ණාවලි පන්ති හතක් ඇත: O-B-A-F-G-K-M. මෙම අනුපිළිවෙල උෂ්ණත්වයේ ක්‍රමයෙන් අඩුවීමක් (O සිට M දක්වා) පිළිබිඹු කරයි. එය මතක තබා ගැනීමට, විශේෂ සිහිවටන සූත්ර ඇත. රුසියානු භාෂාවෙන්, ඔවුන්ගෙන් එක් අයෙකු මෙසේ ශබ්ද කරයි: "එක් රැවුල කපන ලද ඉංග්රීසි ජාතිකයෙක් කැරට් මෙන් රට ඉඳි හපයි." මේ පන්තිවලට තව පන්ති දෙකක් එකතු වෙනවා. C සහ S අක්ෂර වර්ණාවලියේ ලෝහ ඔක්සයිඩ පටි සහිත සීතල ලුමිනරි දක්වයි. තරු පන්ති දෙස සමීපව බලමු:

• O පන්තිය ඉහළම මතුපිට උෂ්ණත්වය (කෙල්වින් 30 සිට 60,000 දක්වා) මගින් සංලක්ෂිත වේ. මෙම වර්ගයේ තරු ස්කන්ධයෙන් 60 ගුණයකින් සහ අරය 15 ගුණයකින් සූර්යයා ඉක්මවා යයි. ඔවුන්ගේ දෘශ්ය වර්ණය නිල් ය. දීප්තිය සම්බන්ධයෙන් ගත් කල, ඒවා අපගේ තාරකාවට වඩා මිලියන ගුණයකින් වැඩි ය. මෙම පන්තියට අයත් HD93129A නම් නිල් තාරකාව, දන්නා කොස්මික් ශරීර අතර ඉහළම දීප්තියකින් සංලක්ෂිත වේ. මෙම දර්ශකයට අනුව, එය සූර්යයාට වඩා මිලියන 5 ගුණයක් ඉදිරියෙන් සිටී. නිල් තාරකාව අපෙන් ආලෝක වර්ෂ 7.5 දහසක් දුරින් පිහිටා ඇත.
• B පන්තියේ උෂ්ණත්වය කෙල්වින් 10-30 දහසක් වන අතර එය සූර්යයාට වඩා 18 ගුණයකින් වැඩි ස්කන්ධයකි. මේවා නිල්-සුදු සහ සුදු තරු වේ. ඔවුන්ගේ අරය සූර්යයාට වඩා 7 ගුණයකින් වැඩිය.
• A පන්තිය සංලක්ෂිත වන්නේ කෙල්වින් 7.5-10 දහසක උෂ්ණත්වයකින්, අරය සහ ස්කන්ධය සූර්යයාට වඩා පිළිවෙලින් 2.1 සහ 3.1 ගුණයකින් වැඩි ය. මේවා සුදු තරු.
• පන්තිය F: උෂ්ණත්වය 6000-7500 K. ස්කන්ධය සූර්යයාට වඩා 1.7 ගුණයකින් වැඩි වේ, අරය 1.3 කි. පෘථිවියේ සිට, එවැනි තරු සුදු පැහැයෙන් දිස්වේ; ඒවායේ සැබෑ වර්ණය කහ-සුදු ය.
• පන්තිය G: උෂ්ණත්වය 5-6 දහසක් කෙල්වින්. සූර්යයා මෙම පන්තියට අයත් වේ. එවැනි තාරකාවල දෘශ්ය හා සැබෑ වර්ණය කහ වේ.
• පන්තියේ K: උෂ්ණත්වය 3500-5000 K. අරය සහ ස්කන්ධය සූර්යයාට වඩා අඩුය, 0.9 සහ 0.8 ලුමිනියේ අනුරූප පරාමිතීන්ගෙන්. පෘථිවියේ සිට පෙනෙන මෙම තරු වල වර්ණය කහ-තැඹිලි ය.
• පන්තිය M: උෂ්ණත්වය 2-3.5 දහසක් කෙල්වින්. සූර්යයාගේ සමාන පරාමිතීන්ගෙන් ස්කන්ධය සහ අරය 0.3 සහ 0.4 වේ. අපේ පෘථිවියේ මතුපිට සිට ඔවුන් රතු-තැඹිලි ලෙස පෙනේ. Beta Andromedae සහ Alpha Chanterelles අයත් වන්නේ M පන්තියටය. බොහෝ දෙනෙකුට හුරුපුරුදු දීප්තිමත් රතු තරුවක් වන්නේ Betelgeuse (alpha Orionis) ය. ශීත ඍතුවේ දී අහසෙහි එය සොයා බැලීම වඩාත් සුදුසුය. රතු පැහැති තාරකාව ඔරියන් පටියට ඉහලින් සහ තරමක් වම් පසින් පිහිටා ඇත.

සෑම පන්තියක්ම 0 සිට 9 දක්වා, එනම් උණුසුම්ම සිට ශීතලම දක්වා උප පංතිවලට බෙදා ඇත. තරු සංඛ්‍යා මගින් නිශ්චිත වර්ණාවලි වර්ගයක සාමාජිකත්වය සහ සමූහයේ අනෙකුත් තරු හා සසඳන විට ප්‍රභාගෝලයේ උනුසුම් මට්ටම පෙන්නුම් කරයි. උදාහරණයක් ලෙස, සූර්යයා G2 පන්තියට අයත් වේ.

දෘෂ්ය සුදු ජාතිකයින්

මේ අනුව, තරු පන්ති B සිට F දක්වා පෘථිවියේ සිට සුදු පැහැයෙන් දිස් විය හැක. තවද මෙම වර්ණය ඇත්ත වශයෙන්ම ඇත්තේ A-වර්ගයට අයත් වස්තූන් පමණි. මේ අනුව, සයිෆ් (ඔරියන් තාරකා මණ්ඩලය) සහ ඇල්ගොල් (බීටා පර්සි) තාරකාව දුරේක්ෂයකින් සන්නද්ධ නොවන නිරීක්ෂකයෙකුට සුදු පැහැයෙන් දිස්වනු ඇත. ඒවා B වර්ණාවලි පන්තියට අයත් වේ. ඒවායේ සැබෑ වර්ණය නිල්-සුදු ය. එසේම පර්සියස් සහ කැනිස් මයිනර් යන ආකාශ රටා වල දීප්තිමත්ම තරු වන Mithrac සහ Procyon සුදු පැහැයෙන් දිස්වේ. කෙසේ වෙතත්, ඔවුන්ගේ සැබෑ වර්ණය කහ (F ශ්රේණියේ) වලට සමීප වේ.

පෘථිවියේ නිරීක්ෂකයෙකුට තරු සුදු වන්නේ ඇයි? එවැනි වස්තූන්ගෙන් අපගේ ග්‍රහලෝකය වෙන් කරන විශාල දුර මෙන්ම අභ්‍යවකාශයේ බොහෝ විට දක්නට ලැබෙන විශාල දූවිලි හා වායු වලාකුළු හේතුවෙන් වර්ණය විකෘති වී ඇත.

A පන්තිය

සුදු තරු O සහ B පන්තියේ නියෝජිතයන් ලෙස එවැනි ඉහළ උෂ්ණත්වයකින් සංලක්ෂිත නොවේ. ඔවුන්ගේ ඡායාරූප ගෝලය කෙල්වින් 7.5-10 දහසක් දක්වා රත් වේ. A වර්ණාවලියේ තරු සූර්යයාට වඩා විශාලයි. ඒවායේ දීප්තිය ද වැඩි ය - 80 ගුණයක් පමණ.

A තරු වල වර්ණාවලිය Balmer ශ්‍රේණියේ ප්‍රබල හයිඩ්‍රජන් රේඛා පෙන්වයි. අනෙකුත් මූලද්‍රව්‍යවල රේඛා සැලකිය යුතු ලෙස දුර්වල වේ, නමුත් අප උපපංතියේ සිට A9 දක්වා ගමන් කරන විට ඒවා වඩාත් වැදගත් වේ. වර්ණාවලි A කාණ්ඩයට අයත් යෝධයන් සහ සුපිරි යෝධයන් ප්‍රධාන අනුක්‍රමික තරු වලට වඩා තරමක් අඩු උච්චාරණ හයිඩ්‍රජන් රේඛා මගින් සංලක්ෂිත වේ. මෙම ලුමිනරි සම්බන්ධයෙන්, බැර ලෝහවල රේඛා වඩාත් කැපී පෙනේ.

බොහෝ සුවිශේෂී තාරකාවන් A වර්ණාවලි පන්තියට අයත් වේ. මෙම පදය වර්ණාවලියේ සහ භෞතික පරාමිතීන්හි කැපී පෙනෙන ලක්ෂණ ඇති ලුමිනරි වලට යොමු කරයි, එමඟින් ඒවායේ වර්ගීකරණය අපහසු වේ. උදාහරණයක් ලෙස, Lambda Boötes වැනි තරමක් දුර්ලභ තාරකා බැර ලෝහ නොමැතිකම සහ ඉතා සෙමින් භ්‍රමණය වීම මගින් සංලක්ෂිත වේ. සුවිශේෂී ලුමිනරිවලට සුදු වාමන අයත් වේ.

A පන්තියට Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor සහ වෙනත් අය වැනි දීප්තිමත් රාත්‍රී අහස වස්තූන් ඇතුළත් වේ. අපි ඔවුන්ව හොඳින් දැන හඳුනා ගනිමු.

Alpha Canis Majoris

Sirius යනු අහසේ ඇති දීප්තිමත්ම, සමීපතම තාරකාව නොවේ. එයට ඇති දුර ආලෝක වර්ෂ 8.6 කි. පෘථිවියේ සිටින නිරීක්ෂකයෙකුට එය ඉතා දීප්තිමත් ලෙස පෙනෙන්නේ එය ආකර්ෂණීය ප්‍රමාණයකින් යුක්ත වන අතර නමුත් වෙනත් විශාල හා දීප්තිමත් වස්තූන් තරම් දුරින් නොවන බැවිනි. සූර්යයාට ආසන්නතම තාරකාව ඇල්ෆා සෙන්ටෝරි ය. Sirius මෙම ලැයිස්තුවේ පස්වන ස්ථානයේ සිටී.

එය Canis Major තාරකා මණ්ඩලයට අයත් වන අතර එය සංරචක දෙකක පද්ධතියකි. Sirius A සහ ​​Sirius B තාරකා විද්‍යාත්මක ඒකක 20ක දුරකින් වෙන් වී වසර 50කට අඩු කාලයක් සමඟ භ්‍රමණය වේ. පද්ධතියේ පළමු සංරචකය, ප්‍රධාන අනුක්‍රමික තරුව, වර්ණාවලි පන්තිය A1 ට අයත් වේ. එහි ස්කන්ධය සූර්යයා මෙන් දෙගුණයක් වන අතර එහි අරය 1.7 ගුණයක් වේ. පෘථිවියේ සිට පියවි ඇසින් නිරීක්ෂණය කළ හැක්කේ මෙයයි.

පද්ධතියේ දෙවන අංගය සුදු වාමනයෙකි. Sirius B තාරකාව අපගේ තාරකාවට ස්කන්ධයෙන් බොහෝ දුරට සමාන වන අතර එය එවැනි වස්තූන් සඳහා සාමාන්‍ය නොවේ. සාමාන්‍යයෙන්, සුදු වාමන සූර්ය 0.6-0.7 ස්කන්ධයකින් සංලක්ෂිත වේ. ඒ අතරම, Sirius B හි මානයන් පෘථිවියේ ඒවාට සමීප වේ. මෙම තාරකාව සඳහා සුදු වාමන අවධිය ආරම්භ වූයේ වසර මිලියන 120 කට පමණ පෙර බව විශ්වාස කෙරේ. Sirius B ප්‍රධාන අනුපිළිවෙලෙහි පිහිටා ඇති විට, එය බොහෝ විට සූර්ය ස්කන්ධ 5 ක ස්කන්ධයක් සහිත තාරකාවක් විය හැකි අතර B වර්ණාවලි පන්තියට අයත් විය.

Sirius A, විද්‍යාඥයින්ට අනුව, වසර මිලියන 660කින් පමණ පරිණාමයේ මීළඟ අදියර කරා ගමන් කරනු ඇත. එවිට එය රතු යෝධයෙකු බවට පත් වනු ඇත, සහ මඳ වේලාවකට පසුව - එහි සහකාරිය මෙන් සුදු වාමන බවට පත් වනු ඇත.

ඇල්ෆා රාජාලියා

Sirius මෙන්, බොහෝ සුදු තරු, ඒවායේ නම් පහත දක්වා ඇත, ඒවායේ දීප්තිය සහ විද්‍යා ප්‍රබන්ධ සාහිත්‍යයේ පිටු වල නිතර සඳහන් වීම නිසා තාරකා විද්‍යාව කෙරෙහි උනන්දුවක් දක්වන පුද්ගලයින් පමණක් නොව හොඳින් දනී. ඇල්ටෙයාර් යනු මෙම ප්‍රදීපයන්ගෙන් එකකි. ඇල්ෆා ඊගල්, උදාහරණයක් ලෙස, Ursula Le Guin සහ Stephen King හි දක්නට ලැබේ. මෙම තාරකාව එහි දීප්තිය සහ සාපේක්ෂව සමීප පිහිටීම හේතුවෙන් රාත්‍රී අහසේ පැහැදිලිව දැකගත හැකිය. සූර්යයා සහ ඇල්ටෙයාර් වෙන් කරන දුර ආලෝක වර්ෂ 16.8 කි. A වර්ණාවලි පන්තියේ තරු අතරින් අපට සමීප වන්නේ Sirius පමණි.

ඇල්ටෙයාර් සූර්යයාට වඩා 1.8 ගුණයකින් විශාලයි. එහි ලක්ෂණය වන්නේ ඉතා වේගයෙන් භ්රමණය වීමයි. තාරකාව පැය නවයකටත් අඩු කාලයකදී සිය අක්ෂය වටා එක් වටයක් සම්පූර්ණ කරයි. සමකයට ආසන්නයේ භ්‍රමණ වේගය 286 km/s වේ. එහි ප්රතිඵලයක් වශයෙන්, "nimble" Altair කණුවලින් සමතලා වනු ඇත. මීට අමතරව, ඉලිප්සාකාර හැඩය නිසා, තාරකාවේ උෂ්ණත්වය සහ දීප්තිය ධ්රැව සිට සමකය දක්වා අඩු වේ. මෙම බලපෑම "ගුරුත්වාකර්ෂණ අඳුරු වීම" ලෙස හැඳින්වේ.

Altair හි තවත් ලක්ෂණයක් වන්නේ එහි දීප්තිය කාලයත් සමඟ වෙනස් වීමයි. එය Scuti delta වර්ගයේ විචල්‍යයන්ට අයත් වේ.

ඇල්ෆා ලයිරේ

වේගා යනු සූර්යයාට පසුව වැඩිපුරම අධ්‍යයනය කරන ලද තාරකාවයි. Alpha Lyrae යනු එහි වර්ණාවලිය තීරණය කළ පළමු තාරකාවයි. ඇය ඡායාරූපයේ අල්ලා ගත් සූර්යයාට පසු දෙවන ආලෝකය බවට පත් විය. විද්‍යාඥයන් Parlax ක්‍රමය භාවිත කර දුර මැන බැලූ පළමු තාරකාවන්ගෙන් එකක් ද වේගා විය. දිගු කාලයක්, අනෙකුත් වස්තූන්ගේ විශාලත්වය තීරණය කිරීමේදී තාරකාවේ දීප්තිය 0 ලෙස සලකනු ලැබීය.

Alpha Lyrae ආධුනික තාරකා විද්‍යාඥයින් මෙන්ම සාමාන්‍ය නිරීක්ෂකයින් ද හොඳින් හඳුනයි. එය තරු අතර දීප්තිමත්ම පස්වන ස්ථානය වන අතර ඇල්ටෙයාර් සහ ඩෙනෙබ් සමඟ ග්‍රීෂ්ම ත්‍රිකෝණ තාරකාවාදයට ඇතුළත් වේ.

සූර්යයාගේ සිට වේගා දක්වා දුර ආලෝක වර්ෂ 25.3 කි. එහි සමක අරය සහ ස්කන්ධය පිළිවෙළින් අපගේ තාරකාවේ සමාන පරාමිතීන්ට වඩා 2.78 සහ 2.3 ගුණයකින් වැඩි ය. තාරකාවේ හැඩය පරිපූර්ණ ගෝලයකින් බොහෝ දුරස් වේ. සමකයේ විෂ්කම්භය ධ්‍රැවවලට වඩා සැලකිය යුතු ලෙස විශාල වේ. හේතුව අතිවිශාල භ්‍රමණ වේගයයි. සමකයේ දී එය තත්පරයට කිලෝමීටර 274 දක්වා ළඟා වේ (සූර්යයා සඳහා මෙම පරාමිතිය තත්පරයට කිලෝමීටර දෙකකට වඩා තරමක් වැඩි වේ).

Vega හි එක් අංගයක් වන්නේ එය වටා ඇති දූවිලි තැටියයි. එය වල්ගාතරු හා උල්කාපාත විශාල සංඛ්යාවක් ඝට්ටනය වීමේ ප්රතිඵලයක් ලෙස නිර්මාණය කර ඇති බව විශ්වාස කෙරේ. දූවිලි තැටිය තාරකාව වටා භ්රමණය වන අතර එහි විකිරණ මගින් රත් වේ. එහි ප්‍රතිඵලයක් ලෙස වේගාගේ අධෝරක්ත කිරණවල තීව්‍රතාවය වැඩි වේ. බොහෝ කලකට පෙර, තැටියේ අසමමිතිය සොයා ගන්නා ලදී. පැහැදිලි කිරීමක් විය හැක්කේ තාරකාවට අවම වශයෙන් එක් ග්‍රහලෝකයක්වත් ඇති බවයි.

ඇල්ෆා මිථුන

මිථුන රාශියේ දෙවන දීප්තිමත්ම වස්තුව කැස්ටර් ය. ඔහු, පෙර දීප්තියන් මෙන්, වර්ණාවලි පන්තිය A. Castor වඩාත්ම එකකි දීප්තිමත් තරුරාත්රි අහස. අනුරූප ලැයිස්තුවේ එය 23 වන ස්ථානයේ පිහිටා ඇත.

කැස්ටර් යනු සංරචක හයකින් සමන්විත බහු පද්ධතියකි. ප්‍රධාන මූලද්‍රව්‍ය දෙක (Castor A සහ ​​Castor B) වසර 350ක කාලයක් සහිත පොදු ස්කන්ධ කේන්ද්‍රයක් වටා භ්‍රමණය වේ. සෑම තාරකාවක්ම වර්ණාවලි ද්විමය වේ. Castor A සහ ​​Castor B සංරචක අඩු දීප්තිමත් වන අතර අනුමාන වශයෙන් M වර්ණාවලි පන්තියට අයත් වේ.

Castor S වහාම පද්ධතිය සමඟ සම්බන්ධ නොවීය. මුලදී එය ස්වාධීන තරුව YY Gemini ලෙස නම් කරන ලදී. මෙම අහසේ ප්‍රදේශය අධ්‍යයනය කිරීමේ ක්‍රියාවලියේදී, මෙම ආලෝකය කාස්ටර් පද්ධතිය සමඟ භෞතිකව සම්බන්ධ වී ඇති බව දැනගන්නට ලැබුණි. තාරකාව වසර දස දහස් ගණනක කාලපරිච්ඡේදයක් සහිත සියලුම සංරචක සඳහා පොදු ස්කන්ධ කේන්ද්‍රයක් වටා භ්‍රමණය වන අතර එය වර්ණාවලි ද්විමය ද වේ.

බීටා ඕරිගේ

Auriga හි ආකාශ රටාවට "තිත්" 150 ක් පමණ ඇතුළත් වේ, ඒවායින් බොහොමයක් සුදු තරු වේ. තාරකා විද්‍යාවෙන් ඈත්ව සිටින පුද්ගලයෙකුට ප්‍රදීපයන්ගේ නම් එතරම් ප්‍රකාශ නොකරනු ඇත, නමුත් මෙය විද්‍යාව සඳහා ඔවුන්ගේ වැදගත්කම අඩු නොකරයි. වර්ණාවලි A කාණ්ඩයට අයත් ආකාශ රටාවේ දීප්තිමත්ම වස්තුව වන්නේ Mencalinan හෝ beta Aurigae ය. අරාබි භාෂාවෙන් පරිවර්තනය කර ඇති තාරකාවේ නමේ තේරුම "පාලනයේ හිමිකරුගේ උරහිස" යන්නයි.

Mencalinan යනු ත්රිත්ව පද්ධතියකි. එහි සංරචක දෙක A වර්ණාවලි පන්තියේ උපයෝධයන් වේ. ඒ සෑම එකකම දීප්තිය සූර්යයාගේ මෙන් 48 ගුණයකින් ඉක්මවයි. ඒවා තාරකා විද්‍යාත්මක ඒකක 0.08 ක දුරකින් වෙන් කර ඇත. තුන්වන සංරචකය රතු වාමන, යුගලයෙන් 330 AU දුරින්. ඊ.

Epsilon Ursa Major

සමහර විට උතුරු අහසේ (Ursa Major) වඩාත් ප්‍රසිද්ධ තාරකා මණ්ඩලයේ දීප්තිමත්ම "ලක්ෂ්‍යය" Alioth වන අතර එය A පන්තිය ලෙසද වර්ග කර ඇත. දෘශ්‍ය විශාලත්වය - 1.76. දීප්තිමත්ම ලුමිනරි ලැයිස්තුවේ තරුව 33 වන ස්ථානයට පත්වේ. ඇලියෝත් බිග් ඩිපර් තාරකාවාදයට ඇතුළත් කර ඇති අතර අනෙක් ලුමිනරිවලට වඩා බඳුනට සමීපව පිහිටා ඇත.

Aliot ගේ වර්ණාවලිය දින 5.1 ක කාලයක් සමඟ උච්චාවචනය වන අසාමාන්ය රේඛා මගින් සංලක්ෂිත වේ. තාරකාවේ චුම්භක ක්ෂේත්‍රයේ බලපෑම හා සම්බන්ධ ලක්ෂණ ඇති බව උපකල්පනය කෙරේ. නවතම දත්ත වලට අනුව වර්ණාවලි උච්චාවචනයන් හටගත හැක්කේ බ්‍රහස්පති ග්‍රහයාගේ ස්කන්ධය මෙන් 15 ගුණයකට ආසන්න ස්කන්ධයක් සහිත කොස්මික් ශරීරයක් සමීප වීම හේතුවෙනි. මෙය සත්‍යද යන්න තවමත් අභිරහසකි. තාරකා විද්‍යාඥයින් සෑම දිනකම තාරකා වල අනෙකුත් අභිරහස් මෙන් එය තේරුම් ගැනීමට උත්සාහ කරයි.

සුදු වාමන

"සුදු වාමන" ලෙස නම් කර ඇති ලුමිනරි පරිණාමයේ එම අදියර සඳහන් නොකර සුදු තරු පිළිබඳ කතාව අසම්පූර්ණ වනු ඇත. එවැනි වස්තූන්ට ඔවුන්ගේ නම ලැබුණේ මුලින්ම සොයා ගන්නා ලද වර්ණාවලි A කාණ්ඩයට අයත් වන බැවිනි. මේවා Sirius B සහ 40 Eridani B. අද සුදු වාමන තාරකාවක ජීවිතයේ අවසාන අදියර සඳහා එක් විකල්පයක් ලෙස හැඳින්වේ.

ලුමිනරිවල ජීවන චක්‍රය ගැන අපි වඩාත් විස්තරාත්මකව වාසය කරමු.

තාරකා පරිණාමය

තරු එක රැයකින් ඉපදෙන්නේ නැත: ඒ සෑම එකක්ම අදියර කිහිපයක් හරහා ගමන් කරයි. පළමුව, ගෑස් සහ දූවිලි වලාකුළ එහිම ගුරුත්වාකර්ෂණ බලයේ බලපෑම යටතේ සම්පීඩනය වීමට පටන් ගනී. සෙමින් එය බෝලයක හැඩය ගන්නා අතර ගුරුත්වාකර්ෂණ ශක්තිය තාපය බවට පත් වේ - වස්තුවේ උෂ්ණත්වය වැඩි වේ. එය කෙල්වින් මිලියන 20 ක අගයකට ළඟා වන මොහොතේදී, න්යෂ්ටික විලයන ප්රතික්රියාව ආරම්භ වේ. මෙම අදියර සම්පූර්ණ තරුවක ජීවිතයේ ආරම්භය ලෙස සැලකේ.

ප්‍රධාන අනුපිළිවෙලෙහි දී ලුමිනරීස් වැඩි කාලයක් ගත කරයි. හයිඩ්‍රජන් චක්‍ර ප්‍රතික්‍රියා නිරන්තරයෙන් ඒවායේ ගැඹුරේ සිදු වේ. තරු වල උෂ්ණත්වය වෙනස් විය හැක. හරයේ ඇති සියලුම හයිඩ්‍රජන් අවසන් වූ විට, පරිණාමයේ නව අවධියක් ආරම්භ වේ. දැන් හීලියම් ඉන්ධන බවට පත් වේ. ඒ සමගම, තාරකාව ප්රසාරණය වීමට පටන් ගනී. එහි දීප්තිය වැඩි වන අතර, මතුපිට උෂ්ණත්වය, ඊට පටහැනිව, අඩු වේ. තාරකාව ප්‍රධාන අනුපිළිවෙලින් ඉවත් වී රතු යෝධයෙකු බවට පත්වේ.

හීලියම් හරයේ ස්කන්ධය ක්රමයෙන් වැඩි වන අතර, එය තමන්ගේම බර යටතේ සම්පීඩනය කිරීමට පටන් ගනී. රතු යෝධ අදියර කලින් එකට වඩා වේගයෙන් අවසන් වේ. තවදුරටත් පරිණාමය වන මාර්ගය වස්තුවේ ආරම්භක ස්කන්ධය මත රඳා පවතී. රතු යෝධ අවධියේ අඩු ස්කන්ධ තරු පිම්බීමට පටන් ගනී. මෙම ක්‍රියාවලියේ ප්‍රතිඵලයක් ලෙස වස්තුව එහි කවච වැගිරෙයි. ග්‍රහලෝක නිහාරිකාවක් සහ නිරාවරණය වූ තරු හරයක් සෑදී ඇත. එවැනි න්යෂ්ටියක දී සියලු විලයන ප්රතික්රියා සම්පූර්ණ විය. එය හීලියම් සුදු වාමන ලෙස හැඳින්වේ. වඩාත් දැවැන්ත රතු යෝධයන් (යම් දුරකට) කාබන් මත පදනම් වූ සුදු වාමනයන් බවට පරිණාමය වේ. ඒවායේ හරය හීලියම් වලට වඩා බර මූලද්‍රව්‍ය අඩංගු වේ.

ලක්ෂණ

සුදු වාමන යනු සාමාන්‍යයෙන් ස්කන්ධයෙන් සූර්යයාට ඉතා ආසන්න ශරීර වේ. එපමණක්ද නොව, ඒවායේ ප්රමාණය පෘථිවියට අනුරූප වේ. සම්භාව්‍ය භෞතික විද්‍යාවේ දෘෂ්ටි කෝණයෙන් මෙම විශ්වීය ශරීරවල දැවැන්ත ඝනත්වය සහ ඒවායේ ගැඹුරේ සිදුවන ක්‍රියාවලීන් පැහැදිලි කළ නොහැක. ක්වොන්ටම් යාන්ත්‍ර විද්‍යාව තරු වල රහස් හෙළි කිරීමට උපකාරී විය.

සුදු වාමනයන්ගේ කාරණය ඉලෙක්ට්‍රෝන-න්‍යෂ්ටික ප්ලාස්මා වේ. රසායනාගාරයක පවා එය ඉදිකිරීමට නොහැකි තරම්ය. එමනිසා, එවැනි වස්තූන්ගේ බොහෝ ලක්ෂණ අපැහැදිලි වේ.

ඔබ මුළු රාත්‍රිය පුරාම තරු අධ්‍යයනය කළත්, විශේෂ උපකරණ නොමැතිව අවම වශයෙන් එක් සුදු වාමනෙකුවත් හඳුනා ගැනීමට ඔබට නොහැකි වනු ඇත. ඒවායේ දීප්තිය සූර්යයාට වඩා සැලකිය යුතු ලෙස අඩුය. විද්‍යාඥයින්ට අනුව, මන්දාකිනියේ ඇති සියලුම වස්තූන්ගෙන් දළ වශයෙන් 3 සිට 10% දක්වා ප්‍රමාණයක් සුදු වාමන වේ. කෙසේ වෙතත්, අද වන විට, පෘථිවියේ සිට පාර්සෙක් 200-300 කට වඩා දුරින් පිහිටා ඇති ඒවා පමණක් සොයාගෙන ඇත.

සුදු වාමනයන් දිගටම පරිණාමය වෙමින් පවතී. පිහිටුවීමෙන් පසු වහාම ඔවුන් සතුව ඇත ඉහළ උෂ්ණත්වයමතුපිට, නමුත් ඉක්මනින් සිසිල්. ගොඩනැගීමට වසර බිලියන ගණනකට පසු, න්‍යායට අනුව, සුදු වාමන කළු වාමනයෙකු බවට පත්වේ - දෘශ්‍ය ආලෝකය විමෝචනය නොකරන ශරීරයකි.

නිරීක්ෂකයෙකු සඳහා සුදු, රතු හෝ නිල් පැහැති තාරකාවක් මූලික වශයෙන් වර්ණයෙන් වෙනස් වේ. තාරකා විද්යාඥයා ගැඹුරින් පෙනේ. වර්ණය වහාම වස්තුවේ උෂ්ණත්වය, ප්රමාණය සහ ස්කන්ධය ගැන බොහෝ දේ කියයි. නිල් හෝ ලා නිල් පැහැති තාරකාවක් යනු යෝධ උණුසුම් බෝලයකි, සෑම අතින්ම සූර්යයාට වඩා බොහෝ ඉදිරියෙන්. ලිපියේ විස්තර කර ඇති සුදු ලුමිනරීස් තරමක් කුඩා ය. විවිධ නාමාවලිවල තරු අංක ද වෘත්තිකයන්ට බොහෝ දේ කියයි, නමුත් සියල්ල නොවේ. දුරස්ථ අභ්‍යවකාශ වස්තූන්ගේ ජීවය පිළිබඳ තොරතුරු විශාල ප්‍රමාණයක් තවමත් පැහැදිලි කර නොමැති හෝ අනාවරණය කර ගෙන නොමැත.

අප නිරීක්ෂණය කරන තරු වර්ණය හා දීප්තිය යන දෙකෙන්ම වෙනස් වේ. තාරකාවක දීප්තිය එහි ස්කන්ධය සහ එහි දුර යන දෙකම මත රඳා පවතී. තවද දීප්තියේ වර්ණය එහි මතුපිට උෂ්ණත්වය මත රඳා පවතී. සිසිල් තරු රතු ය. තවද උණුසුම්ම ඒවාට නිල් පැහැයක් ඇත. සුදු සහ නිල් තරු උණුසුම්ම වේ, ඒවායේ උෂ්ණත්වය සූර්යයාගේ උෂ්ණත්වයට වඩා වැඩි ය. අපේ තාරකාව වන සූර්යයා කහ පැහැති තරු පන්තියට අයත් වේ.

අහසේ තරු කීයක් තිබේද?
අප දන්නා විශ්වයේ කොටසේ ඇති තාරකා සංඛ්‍යාව ආසන්න වශයෙන් ගණනය කිරීම පාහේ කළ නොහැක්කකි. ක්ෂීරපථය ලෙස හඳුන්වන අපේ මන්දාකිනියේ තරු බිලියන 150ක් පමණ තිබිය හැකි බව විද්‍යාඥයන්ට පැවසිය හැකියි. නමුත් වෙනත් මන්දාකිණි තිබේ! නමුත් පෘථිවි පෘෂ්ඨයේ සිට පියවි ඇසින් දැකිය හැකි තරු ගණන මිනිසුන් වඩාත් නිවැරදිව දනිති. එවැනි තරු 4.5 දහසක් පමණ ඇත.

තරු ඉපදෙන්නේ කෙසේද?
තරු එළිය වැටුණොත් ඒ කියන්නේ කාට හරි ඒක අවශ්‍යද? නිමක් නැති අවකාශයේ සෑම විටම විශ්වයේ සරලම ද්රව්යයේ අණු ඇත - හයිඩ්රජන්. කොහේ හරි අඩු හයිඩ්රජන්, කොහේ හරි වැඩි. අන්යෝන්ය ආකර්ෂණීය බලවේගවල බලපෑම යටතේ හයිඩ්රජන් අණු එකිනෙකට ආකර්ෂණය වේ. මෙම ආකර්ෂණ ක්‍රියාවලීන් ඉතා දිගු කාලයක් පැවතිය හැකිය - වසර මිලියන ගණනක් සහ බිලියන ගණනක් පවා. නමුත් ඉක්මනින් හෝ පසුව, හයිඩ්‍රජන් අණු එකිනෙකට සමීපව ආකර්ෂණය වන අතර වායු වලාකුළක් සාදයි. තවදුරටත් ආකර්ෂණය වීමත් සමඟ එවැනි වලාකුළක මධ්යයේ උෂ්ණත්වය ඉහළ යාමට පටන් ගනී. තවත් වසර මිලියන ගණනක් ගෙවී යනු ඇති අතර වායු වලාකුළේ උෂ්ණත්වය බොහෝ සෙයින් ඉහළ යා හැකි අතර තාප න්‍යෂ්ටික විලයන ප්‍රතික්‍රියාවක් ආරම්භ වනු ඇත - හයිඩ්‍රජන් හීලියම් බවට පත් වීමට පටන් ගන්නා අතර නව තාරකාවක් අහසේ දිස්වනු ඇත. ඕනෑම තරුවක් යනු උණුසුම් වායු බෝලයකි.

තරු වල ආයු කාලය සැලකිය යුතු ලෙස වෙනස් වේ. අලුත උපන් තාරකාවක ස්කන්ධය වැඩි වන තරමට එහි ආයු කාලය කෙටි වන බව විද්‍යාඥයින් සොයාගෙන ඇත. තාරකාවක ආයු කාලය වසර මිලියන සිය ගණනක සිට වසර බිලියන ගණනක් දක්වා විය හැකිය.

ආලෝක වර්ෂය
ආලෝක වර්ෂයක් යනු තත්පරයට කිලෝමීටර් 300,000 ක වේගයෙන් ගමන් කරන ආලෝක කදම්භයක් විසින් වසරක් තුළ ආවරණය කරන දුරයි. තවද වසරකට තත්පර 31,536,000 ක් ඇත! ඉතින්, Proxima Centauri නම් අපට ආසන්නතම තාරකාවේ සිට ආලෝක කදම්භයක් වසර හතරකට වැඩි කාලයක් (ආලෝක වර්ෂ 4.22) ගමන් කරයි! මෙම තාරකාව සූර්යයාට වඩා 270,000 ගුණයක් අපෙන් දුරින් පිහිටා ඇත. ඉතිරි තරු බොහෝ දුරින් - දස, සිය ගණනක්, දහස් ගණනක් සහ ආලෝක වර්ෂ මිලියන ගණනක් අපෙන්. මේ නිසා තරු අපට ඉතා කුඩා ලෙස පෙනේ. එමෙන්ම වඩාත්ම බලගතු දුරේක්ෂයේ පවා, ග්රහලෝක මෙන් නොව, ඒවා සෑම විටම තිත් ලෙස පෙනේ.

"තාරකා මණ්ඩලය" යනු කුමක්ද?
පුරාණ කාලයේ සිටම මිනිසුන් තරු දෙස බැලූ අතර දීප්තිමත් තාරකා කණ්ඩායම්, සතුන්ගේ රූප සහ මිථ්‍යා වීරයන්ගේ කණ්ඩායම් සාදන විකාර රූප දැක ඇත. අහසේ එවැනි රූප තාරකා මණ්ඩල ලෙස හැඳින්වීමට පටන් ගත්තේය. තවද, අහසේ මෙම හෝ එම තාරකා මණ්ඩලයේ පුද්ගලයින් විසින් ඇතුළත් කර ඇති තාරකා දෘශ්‍යමය වශයෙන් එකිනෙකට සමීප වුවද, අභ්‍යවකාශයේ මෙම තාරකා එකිනෙකාගෙන් සැලකිය යුතු දුරකින් පිහිටා ඇත. වඩාත් ප්රසිද්ධ තාරකා මණ්ඩල වන්නේ උර්සා මේජර් සහ උර්සා මයිනර් ය. කාරණය වන්නේ උර්සා මයිනර් තාරකා මණ්ඩලයට ධ්‍රැවීය තාරකාව ඇතුළත් වන අතර එය පෙන්වා දී ඇත උත්තර ධ්රැවයඅපේ පෘථිවිය. තවද, උතුරු තාරකාව අහසේ සොයා ගන්නේ කෙසේදැයි දැන ගැනීමෙන්, ඕනෑම සංචාරකයෙකුට සහ නාවිකයෙකුට උතුර කොතැනද යන්න තීරණය කිරීමට සහ ප්රදේශයේ සැරිසැරීමට හැකි වනු ඇත.

සුපර්නෝවා
සමහර තරු, ඔවුන්ගේ ජීවිත අවසානයේ, හදිසියේම, වෙනදාට වඩා දහස් ගණනක් සහ මිලියන ගණනක් දීප්තියෙන් බැබළෙන්නට පටන් ගනී, සහ අවට අවකාශයට විශාල ද්‍රව්‍ය ස්කන්ධයක් පිට කරයි. සුපර්නෝවා පිපිරීමක් සිදුවන බව සාමාන්‍යයෙන් කියනු ලැබේ. සුපර්නෝවා වල දීප්තිය ක්‍රමයෙන් මැකී යන අතර අවසානයේදී එවැනි තාරකාවක් වෙනුවට දීප්තිමත් වලාකුළක් පමණක් ඉතිරි වේ. 1054 ජූලි 4 වන දින ආසන්න හා ඈත පෙරදිග පුරාණ තාරකා විද්‍යාඥයින් විසින් එවැනිම සුපර්නෝවා පිපිරීමක් නිරීක්ෂණය කරන ලදී. මෙම සුපර්නෝවා ක්ෂය වීම මාස 21 ක් පැවතුනි. දැන් මෙම තාරකාව වෙනුවට බොහෝ තාරකා විද්‍යා ලෝලීන් දන්නා කකුළු නිහාරිකාව ඇත.

මෙම කොටස සාරාංශ කිරීම සඳහා, අපි එය සටහන් කරමු

වී. තරු වර්ග

තරු වල මූලික වර්ණාවලි වර්ගීකරණය:

දුඹුරු වාමන

දුඹුරු වාමන තරු වර්ගයක් වන අතර න්‍යෂ්ටික ප්‍රතික්‍රියා මගින් විකිරණවලට අහිමි වන ශක්තියට කිසිදා වන්දි ගෙවිය නොහැක. දිගු කලක් දුඹුරු වාමන උපකල්පිත වස්තූන් විය. තාරකා සෑදීමේදී සිදුවන ක්‍රියාවලීන් පිළිබඳ අදහස් මත පදනම්ව 20 වන සියවසේ මැද භාගයේදී ඔවුන්ගේ පැවැත්ම පුරෝකථනය කරන ලදී. කෙසේ වෙතත්, 2004 දී පළමු වරට දුඹුරු වාමනයෙකු සොයා ගන්නා ලදී. අද වන විට, මෙම වර්ගයේ තරු බොහොමයක් සොයාගෙන ඇත. ඔවුන්ගේ වර්ණාවලි පන්තිය M - T වේ. න්‍යායාත්මකව, තවත් පන්තියක් කැපී පෙනේ - Y නම් කර ඇත.

සුදු වාමන

හීලියම් ෆ්ලෑෂ් පසු ඉක්මනින්, කාබන් සහ ඔක්සිජන් "ගිනිගන්න"; මෙම සෑම සිදුවීමක්ම තාරකාවේ ප්‍රබල ප්‍රතිව්‍යුහගත කිරීමක් සහ හර්ට්ස්ප්‍රන්ග්-රසෙල් රූප සටහන ඔස්සේ එහි වේගවත් චලනය ඇති කරයි. තාරකාවේ වායුගෝලයේ ප්‍රමාණය තවත් වැඩි වන අතර, එය තාරකා සුළං ධාරා විසිරී යාමේ ස්වරූපයෙන් වායුව තීව්‍ර ලෙස නැති වීමට පටන් ගනී. තාරකාවේ මධ්‍යම කොටසේ ඉරණම මුලුමනින්ම රඳා පවතින්නේ එහි ආරම්භක ස්කන්ධය මත ය: පරිණාමයේ පසුකාලීන අවස්ථා වලදී එහි ස්කන්ධය චන්ද්‍රසේකර් සීමාව ඉක්මවා ගියහොත් තරුවේ හරය සුදු වාමන (අඩු ස්කන්ධ තරු) ලෙස පරිණාමය අවසන් කළ හැකිය - නියුට්‍රෝන තාරකාවක් ලෙස (පල්සර්), ස්කන්ධය ඉක්මවා ගියහොත් ඔපන්හයිමර්-වොල්කොව් සීමාව කළු කුහරයක් වැනිය. අවසාන අවස්ථා දෙකේදී, තාරකාවල පරිණාමය සම්පූර්ණ කිරීම ව්යසනකාරී සිදුවීම් සමඟ සිදු වේ - සුපර්නෝවා පිපිරීම්.
සූර්යයා ඇතුළු තාරකාවන්ගෙන් අතිමහත් බහුතරයක් පරිහානියට පත් ඉලෙක්ට්‍රෝනවල පීඩනය ගුරුත්වාකර්ෂණය තුලනය වන තෙක් හැකිලීමෙන් ඔවුන්ගේ පරිණාමය අවසන් කරයි. මෙම අවස්ථාවේ දී, තාරකාවේ විශාලත්වය සිය ගුණයකින් අඩු වන විට සහ ඝනත්වය ජල ඝනත්වයට වඩා මිලියන ගුණයකින් වැඩි වන විට, තාරකාව සුදු වාමන ලෙස හැඳින්වේ. එය බලශක්ති ප්රභවයන් අහිමි වන අතර, ක්රමයෙන් සිසිල් වීම, අඳුරු සහ නොපෙනෙන බවට පත් වේ.

රතු යෝධයන්

රතු යෝධයන් සහ සුපිරි යෝධයන් යනු තරමක් අඩු ඵලදායී උෂ්ණත්වයක් (3000 - 5000 K) ඇති නමුත් අතිවිශාල දීප්තිය සහිත තරු වේ. සාමාන්ය නිරපේක්ෂ විශාලත්වයඑවැනි වස්තූන් 3m-0m (දීප්තිමත් පන්තිය I සහ III). ඔවුන්ගේ වර්ණාවලිය අණුක අවශෝෂණ පටි තිබීම මගින් සංලක්ෂිත වන අතර උපරිම විමෝචනය අධෝරක්ත පරාසය තුළ සිදු වේ.

විචල්ය තරු

විචල්‍ය තාරකාවක් යනු එහි සමස්ත නිරීක්ෂණ ඉතිහාසයේ එක් වරක්වත් දීප්තිය වෙනස් වූ තාරකාවකි. විචල්‍යතාවයට බොහෝ හේතු ඇති අතර ඒවා අභ්‍යන්තර ක්‍රියාවලීන් සමඟ පමණක් සම්බන්ධ විය හැකිය: තාරකාව ද්විත්ව නම් සහ දර්ශන රේඛාව පිහිටා තිබේ නම් හෝ දර්ශන ක්ෂේත්‍රයට සුළු කෝණයකින් නම්, එක් තරුවක්, තැටියේ තැටිය හරහා ගමන් කරයි. තරුව, එය ග්‍රහණය කරවන අතර, තාරකාවෙන් ලැබෙන ආලෝකය ප්‍රබල ගුරුත්වාකර්ෂණ ක්ෂේත්‍රයක් හරහා ගියහොත් දීප්තිය ද වෙනස් විය හැක. කෙසේ වෙතත්, බොහෝ අවස්ථාවලදී, විචල්යතාව අස්ථායී අභ්යන්තර ක්රියාවලීන් සමඟ සම්බන්ධ වේ. විචල්‍ය තරු වල සාමාන්‍ය නාමාවලියේ නවතම අනුවාදය පහත බෙදීම අනුගමනය කරයි:
පුපුරා යන විචල්ය තරු - මේවා ප්‍රචණ්ඩ ක්‍රියාවලීන් සහ ඒවායේ වර්ණ ගෝලයේ සහ කිරීටකවල ඇති ගිනිදැල් හේතුවෙන් ඒවායේ දීප්තිය වෙනස් කරන තරු වේ. දීප්තිය වෙනස් වීම සාමාන්‍යයෙන් සිදුවන්නේ ලියුම් කවරයේ වෙනස්වීම් හෝ විචල්‍ය-තීව්‍රතා තාරකා සුළඟේ ස්වරූපයෙන් ස්කන්ධ අලාභය සහ/හෝ අන්තර් තාරකා මාධ්‍යය සමඟ අන්තර්ක්‍රියා කිරීම හේතුවෙනි.
ස්පන්දන විචල්ය තරුඒවායේ මතුපිට ස්තරවල ආවර්තිතා ප්‍රසාරණය සහ හැකිලීම ප්‍රදර්ශනය කරන තරු වේ. ස්පන්දන රේඩියල් හෝ රේඩියල් නොවන විය හැක. තාරකාවක රේඩියල් ස්පන්දනයන් එහි හැඩය ගෝලාකාරව තබයි, රේඩියල් නොවන ස්පන්දන තාරකාවේ හැඩය ගෝලාකාරයෙන් බැහැර වීමට හේතු වන අතර තාරකාවේ අසල්වැසි කලාප ප්‍රතිවිරුද්ධ අවධිවල තිබිය හැක.
භ්රමණය වන විචල්ය තරු- මේවා මතුපිට දීප්තියේ ව්‍යාප්තිය ඒකාකාර නොවන සහ/හෝ ඉලිප්සාකාර නොවන හැඩයක් ඇති තරු වන අතර එහි ප්‍රතිඵලයක් ලෙස තරු භ්‍රමණය වන විට නිරීක්ෂකයා ඒවායේ විචල්‍යතාවය සටහන් කරයි. තාරකාවේ භ්‍රමණ අක්ෂය සමඟ අක්ෂ නොගැලපෙන චුම්බක ක්ෂේත්‍ර නිසා ඇති වන ලප හෝ උෂ්ණත්වය හෝ රසායනික අක්‍රමිකතා නිසා මතුපිට දීප්තියේ අසමමිතිය ඇති විය හැක.
කැටක්ලිස්මික් (පුපුරනසුලු සහ නෝවා වැනි) විචල්‍ය තරු. මෙම තාරකාවල විචල්‍යතාවය ඇති වන්නේ පිපිරුම් නිසා වන අතර ඒවා ඒවායේ මතුපිට ස්ථරවල (නෝවා) හෝ ගැඹුරේ (සුපර්නෝවා) පිපිරුම් ක්‍රියාවලීන් නිසා ඇතිවේ.
Eclipsing ද්විමය පද්ධති.
දෘඪ X-කිරණ විමෝචනය සහිත දෘශ්‍ය විචල්‍ය ද්විමය පද්ධති
නව විචල්ය වර්ග- නාමාවලිය ප්‍රකාශයට පත් කිරීමේදී සොයාගත් විචල්‍යතා වර්ග සහ එබැවින් දැනටමත් ප්‍රකාශිත පන්තිවලට ඇතුළත් කර නොමැත.

අලුත්

නෝවා යනු කැටක්ලිස්මික් විචල්‍ය වර්ගයකි. ඒවායේ දීප්තිය සුපර්නෝවාවල මෙන් තියුනු ලෙස වෙනස් නොවේ (විස්තාරය මීටර් 9 ක් විය හැකි වුවද): උපරිමයට දින කිහිපයකට පෙර, තරුව දුර්වල වන්නේ මීටර් 2 ක් පමණි. එවැනි දින ගණන තීරණය වන්නේ තාරකාව අයත් වන්නේ කුමන නෝවා පන්තියටද යන්නයි:
මෙම කාලය (t2 ලෙස දැක්වෙන) දින 10කට වඩා අඩු නම් ඉතා වේගවත් වේ.
වේගවත් - 11 ඉතා මන්දගාමී: 151 ඉතා මන්දගාමී, වසර ගණනාවක් උපරිමයට ආසන්නව සිටීම.

nova හි උපරිම දීප්තිය t2 මත රඳා පවතී. සමහර විට මෙම යැපීම තාරකාවකට ඇති දුර තීරණය කිරීමට භාවිතා කරයි. ගිනිදැල් උපරිම විවිධ පරාසයන් තුළ වෙනස් ලෙස හැසිරේ: දෘශ්ය පරාසය තුළ දැනටමත් විකිරණ අඩුවීමක් ඇති විට, පාරජම්බුල කිරණ තුළ එය තවමත් වර්ධනය වේ. අධෝරක්ත පරාසය තුළ ෆ්ලෑෂ් ද නිරීක්ෂණය කළ හොත්, පාරජම්බුල කිරණවල දීප්තිය අඩු වීමෙන් පසුව පමණක් උපරිමයට ළඟා වේ. මේ අනුව, දැල්ලක් තුළ ඇති බෝලමිතික දීප්තිය තරමක් දිගු කාලයක් නොවෙනස්ව පවතී.

අපගේ ගැලැක්සියේ, නෝවා කණ්ඩායම් දෙකක් වෙන්කර හඳුනාගත හැකිය: නව තැටි (සාමාන්‍යයෙන්, ඒවා දීප්තිමත් හා වේගවත්), සහ නව බල්ගේස්, ටිකක් මන්දගාමී වන අතර, ඒ අනුව, ටිකක් දුර්වල වේ.

සුපර්නෝවා

සුපර්නෝවා යනු විනාශකාරී පුපුරන සුලු ක්‍රියාවලියකින් පරිණාමය අවසන් කරන තාරකා වේ. "supernovae" යන යෙදුම ඊනියා "novae" වලට වඩා බලවත් ලෙස (විශාලත්වයේ අනුපිළිවෙලින්) පිපිරෙන තාරකා විස්තර කිරීමට භාවිතා කරන ලදී. ඇත්ත වශයෙන්ම, එකක් හෝ අනෙකක් භෞතිකව අලුත් නොවේ; නමුත් ඉතිහාසගත අවස්ථා කිහිපයකදී, එම තාරකා කලින් ප්‍රායෝගිකව හෝ සම්පූර්ණයෙන්ම අහසේ නොපෙනෙන ලෙස පුපුරා ගිය අතර එමඟින් නව තාරකාවක පෙනුමේ බලපෑම නිර්මාණය විය. සුපර්නෝවා වර්ගය තීරණය වන්නේ ෆ්ලෙයා වර්ණාවලියේ හයිඩ්‍රජන් රේඛා තිබීමෙනි. එය තිබේ නම්, එය II වර්ගයේ සුපර්නෝවා වේ, එසේ නොවේ නම්, එය I වර්ගයේ සුපර්නෝවා වේ.

හයිපර්නෝවා

හයිපර්නෝවා - තාප න්‍යෂ්ටික ප්‍රතික්‍රියා වලට සහාය වීම සඳහා තවත් ප්‍රභවයන් ඉතිරිව නොතිබීමෙන් පසු සුවිශේෂී බර තාරකාවක් කඩා වැටීම; වෙනත් වචන වලින් කිවහොත්, එය ඉතා විශාල සුපර්නෝවා වේ. 1990 දශකයේ මුල් භාගයේ සිට තාරකා පිපිරුම් කෙතරම් ප්‍රබල ලෙස නිරීක්ෂණය වී ඇත්ද යත් පිපිරුමේ බලය සාමාන්‍ය සුපර්නෝවායක බලයට වඩා 100 ගුණයකින් පමණ ඉක්මවා ගිය අතර පිපිරුමේ ශක්තිය ජූල් 1046 ඉක්මවා ගියේය. මීට අමතරව, මෙම පිපිරීම් බොහොමයක් ඉතා ශක්තිමත් ගැමා කිරණ පිපිරීම් සමඟ සිදු විය. අහස පිළිබඳ තීව්‍ර අධ්‍යයනයෙන් හයිපර්නෝවා වල පැවැත්මට පක්ෂව තර්ක කිහිපයක් සොයාගෙන ඇත, නමුත් දැනට හයිපර්නෝවා උපකල්පිත වස්තූන් වේ. අද මෙම යෙදුම සූර්ය ස්කන්ධ 100 සිට 150 දක්වා හෝ ඊට වැඩි ස්කන්ධයක් සහිත තාරකාවල පිපිරීම් විස්තර කිරීමට භාවිතා කරයි. ප්‍රබල විකිරණශීලී දැවිල්ලක් හේතුවෙන් හයිපර්නෝවා න්‍යායාත්මකව පෘථිවියට බරපතල තර්ජනයක් විය හැකි නමුත් දැනට පෘථිවිය අසල එවැනි අනතුරක් විය හැකි තරු නොමැත. සමහර දත්ත වලට අනුව, මීට වසර මිලියන 440 කට පෙර පෘථිවිය අසල හයිපර්නෝවා පිපිරීමක් සිදු විය. මෙම පිපිරීමේ ප්‍රතිඵලයක් ලෙස කෙටිකාලීන නිකල් සමස්ථානික 56Ni පෘථිවියට පතිත වන්නට ඇත.

නියුට්‍රෝන තරු

සූර්යයාට වඩා විශාල තාරකා වල, පරිහානියට පත් ඉලෙක්ට්‍රෝනවල පීඩනයට හරයේ සම්පීඩනය අඩංගු විය නොහැකි අතර, බොහෝ අංශු නියුට්‍රෝන බවට හැරෙන තෙක් එය දිගටම පවතින අතර, තරුවේ ප්‍රමාණය කිලෝමීටර් වලින් මනිනු ලබන තරමට තදින් අසුරා ඇත. ට්‍රිලියන 280 කි. ජල ඝනත්වය මෙන් ගුණයක්. එවැනි වස්තුවක් නියුට්‍රෝන තාරකාවක් ලෙස හැඳින්වේ; එහි සමතුලිතතාවය පරිහානියට පත් වූ නියුට්‍රෝන ද්‍රව්‍යයේ පීඩනය මගින් පවත්වාගෙන යනු ලැබේ.

තරු මොන පාටද

තරු වර්ණ.තරු විවිධ වර්ණවලින් පැමිණේ. Arcturus කහ-තැඹිලි පැහැයක් ඇත, Rigel සුදු-නිල්, Antares දීප්තිමත් රතු. තාරකාවක වර්ණාවලියේ ප්‍රමුඛ වර්ණය එහි මතුපිට උෂ්ණත්වය මත රඳා පවතී. තාරකාවක වායු කවචය පරමාදර්ශී විමෝචකයක් (නිරපේක්ෂ වශයෙන් කළු පැහැති ශරීරයක්) ලෙස හැසිරෙන අතර M. Planck (1858-1947), J. Stefan (1835-1893) සහ V. Wien (1835-1893) විසින් විකිරණ සම්භාව්‍ය නියමයන්ට සම්පූර්ණයෙන්ම යටත් වේ. 1864-1928), ශරීර උෂ්ණත්වය සහ එහි විකිරණ ස්වභාවය සම්බන්ධ කිරීම. ප්ලාන්ක්ගේ නියමය ශරීරයේ වර්ණාවලියේ ශක්තිය බෙදා හැරීම විස්තර කරයි. ඔහු පෙන්වා දෙන්නේ උෂ්ණත්වය වැඩි වීමත් සමඟ මුළු විකිරණ ප්‍රවාහය වැඩි වන අතර වර්ණාවලියේ උපරිමය කෙටි තරංග දෙසට මාරු වන බවයි. උපරිම විකිරණය සිදුවන තරංග ආයාමය (සෙන්ටිමීටර වලින්) තීරණය කරනු ලබන්නේ Wien ගේ නියමය මගිනි: එල්උපරිම = 0.29/ ටී. ඇන්ටාරෙස්හි රතු පැහැය පැහැදිලි කරන්නේ මෙම නීතියයි ( ටී= 3500 K) සහ නිල් රිගල් වර්ණය ( ටී= 18000 K). ස්ටෙෆන්ගේ නියමය මගින් සියලුම තරංග ආයාමයන්හි (වර්ග මීටරයකට වොට් වලින්) විකිරණ ප්‍රවාහය ලබා දෙයි: ඊ = 5,67" 10 –8 ටී 4 .

තරු වර්ණාවලිය.තාරකා වර්ණාවලි අධ්‍යයනය නූතන තාරකා භෞතික විද්‍යාවේ පදනම වේ. වර්ණාවලියෙන්, තාරකාවේ වායුගෝලයේ රසායනික සංයුතිය, උෂ්ණත්වය, පීඩනය සහ වායුවේ වේගය තීරණය කළ හැකිය. රේඛා වල ඩොප්ලර් මාරුව තාරකාවේ චලනය වීමේ වේගය මැනීමට භාවිතා කරයි, උදාහරණයක් ලෙස, ද්විමය පද්ධතියක කක්ෂයක් දිගේ.

බොහෝ තරු වල වර්ණාවලියේ අවශෝෂණ රේඛා දෘශ්‍යමාන වේ, i.e. විකිරණ අඛණ්ඩව බෙදා හැරීමේ පටු බිඳීම්. ඒවා Fraunhofer හෝ අවශෝෂණ රේඛා ලෙසද හැඳින්වේ. ඒවා වර්ණාවලියේ සෑදෙන්නේ තාරකාවේ වායුගෝලයේ උණුසුම් පහළ ස්ථරවලින් ලැබෙන විකිරණ, සිසිල් ඉහළ ස්ථර හරහා ගමන් කිරීම, ඇතැම් පරමාණු සහ අණු වල ලක්ෂණයක් වන ඇතැම් තරංග ආයාමවලදී අවශෝෂණය වන බැවිනි.

තරු වල අවශෝෂණ වර්ණාවලිය බොහෝ සෙයින් වෙනස් වේ; කෙසේ වෙතත්, ඕනෑම රසායනික මූලද්‍රව්‍යයක රේඛාවල තීව්‍රතාවය සෑම විටම තාරකා වායුගෝලයේ එහි සැබෑ ප්‍රමාණය පිළිබිඹු නොකරයි: බොහෝ දුරට, වර්ණාවලියේ හැඩය තාරකා මතුපිට උෂ්ණත්වය මත රඳා පවතී. උදාහරණයක් ලෙස, බොහෝ තරු වල වායුගෝලයේ යකඩ පරමාණු දක්නට ලැබේ. කෙසේ වෙතත්, උණුසුම් තරු වල වර්ණාවලියේ උදාසීන යකඩ රේඛා නොමැත, මන්ද එහි ඇති සියලුම යකඩ පරමාණු අයනීකරණය වී ඇත. සියලුම තරු වල ප්‍රධාන සංඝටකය හයිඩ්‍රජන් වේ. නමුත් හයිඩ්‍රජන් ප්‍රකාශ රේඛා සිසිල් තරු වල වර්ණාවලියේ නොපෙනේ, එය ප්‍රමාණවත් ලෙස උද්වේගකර නොමැති අතර, එය සම්පූර්ණයෙන්ම අයනීකරණය වී ඇති ඉතා උණුසුම් තාරකා වල වර්ණාවලියේ. නමුත් මතුපිට උෂ්ණත්වය සෙ.මී. 10,000 K වඩාත්ම බලගතු අවශෝෂණ රේඛා වන්නේ හයිඩ්‍රජන් බාමර් ශ්‍රේණියේ රේඛා වන අතර එය දෙවන ශක්ති මට්ටමේ සිට පරමාණු සංක්‍රමණය වීමේදී සෑදී ඇත.

තාරකාවේ වායුගෝලයේ වායු පීඩනය ද වර්ණාවලියට යම් බලපෑමක් ඇති කරයි. එම උෂ්ණත්වයේ දී, අයනීකෘත පරමාණු වල රේඛා අඩු පීඩන වායුගෝලයේ ශක්තිමත් වේ, මන්ද මෙම පරමාණු ඉලෙක්ට්‍රෝන ග්‍රහණය කර ගැනීමට ඇති ඉඩකඩ අඩු බැවින් වැඩි කාලයක් ජීවත් වේ. වායුගෝලීය පීඩනය ප්‍රමාණයට හා ස්කන්ධයට සමීපව සම්බන්ධ වන අතර එම නිසා දී ඇති වර්ණාවලි පන්තියක තරුවක දීප්තියට සම්බන්ධ වේ. වර්ණාවලියෙන් පීඩනය ස්ථාපිත කිරීමෙන් පසු, තාරකාවේ දීප්තිය ගණනය කළ හැකි අතර, එය දෘශ්ය දීප්තිය සමඟ සංසන්දනය කර, "දුර මොඩියුලය" තීරණය කරන්න ( එම්- එම්) සහ තරුවට රේඛීය දුර. මෙම ඉතා ප්‍රයෝජනවත් ක්‍රමය වර්ණාවලි පරාල ක්‍රමය ලෙස හැඳින්වේ.

වර්ණ දර්ශකය.තාරකාවක වර්ණාවලිය සහ එහි උෂ්ණත්වය වර්ණ දර්ශකයට සමීපව සම්බන්ධ වේ, i.e. කහ සහ නිල් වර්ණාවලි පරාසයන්හි තරු දීප්තියේ අනුපාතය සමඟ. වර්ණාවලියේ ශක්තිය බෙදා හැරීම විස්තර කරන ප්ලාන්ක් නියමය, වර්ණ දර්ශකය සඳහා ප්‍රකාශනයක් ලබා දෙයි: C.I. = 7200/ ටී- 0.64. සිසිල් තරු උණුසුම් තරු වලට වඩා ඉහළ වර්ණ දර්ශකයක් ඇත, i.e. සිසිල් තරු නිල් ආලෝකයට වඩා කහ ආලෝකයේ දී සාපේක්ෂව දීප්තිමත් වේ. උණුසුම් (නිල්) තරු සාමාන්‍ය ඡායාරූප තහඩු මත දීප්තියෙන් දිස්වන අතර සිසිල් තරු ඇසට දීප්තිමත් ලෙස දිස්වන අතර කහ කිරණවලට සංවේදී වන විශේෂ ඡායාරූප ඉමල්ෂන්.

වර්ණාවලි වර්ගීකරණය.සියලුම විවිධ තාරකා වර්ණාවලි තාර්කික පද්ධතියකට දැමිය හැකිය. හාවඩ් වර්ණාවලි වර්ගීකරණය මුලින්ම හඳුන්වා දුන්නේ ය හෙන්රි ඩ්‍රැපර්ගේ තාරකා වර්ණාවලි නාමාවලිය, E. Pickering (1846-1919) ගේ මඟපෙන්වීම යටතේ සකස් කරන ලදී. පළමුව, වර්ණාවලිය රේඛා තීව්‍රතාවයට අනුව සකස් කර අකාරාදී පිළිවෙලට අකුරු මගින් නම් කරන ලදී. නමුත් පසුව වර්ධනය වූ වර්ණාවලි පිළිබඳ භෞතික සිද්ධාන්තය මඟින් ඒවා උෂ්ණත්ව අනුපිළිවෙලකට සකස් කිරීමට හැකි විය. වර්ණාවලියේ අකුරු නම් කිරීම වෙනස් කර නොමැති අතර, දැන් උණුසුම් සිට සීතල තරු දක්වා ප්‍රධාන වර්ණාවලි පන්තිවල අනුපිළිවෙල මේ ආකාරයට පෙනේ: O B A F G K M. අතිරේක පන්ති R, N සහ S පෙන්නුම් කරන්නේ K සහ M වලට සමාන වර්ණාවලි, නමුත් a සමඟ විවිධ රසායනික සංයුතිය. එක් එක් පන්ති දෙක අතර, උපපංතීන් හඳුන්වා දෙනු ලැබේ, 0 සිට 9 දක්වා ඉලක්කම් වලින් නම් කෙරේ. උදාහරණයක් ලෙස, A5 වර්ගයේ වර්ණාවලිය A0 සහ F0 අතර අඩක් වේ. අමතර අක්ෂර සමහර විට තරු වල ලක්ෂණ සලකුණු කරයි: "d" - වාමන, "D" - සුදු වාමන, "p" - සුවිශේෂී (අසාමාන්ය) වර්ණාවලිය.

යෙර්ක්ස් නිරීක්ෂණාගාරයේ W. Morgan සහ F. Keenan විසින් නිර්මාණය කරන ලද MK පද්ධතිය මගින් වඩාත් නිවැරදි වර්ණාවලි වර්ගීකරණය නියෝජනය වේ. මෙය ද්විමාන පද්ධතියක් වන අතර, වර්ණාවලිය තාරකාවල උෂ්ණත්වය සහ දීප්තිය යන දෙකින්ම සකස් කර ඇත. ඒකමාන හාවර්ඩ් වර්ගීකරණය සමඟ එහි අඛණ්ඩතාවය වන්නේ උෂ්ණත්ව අනුපිළිවෙල එකම අකුරු සහ අංක (A3, K5, G2, ආදිය) මගින් ප්රකාශයට පත් කිරීමයි. නමුත් ඊට අමතරව, දීප්තිමත් සුපිරි යෝධයන්, සුපිරි යෝධයන්, දීප්තිමත් යෝධයන්, සාමාන්‍ය යෝධයන්, උපයෝධයන්, වාමනයන් (ප්‍රධාන අනුක්‍රමික තරු) සහ උප වාමනයන් පෙන්නුම් කරමින් පිළිවෙලින් Ia, Ib, II, III, IV, V සහ VI යන රෝම ඉලක්කම් වලින් සලකුණු කර ඇති දීප්ති පන්ති හඳුන්වා දෙනු ලැබේ. . උදාහරණයක් ලෙස, G2 V යන තනතුර සූර්ය වර්ගයේ තාරකාවක් වන අතර, G2 III යන තනතුර සූර්යයාට සමාන උෂ්ණත්වයක් සහිත සාමාන්‍ය යෝධයෙකු බව පෙන්නුම් කරයි.

හාවඩ් වර්ණාවලි වර්ගීකරණය
වර්ණාවලි පන්තිය	ඵලදායී උෂ්ණත්වය, K	වර්ණ
	26000–35000	නිල්
	12000–25000	සුදු-නිල්
	8000–11000	සුදු
	6200–7900	කහ-සුදු
	5000–6100	කහ
	3500–4900	දොඩම්
	2600–3400	රතු