Hvis du ser nøye på nattehimmelen, er det lett å legge merke til at stjernene som ser på oss er forskjellige i farge. Blåaktig, hvit, rød, de skinner jevnt eller flimrer som en juletrekrans. I et teleskop blir fargeforskjellene tydeligere. Årsaken til dette mangfoldet ligger i temperaturen i fotosfæren. Og, i motsetning til en logisk antagelse, er de varmeste ikke røde, men blå, hvit-blå og hvite stjerner. Men først ting først.
Spektralklassifisering
Stjerner er store varme baller av gass. Måten vi ser dem på fra jorden avhenger av mange parametere. For eksempel blinker ikke stjerner faktisk. Det er veldig lett å bli overbevist om dette: det er nok å huske solen. Den flimrende effekten oppstår på grunn av at lyset som kommer fra kosmiske kropper til oss overvinner det interstellare mediet, fullt av støv og gass. En annen ting er farge. Det er en konsekvens av oppvarmingen av skjellene (spesielt fotosfæren) til visse temperaturer. Den sanne fargen kan avvike fra den synlige, men forskjellen er vanligvis liten.
I dag brukes Harvard-spektralklassifiseringen av stjerner over hele verden. Det er hun tilfeldigvistemperatur og er basert på formen og den relative intensiteten til linjene i spekteret. Hver klasse tilsvarer stjernene i en bestemt farge. Klassifiseringen ble utviklet ved Harvard Observatory i 1890-1924.
Enbarbert engelskmann tygget dadler som gulrøtter
Det er syv hovedspektralklasser: O-B-A-F-G-K-M. Denne sekvensen reflekterer en gradvis nedgang i temperaturen (fra O til M). For å huske det er det spesielle mnemoniske formler. På russisk høres en av dem slik ut: «One Shaved Englishman Chewed Dates Like Carrots». Ytterligere to er lagt til disse klassene. Bokstavene C og S betegner kalde armaturer med metalloksidbånd i spekteret. La oss se nærmere på stjerneklasser:
- Klasse O er preget av den høyeste overflatetemperaturen (fra 30 til 60 tusen Kelvin). Stjerner av denne typen overskrider solen i masse med 60, og i radius - med 15 ganger. Deres synlige farge er blå. Når det gjelder lysstyrke, er de foran stjernen vår med mer enn en million ganger. Den blå stjernen HD93129A, som tilhører denne klassen, er preget av en av de høyeste lysstyrkeindeksene blant kjente kosmiske kropper. I følge denne indikatoren er den 5 millioner ganger foran solen. Den blå stjernen befinner seg i en avstand på 7,5 tusen lysår fra oss.
- Klasse B har en temperatur på 10-30 tusen Kelvin, en masse 18 ganger større enn solens. Disse er hvit-blå og hvite stjerner. Radiusen deres er 7 ganger større enn solens.
- Klasse A er preget av en temperatur på 7,5-10 tusen Kelvin,radius og masse som overstiger henholdsvis 2,1 og 3,1 ganger de tilsvarende parametrene til Solen. Dette er hvite stjerner.
- Klasse F: temperatur 6000-7500 K. Masse større enn solen med 1,7 ganger, radius - med 1,3. Fra jorden ser slike stjerner også hvite ut, deres sanne farge er gulhvit.
- Klasse G: temperatur 5-6 tusen Kelvin. Solen tilhører denne klassen. Den tilsynelatende og sanne fargen på slike stjerner er gul.
- Klasse K: temperatur 3500-5000 K. Radius og masse er mindre enn solenergi, de er 0,9 og 0,8 av de tilsvarende parameterne til stjernen. Sett fra jorden er fargen på disse stjernene guloransje.
- Klasse M: temperatur 2-3,5 tusen Kelvin. Masse og radius - 0,3 og 0,4 fra lignende parametere til solen. Fra overflaten av planeten vår ser de rødoransje ut. Beta Andromedae og alfakantareller tilhører M-klassen. Den knallrøde stjernen som er kjent for mange er Betelgeuse (Alpha Orionis). Det er best å lete etter det på himmelen om vinteren. Den røde stjernen er plassert over og litt til venstre for Orions belte.
Hver klasse er delt inn i underklasser fra 0 til 9, det vil si fra den varmeste til den kaldeste. Antall stjerner indikerer tilhørighet til en viss spektr altype og graden av oppvarming av fotosfæren sammenlignet med andre armaturer i gruppen. Solen tilhører for eksempel klassen G2.
Visuelle hvite
Dermed kan stjerneklassene B til F se hvite ut fra jorden. Og bare gjenstander som tilhører A-typen har faktisk denne fargen. Så stjernen Saif (stjernebildet Orion) og Algol (beta Perseus) til en observatør som ikke er bevæpnet med et teleskop vil virkehvit. De tilhører spektralklasse B. Deres sanne farge er blå-hvit. Mythrax og Procyon vises også hvite, de lyseste stjernene i de himmelske tegningene til Perseus og Canis Minor. Imidlertid er deres sanne farge nærmere gul (grad F).
Hvorfor er stjerner hvite for en jordisk observatør? Fargen er forvrengt på grunn av den enorme avstanden som skiller planeten vår fra lignende objekter, samt voluminøse skyer av støv og gass, som ofte finnes i verdensrommet.
Klasse A
Hvite stjerner er preget av en ikke så høy temperatur som representanter for klassene O og B. Fotosfæren deres varmer opp til 7,5-10 tusen Kelvin. Spektralklasse A-stjerner er mye større enn solen. Lysstyrken deres er også høyere – omtrent 80 ganger.
I spektra av A-stjerner er hydrogenlinjer i Balmer-serien sterkt utt alt. Linjene til andre elementer er merkbart svakere, men de blir mer betydningsfulle når du går fra underklasse A0 til A9. Kjemper og superkjemper som tilhører spektralklassen A er preget av litt mindre utt alte hydrogenlinjer enn hovedsekvensstjerner. Når det gjelder disse armaturene, blir tungmetalllinjer mer merkbare.
Det er mange særegne stjerner som tilhører spektralklassen A. Dette begrepet refererer til armaturer som har merkbare egenskaper i spekteret og fysiske parametere, noe som gjør det vanskelig å klassifisere dem. For eksempel er ganske sjeldne stjerner av Bootes lambda-typen preget av mangel på tungmetaller og veldig langsom rotasjon. Spesielle armaturer inkluderer også hvite dverger.
Klasse A tilhører slike lyse gjenstander om nattenhimmelen, som Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor og andre. La oss bli bedre kjent med dem.
Alpha Canis Major
Sirius er den lyseste, men ikke den nærmeste, stjernen på himmelen. Avstanden til den er 8,6 lysår. For en jordisk observatør virker det så lyst fordi det har en imponerende størrelse og likevel ikke er så langt unna som mange andre store og lyse gjenstander. Den nærmeste stjernen til solen er Alpha Centauri. Sirius er på femteplass på denne listen.
Den tilhører stjernebildet Canis Major og er et system av to komponenter. Sirius A og Sirius B er atskilt med 20 astronomiske enheter og roterer med en periode på i underkant av 50 år. Den første komponenten i systemet, en hovedsekvensstjerne, tilhører spektralklassen A1. Massen er dobbelt så stor som solen, og radiusen er 1,7 ganger. Det er han som kan observeres med det blotte øye fra jorden.
Den andre komponenten i systemet er en hvit dverg. Stjernen Sirius B er nesten lik vår lyskilde i masse, noe som ikke er typisk for slike objekter. Vanligvis er hvite dverger karakterisert ved en masse på 0,6-0,7 solmasser. Samtidig er dimensjonene til Sirius B nær jordens. Det antas at det hvite dvergstadiet begynte for denne stjernen for rundt 120 millioner år siden. Da Sirius B var lokalisert på hovedsekvensen, var det trolig et armatur med en masse på 5 solmasser og tilhørte spektr altypen B.
Sirius A, ifølge forskere, vil gå videre til neste evolusjonsstadium om omtrent 660 millioner år. Deretterden vil bli til en rød kjempe, og litt senere - til en hvit dverg, som dens følgesvenn.
Alpha Eagle
Som Sirius er mange hvite stjerner, hvis navn er gitt nedenfor, godt kjent, ikke bare for folk som er glad i astronomi på grunn av deres lysstyrke og hyppige omtale på sidene av science fiction-litteratur. Altair er en av disse armaturene. Alpha Eagle finnes for eksempel i Ursula le Guin og Steven King. På nattehimmelen er denne stjernen godt synlig på grunn av sin lysstyrke og relativt nærhet. Avstanden mellom sola og altair er 16,8 lysår. Av stjernene i spektralklasse A er det bare Sirius som er nærmere oss.
Altair er 1,8 ganger så massiv som solen. Dens karakteristiske trekk er en veldig rask rotasjon. Stjernen gjør én rotasjon rundt sin akse på mindre enn ni timer. Rotasjonshastigheten nær ekvator er 286 km/s. Som et resultat vil den «kvikke» Altairen bli flatet fra stolpene. I tillegg, på grunn av den elliptiske formen, synker temperaturen og lysstyrken til stjernen fra polene til ekvator. Denne effekten kalles "gravitasjonsformørking".
En annen funksjon ved Altair er at glansen endres over tid. Det refererer til variabler av typen Shield delta.
Alpha Lyra
Vega er den mest studerte stjernen etter solen. Alpha Lyrae er den første stjernen som har sitt spektrum bestemt. Hun ble også den andre lyskilden etter solen, tatt på bildet. Vega var også blant de første stjernene som forskerne målte avstanden til ved hjelp av parlaksmetoden. I en lang periode ble lysstyrken til stjernen tatt til 0 når størrelsen på andre objekter ble bestemt.
Alpha Lyra er godt kjent for både amatørastronomen og den enkle observatøren. Den er den femte lyseste blant stjernene, og er inkludert i sommertrekantens asterisme sammen med Altair og Deneb.
Avstanden fra solen til Vega er 25,3 lysår. Dens ekvatoriale radius og masse er henholdsvis 2,78 og 2,3 ganger større enn de tilsvarende parameterne til stjernen vår. Formen til en stjerne er langt fra å være en perfekt ball. Diameteren ved ekvator er merkbart større enn ved polene. Årsaken er den enorme rotasjonshastigheten. Ved ekvator når den 274 km/s (for solen er denne parameteren litt mer enn to kilometer per sekund).
En av Vegas spesielle funksjoner er støvskiven som omgir den. Antagelig oppsto den som følge av et stort antall kollisjoner av kometer og meteoritter. Støvskiven kretser rundt stjernen og varmes opp av dens stråling. Som et resultat øker intensiteten av den infrarøde strålingen til Vega. For ikke så lenge siden ble det oppdaget asymmetrier i disken. Deres sannsynlige forklaring er at stjernen har minst én planet.
Alpha Gemini
Det nest lyseste objektet i stjernebildet Gemini er Castor. Han, som de tidligere armaturene, tilhører spektralklassen A. Castor er en av de klareste stjernene på nattehimmelen. På den tilsvarende listen er han på 23. plass.
Castor er et multippelsystem som består av seks komponenter. De to hovedelementene (hjul A og hjul B) rotererrundt et felles massesenter med en periode på 350 år. Hver av de to stjernene er en spektral binær. Komponentene til Castor A og Castor B er mindre lyse og tilhører antagelig spektr altypen M.
Castor C ble ikke umiddelbart koblet til systemet. Opprinnelig ble den utpekt som en uavhengig stjerne YY Gemini. I prosessen med å forske på denne delen av himmelen, ble det kjent at denne armaturen var fysisk forbundet med Castor-systemet. Stjernen kretser rundt et massesenter felles for alle komponenter med en periode på flere titusenvis av år og er også en spektral binær.
Beta Aurigae
Aurigas himmeltegning inkluderer omtrent 150 "poeng", mange av dem er hvite stjerner. Navnene på armaturene vil si lite til en person langt fra astronomi, men dette forringer ikke deres betydning for vitenskapen. Det lyseste objektet i det himmelske mønsteret, som tilhører spektralklassen A, er Mencalinan eller Beta Aurigae. Navnet på stjernen på arabisk betyr "skulderen til eieren av tøylene."
Menkalinan - trippelsystem. Dens to komponenter er undergiganter av spektralklasse A. Lysstyrken til hver av dem overstiger den lignende parameteren til Solen med 48 ganger. De er atskilt med en avstand på 0,08 astronomiske enheter. Den tredje komponenten er en rød dverg i en avstand på 330 AU fra paret. e.
Epsilon Ursa Major
Det lyseste "punktet" i kanskje den mest kjente konstellasjonen på den nordlige himmelen (Ursa Major) er Aliot, også klassifisert som klasse A. Den tilsynelatende styrke er 1,76. Den klareste lysende stjernen tar 33. plass. Alioth går inn i Big Dipper-asterismen og er nærmere bollen enn andre armaturer.
Aliots spektrum er preget av uvanlige linjer som svinger med en periode på 5,1 dager. Det antas at funksjonene er assosiert med påvirkningen av stjernens magnetiske felt. Svingninger i spekteret, ifølge nyere data, kan oppstå på grunn av den nære plasseringen av et kosmisk legeme med en masse på nesten 15 Jupiter-masser. Om det er slik er fortsatt et mysterium. Det, som andre stjernehemmeligheter, prøver astronomer å forstå hver dag.
Hvite dverger
Historien om hvite stjerner vil være ufullstendig hvis vi ikke nevner det stadiet i stjernenes utvikling, som er utpekt som en "hvit dverg". Slike gjenstander fikk navnet sitt på grunn av det faktum at den første oppdaget av dem tilhørte spektralklassen A. Det var Sirius B og 40 Eridani B. I dag kalles hvite dverger et av alternativene for den siste fasen av en stjernes liv.
La oss dvele mer detaljert på livssyklusen til armaturene.
Stjerneutvikling
Stjerner blir ikke født på én natt: noen av dem går gjennom flere stadier. Først begynner en sky av gass og støv å krympe under påvirkning av sine egne gravitasjonskrefter. Sakte tar den form av en ball, mens tyngdekraften blir til varme - temperaturen på objektet stiger. I det øyeblikket den når en verdi på 20 millioner Kelvin, begynner kjernefusjonsreaksjonen. Dette stadiet regnes som begynnelsen på livet til en fullverdig stjerne.
Det meste av tiden bruker armaturene på hovedsekvensen. Reaksjoner skjer hele tiden i tarmene dereshydrogen syklus. Temperaturen på stjernene kan variere. Når alt hydrogenet i kjernen slutter, begynner et nytt utviklingsstadium. Nå er helium drivstoffet. Samtidig begynner stjernen å utvide seg. Lysstyrken øker, mens overflatetemperaturen tvert imot synker. Stjernen forlater hovedsekvensen og blir en rød kjempe.
Heliumkjernens masse øker gradvis, og den begynner å krympe under sin egen vekt. Den røde kjempeetappen slutter mye raskere enn den forrige. Veien som videre utvikling vil ta avhenger av den opprinnelige massen til objektet. Lavmassestjerner på den røde kjempescenen begynner å svulme opp. Som et resultat av denne prosessen kaster objektet skjellene. En planetarisk tåke og en naken kjerne av en stjerne dannes. I en slik kjerne er alle fusjonsreaksjoner fullført. Den kalles en heliumhvit dverg. Mer massive røde kjemper (opp til en viss grense) utvikler seg til karbonhvite dverger. De har tyngre grunnstoffer enn helium i kjernene.
Funksjoner
Hvite dverger er kropper, i masse, som regel svært nær solen. Samtidig tilsvarer størrelsen deres jorden. Den kolossale tettheten til disse kosmiske kroppene og prosessene som foregår i deres dyp er uforklarlige fra klassisk fysikks synspunkt. Stjernenes hemmeligheter ble avslørt av kvantemekanikk.
Substansen til hvite dverger er et elektron-kjernefysisk plasma. Det er nesten umulig å designe det selv i et laboratorium. Derfor er mange kjennetegn ved slike objekter fortsatt uforståelige.
Selv om du studerer stjernene hele natten, vil du ikke kunne oppdage minst én hvit dverg uten spesialutstyr. Lysstyrken deres er mye mindre enn solens. I følge forskere utgjør hvite dverger omtrent 3 til 10 % av alle objekter i galaksen. Til dags dato er det imidlertid bare funnet de som ikke befinner seg lenger enn 200–300 parsecs fra jorden.
Hvite dverger fortsetter å utvikle seg. Umiddelbart etter dannelse har de høy overflatetemperatur, men avkjøles raskt. Noen titalls milliarder år etter dannelsen blir den hvite dvergen ifølge teorien til en svart dverg – en kropp som ikke sender ut synlig lys.
Hvit, rød eller blå stjerne for observatøren er hovedsakelig forskjellig i farge. Astronomen ser dypere. Farge for ham forteller umiddelbart mye om temperaturen, størrelsen og massen til objektet. En blå eller knallblå stjerne er en gigantisk varm ball, langt foran solen på alle måter. Hvite armaturer, eksempler på disse er beskrevet i artikkelen, er noe mindre. Stjernetall i ulike kataloger forteller også fagfolk mye, men ikke alt. En stor mengde informasjon om livet til fjerne romobjekter har enten ikke blitt forklart ennå, eller er fortsatt ikke engang oppdaget.
