Ulduzların rəngi ağ mavi sarıdır. Hansı ulduzlar var?

Bir çox insanlar səmadakı bütün ulduzların ağ olduğunu düşünür. (Günəş istisna olmaqla, əlbəttə ki, sarı.) Təəccüblüdür, amma əslində hər şey tam əksinədir: bizimkilər və ulduzlar müxtəlif rənglərdə olur - mavi, ağ, sarımtıl, narıncı və hətta qırmızı!

Başqa bir sual, ulduzların rəngini adi gözlə görmək mümkündürmü?? Solğun ulduzlar sadəcə olaraq ağ görünürlər, çünki onlar gözümüzün tor qişasındakı konusları, rəng görmə üçün məsul olan xüsusi reseptor hüceyrələri həyəcanlandırmaq üçün çox zəifdirlər. Zəif işığa həssas olan çubuqlar rəngləri ayırd etmir. Buna görə qaranlıqda bütün pişiklər boz, bütün ulduzlar ağ olur.

Parlaq ulduzların rəngləri

Nə haqqında parlaq ulduzlar?

Gəlin Orion bürcünə, daha doğrusu, onun ən parlaq iki ulduzu Rigel və Betelqeysə baxaq. (Orion qış səmasının mərkəzi bürcüdür. Noyabrın sonundan mart ayına kimi cənubda axşamlar müşahidə olunur).

Betelgeuse ulduzu Orion bürcündəki digərləri arasında qırmızımtıl rəngi ilə seçilir. Foto: Bill Dickinson/APOD

Betelgeusenin qırmızı rəngini və Rigelin mavi-ağ rəngini görmək üçün hətta tez bir baxış kifayətdir. Bu görünən bir fenomen deyil - ulduzların həqiqətən fərqli rəngləri var. Rəng fərqi yalnız bu ulduzların səthlərindəki temperaturla müəyyən edilir. Ağ ulduzlar sarıdan, sarı ulduzlar isə narıncıdan daha isti olur. Ən isti ulduzlar mavi-ağ, ən soyuq ulduzlar isə qırmızıdır. Beləliklə, Rigel Betelgeuse-dən qat-qat istidir.

Rigel əslində hansı rəngdədir?

Ancaq bəzən hər şey o qədər də aydın olmur. Havanın sakit olmadığı şaxtalı və ya küləkli bir gecədə müşahidə edə bilərsiniz qəribə şey- Çarx tez, tez parlaqlığını dəyişir (sadəcə desək, titrəyir) və müxtəlif rənglərdə parıldamaq! Gah mavi, gah ağ, sonra bir anlıq qırmızı görünür! Belə çıxır ki, Rigel heç də mavi-ağ ulduz deyil - onun hansı rəngdə olduğu aydın deyil!

Mavi Rigel və Cadugər Başını əks etdirən dumanlıq. Foto: Michael Heffner/Flickr.com

Bu fenomenə görə məsuliyyət tamamilə Yer atmosferinin üzərinə düşür. Üfüqdən aşağı (və Rigel bizim enliklərdə heç vaxt yüksəklərə qalxmır), ulduzlar tez-tez parıldayır və müxtəlif rənglərdə parıldayır. Onların işığı gözlərimizə çatmazdan əvvəl atmosferin çox böyük bir qalınlığından keçir. Yol boyu müxtəlif temperatur və sıxlıqlara malik hava qatlarında sındırılır və əyilir, titrəmə və sürətli rəng dəyişməsi effekti yaradır.

Müxtəlif rənglərdə parıldayan ulduzun ən yaxşı nümunəsi ağdır. Sirius, Orionun yanında səmada yerləşir. Sirius gecə səmasında ən parlaq ulduzdur və buna görə də onun parıldayan və sürətli rəng dəyişikliyi qonşu ulduzlara nisbətən daha çox nəzərə çarpır.

Ulduzlar müxtəlif rənglərdə olsalar da, adi gözlə ən yaxşı seçilənlər ağ və qırmızımtıldır. Bütün parlaq ulduzlar arasında bəlkə də yalnız Vega aydın şəkildə mavi görünür.

Vega teleskopda sapfirə bənzəyir. Foto: Fred Espanak

Teleskoplarda və durbinlərdə ulduzların rəngləri

Optik alətlər - teleskoplar, durbinlər və aşkarlama dürbünləri ulduz rənglərinin daha parlaq və daha geniş palitrasını üzə çıxaracaq. Siz parlaq narıncı və sarı ulduzlar, mavi-ağ, sarımtıl-ağ, qızılı və hətta yaşılımtıl ulduzlar görəcəksiniz! Bu rənglər nə dərəcədə realdır?

Ümumiyyətlə, onların hamısı realdır! Doğrudurmu, Təbiətdə yaşıl ulduzlar yoxdur(niyə ayrı sualdır), bu, çox gözəl olsa da, optik illüziyadır! Yaşılımtıl və hətta zümrüd-yaşıl ulduzları müşahidə etmək yalnız sarı və ya sarımtıl-narıncı ulduz çox yaxın olduqda mümkündür.

Yansıtıcı teleskop rəngləri refrakterdən daha dəqiq şəkildə təkrarlayır, çünki lens teleskopları bu və ya digər dərəcədə xromatik aberasiyadan əziyyət çəkir və reflektor güzgülər bütün rənglərin işığını bərabər şəkildə əks etdirir.

Baxmaq çox maraqlıdır rəngli ulduzlarəvvəlcə çılpaq gözlə, sonra durbin və ya teleskopla. (Teleskopla baxarkən ən aşağı böyüdücüdən istifadə edin.)

Aşağıdakı cədvəl 8 parlaq ulduzun rənglərini göstərir. Ulduzların parlaqlığı böyüklükdə verilir. V hərfi ulduzun parlaqlığının dəyişkən olduğunu bildirir - o, fiziki səbəblərə görə daha parlaq və ya sönük parlayır.

Ulduz	Bürc	Parıldamaq	Rəng	Axşam görmə qabiliyyəti
Sirius	Böyük it	-1.44	Ağ, lakin tez-tez güclü parıldayır və atmosfer şəraitinə görə rəngləri dəyişir	noyabr - mart
Vega	Lira	0.03	Mavi	Bütün il boyu
kapella	Auriga	0.08	Sarı	Bütün il boyu
Rigel	Orion	0.18	Mavi-ağ, lakin tez-tez güclü parıldayır və atmosfer şəraitinə görə rəngləri dəyişir	noyabr - aprel
Procyon	Kiçik it	0.4	Ağ	noyabr - may
Aldebaran	Buğa	0.87	Narıncı	oktyabr - aprel
Pollux	Əkizlər	1.16	Solğun narıncı	noyabr - iyun
Betelgeuse	Orion	0.45v	Narıncı-qırmızı	noyabr - aprel

Dekabr səmasında çox rəngli ulduzlar

Dekabr ayında tapılacaq onlarla parlaq rəngli ulduz var! Artıq qırmızı Betelgeuse və mavi-ağ Rigel haqqında danışdıq. Fövqəladə sakit gecələrdə Sirius ağlığı ilə heyran qalır. Ulduz kapella Auriga bürcündə adi gözlə demək olar ki, ağ görünür, lakin teleskop vasitəsilə aydın sarımtıl rəng göstərir.

Baxdığınızdan əmin olun Vega Avqustdan dekabr ayına qədər cənubda səmada, sonra isə qərbdə axşam saatlarında görünür. Əbəs yerə Veqanı səmavi sapfir adlandırmaq olmaz - onun mavi rəngi teleskopla müşahidə edildikdə o qədər dərin olur!

Nəhayət, ulduzda PolluxƏkizlər bürcündən siz solğun narıncı parıltı hiss edəcəksiniz.

Pollux, Əkizlər bürcünün ən parlaq ulduzu. Foto: Fred Espanak

Sonda qeyd edirəm ki, vizual olaraq müşahidə etdiyimiz ulduzların rəngləri əsasən gözlərimizin həssaslığından və subyektiv qavrayışımızdan asılıdır. Yəqin ki, bütün məqamlarda mənə etiraz edib Polluxun rənginin tünd narıncı, Betelgeuse isə sarımtıl-qırmızı olduğunu söyləyəcəksiniz. Təcrübə sınayın! Özünüz üçün yuxarıdakı cədvəldəki ulduzlara baxın - çılpaq gözlə və optik alət vasitəsilə. Onların rəngi haqqında fikrinizi bildirin!

Göndərmə Baxışları: 11,457

Heç vaxt düşünmürük ki, bəlkə də bizim planetimizdən başqa, bizim planetimizdən başqa bir növ həyat var. günəş sistemi. Ola bilsin ki, mavi və ya ağ və ya qırmızı, ya da sarı ulduz ətrafında fırlanan planetlərdən birində həyat var. Ola bilsin ki, eyni insanların yaşadığı başqa bir planet var, amma hələ də bu barədə heç nə bilmirik. Peyklərimiz və teleskoplarımız həyat ola biləcək bir sıra planetləri kəşf etdilər, lakin bu planetlər on minlərlə və hətta milyonlarla işıq ili uzaqdadır.

Mavi stragglers mavi rəngli ulduzlardır.

Qlobus ulduz qruplarında yerləşən, temperaturu adi ulduzlardan daha yüksək olan və spektri oxşar parlaqlığa malik çoxluq ulduzlarına nisbətən mavi bölgəyə əhəmiyyətli yerdəyişmə ilə xarakterizə olunan ulduzlara mavi stragglers deyilir. Bu xüsusiyyət onlara Hertzsprung-Russell diaqramında bu çoxluqdakı digər ulduzlara nisbətən fərqlənməyə imkan verir. Bu cür ulduzların mövcudluğu ulduzların təkamülü ilə bağlı bütün nəzəriyyələri təkzib edir, onun mahiyyəti ondan ibarətdir ki, eyni dövrdə yaranan ulduzların Hertzsprung-Russell diaqramının dəqiq müəyyən edilmiş bölgəsində yerləşməsi gözlənilir. Bu zaman ulduzun dəqiq yerləşməsinə təsir edən yeganə amil onun ilkin kütləsidir. Yuxarıdakı əyridən kənarda tez-tez mavi stragglerlərin görünməsi anormal ulduz təkamülü kimi bir şeyin mövcudluğunu təsdiqləyə bilər.

Onların meydana gəlməsinin mahiyyətini izah etməyə çalışan mütəxəssislər bir neçə nəzəriyyə irəli sürdülər. Onların ən çox ehtimalı, bu mavi ulduzların keçmişdə ikiqat olduğunu, bundan sonra birləşmə prosesindən keçməyə başladığını və ya indi birləşmə prosesindən keçdiyini göstərir. İki ulduzun birləşməsinin nəticəsi eyni yaşda olan ulduzlardan qat-qat böyük kütləsi, parlaqlığı və temperaturu olan yeni bir ulduzun yaranmasıdır.

Əgər bu nəzəriyyənin doğruluğu sübuta yetirilsəydi, ulduzların təkamülü nəzəriyyəsi mavi başıboşlar problemindən azad olardı. Yaranan ulduzda daha böyük miqdarda hidrogen olacaq ki, bu da gənc ulduz kimi davranacaq. Bu nəzəriyyəni dəstəkləyən faktlar var. Müşahidələr göstərdi ki, stragglerlər ən çox qlobular klasterlərin mərkəzi bölgələrində olur. Orada vahid həcmli ulduzların sayının üstünlük təşkil etməsi nəticəsində yaxın keçidlər və ya toqquşma ehtimalı artır.

Bu fərziyyəni yoxlamaq üçün mavi stragglerlərin pulsasiyasını öyrənmək lazımdır, çünki Birləşən ulduzların asterosesmoloji xüsusiyyətləri ilə normal pulsasiya edən dəyişənlər arasında müəyyən fərqlər ola bilər. Qeyd etmək lazımdır ki, pulsasiyaları ölçmək olduqca çətindir. Bu prosesə həm də ulduzlu səmanın həddən artıq çox olması, mavi stragglerlərin pulsasiyalarında kiçik dalğalanmalar, eləcə də onların dəyişənlərinin nadirliyi mənfi təsir göstərir.

Birləşmənin bir nümunəsini 2008-ci ilin avqustunda müşahidə etmək olar, belə bir hadisə V1309 obyektinə təsir göstərdi, aşkar edildikdən sonra parlaqlığı bir neçə on minlərlə dəfə artdı və bir neçə aydan sonra ilkin dəyərinə qayıtdı. 6 illik müşahidələr nəticəsində alimlər belə qənaətə gəliblər ki, bu obyekt bir-birinin ətrafında orbital müddəti 1,4 gün olan iki ulduzdur. Bu faktlar alimləri 2008-ci ilin avqustunda bu iki ulduzun birləşmə prosesinin baş verdiyinə inandırdı.

Mavi stragglers yüksək ilə xarakterizə olunur fırlanma anı. Məsələn, 47 Tucanae klasterinin ortasında yerləşən ulduzun fırlanma sürəti Günəşin fırlanma sürətindən 75 dəfə yüksəkdir. Fərziyyəyə görə, onların kütləsi çoxluqda yerləşən digər ulduzların kütləsindən 2-3 dəfə böyükdür. Həmçinin, tədqiqatlar nəticəsində məlum olub ki, əgər mavi ulduzlar hər hansı digər ulduzların yaxınlığında yerləşirsə, o zaman sonuncular qonşularına nisbətən daha az oksigen və karbon faizinə malik olacaqlar. Ehtimal ki, ulduzlar bu maddələri öz orbitlərində hərəkət edən digər ulduzlardan çəkirlər, nəticədə onların parlaqlığı və temperaturu artır. “Oğrulanmış” ulduzlarda orijinal karbonun digər elementlərə çevrilməsi prosesinin baş verdiyi yerlər aşkar edilir.

Mavi ulduzların adları - nümunələr

Rigel, Qamma Parus, Alfa Zürafə, Zeta Orionis, Tau Canis Major, Zeta Puppis

Ağ ulduzlar ağ ulduzlardır

Köniqsberq rəsədxanasına rəhbərlik edən Fridrix Bessel 1844-cü ildə maraqlı bir kəşf etdi. Alim səmanın ən parlaq ulduzu Siriusun səma boyunca trayektoriyasından ən kiçik sapmasını müşahidə etdi. Astronom Siriusun peyki olduğunu irəli sürdü, həmçinin ulduzların kütlə mərkəzi ətrafında təxminən əlli il olan təxmini fırlanma müddətini hesabladı. Bessel digər elm adamlarından adekvat dəstək tapa bilmədi, çünki Heç kim peyki aşkar edə bilmədi, baxmayaraq ki, onun kütləsi Sirius ilə müqayisə oluna bilərdi.

Və cəmi 18 il sonra, o dövrlərin ən yaxşı teleskopunu sınaqdan keçirən Alvan Graham Clark, Siriusun yaxınlığında onun peyki olduğu ortaya çıxan, Sirius B adlı tutqun ağ ulduz kəşf etdi.

Bu ağ ulduzun səthi 25 min Kelvinə qədər qızdırılıb və radiusu kiçikdir. Bunu nəzərə alan alimlər belə nəticəyə gəliblər ki, peyk yüksək sıxlığa malikdir (106 q/sm3 səviyyəsində, Siriusun özünün sıxlığı təqribən 0,25 q/sm3, Günəşinki isə 1,4 q/sm3 təşkil edir). 55 il sonra (1917-ci ildə) onu kəşf edən alimin adını daşıyan başqa bir ağ cırtdan kəşf edildi - Balıqlar bürcündə yerləşən van Maanen ulduzu.

Ağ ulduzların adları - nümunələr

Lira bürcündə Veqa, Aquila bürcündə Altair (yay və payızda görünür), Sirius, Kastor.

Sarı ulduzlar - sarı ulduzlar

Sarı cırtdanlar adətən kütləsi Günəşin kütləsi daxilində olan kiçik əsas ardıcıl ulduzlar adlanır (0,8-1,4). Adına görə, bu cür ulduzlar hidrogendən heliuma termonüvə birləşmə prosesi zamanı buraxılan sarı bir parıltıya malikdir.

Belə ulduzların səthi 5-6 min Kelvin temperatura qədər qızır və onların spektral sinifləri G0V ilə G9V arasında dəyişir. Sarı cırtdan təxminən 10 milyard il yaşayır. Ulduzda hidrogenin yanması onun ölçülərinin çoxalmasına və qırmızı nəhəngə çevrilməsinə səbəb olur. Qırmızı nəhəngin bir nümunəsi Aldebarandır. Belə ulduzlar xarici qaz təbəqələrini ataraq planetar dumanlıqlar əmələ gətirə bilirlər. Bu vəziyyətdə nüvə yüksək sıxlığa malik olan ağ cırtdana çevrilir.

Hertzsprung-Russell diaqramını nəzərə alsaq, onda sarı ulduzlar əsas ardıcıllığın mərkəzi hissəsində yerləşir. Günəşi tipik sarı cırtdan adlandırmaq olar, onun modeli sarı cırtdanların ümumi modelini nəzərdən keçirmək üçün olduqca uyğundur. Ancaq səmada başqa xarakterik sarı ulduzlar var, onların adları Alhita, Dabikh, Toliman, Khara və s. Bu ulduzlar çox parlaq deyil. Məsələn, Proxima Centauri-ni nəzərə almasanız, Günəşə ən yaxın olan eyni Toliman 0-cı böyüklüyünə malikdir, lakin eyni zamanda parlaqlığı bütün sarı cırtdanlar arasında ən yüksəkdir. Bu ulduz Centaurus bürcündə yerləşir və o, həm də 6 ulduzu özündə birləşdirən mürəkkəb sistemin bir hissəsidir. Tolimanın spektral sinfi G. Amma bizdən 350 işıq ili uzaqda yerləşən Dabih F spektral sinfinə aiddir. Lakin onun yüksək parlaqlığı yaxınlıqda spektral sinfə aid olan ulduzun - A0 olması ilə bağlıdır.

Tolimandan əlavə, G spektral sinfi əsas ardıcıllıqda yerləşən HD82943-ə malikdir. Kimyəvi tərkibinə və temperaturuna görə Günəşə bənzəyən bu ulduzun da iki böyük planeti var. Bununla belə, bu planetlərin orbitlərinin forması dairəvi deyil, buna görə də onların HD82943-ə yaxınlaşmaları nisbətən tez-tez baş verir. Hal-hazırda astronomlar sübut edə biliblər ki, bu ulduzda əvvəllər daha çox sayda planet var idi, lakin zaman keçdikcə onların hamısını uddu.

Sarı ulduzların adları - nümunələr

Toliman, ulduz HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Qırmızı ulduzlar qırmızı ulduzlardır

Əgər həyatınızda heç olmasa bir dəfə teleskopunuzun obyektivindən səmada qara fonda yanan qırmızı ulduzları görmüsünüzsə, bu anı xatırlamaq bu məqalədə nələrin yazılacağını daha aydın təsəvvür etməyə kömək edəcək. Əgər əvvəllər belə ulduzları görməmisinizsə, növbəti dəfə mütləq onları tapmağa çalışın.

Əgər həvəskar teleskopla belə asanlıqla tapıla bilən səmadakı ən parlaq qırmızı ulduzların siyahısını tərtib etməyə başlasanız, onların hamısının karbon ulduzları olduğunu görəcəksiniz. İlk qırmızı ulduzlar hələ 1868-ci ildə kəşf edilmişdir. Belə qırmızı nəhənglərin temperaturu aşağıdır, əlavə olaraq onların xarici təbəqələri çox miqdarda karbonla doldurulur. Əgər əvvəllər oxşar ulduzlar iki spektral sinifdən - R və N-dən ibarət idisə, indi elm adamları onları bir qrupa ayırdılar. ümumi sinif– C. Hər bir spektral sinfin alt sinifləri var - 9-dan 0-a qədər. Bu halda C0 sinfi ulduzun daha yüksək temperatura malik olduğunu, lakin C9 sinfinə aid ulduzlardan daha az qırmızı olduğunu bildirir. Karbonun üstünlük təşkil etdiyi bütün ulduzların təbiətcə dəyişkən olması da vacibdir: uzun dövrlü, yarı nizamlı və ya nizamsız.

Bundan əlavə, qırmızı yarı nizamlı dəyişənlər adlanan iki ulduz bu siyahıya daxil edilmişdir ki, onlardan ən məşhuru m Cephei-dir. William Herschel onun qeyri-adi qırmızı rəngi ilə maraqlandı və onu "nar" adlandırdı. Bu cür ulduzlar parlaqlığın qeyri-müntəzəm dəyişmələri ilə xarakterizə olunur ki, bu da bir neçə onlarla gündən bir neçə yüz günə qədər davam edə bilər. Belə dəyişən ulduzlar M sinfinə aiddir (səthin temperaturu 2400 ilə 3800 K arasında olan sərin ulduzlar).

Reytinqdəki bütün ulduzların dəyişən olduğunu nəzərə alsaq, qeydlərə müəyyən qədər aydınlıq gətirmək lazımdır. Ümumiyyətlə qəbul edilir ki, qırmızı ulduzların iki komponentdən ibarət adı var - Latın əlifbasının hərfi və dəyişən bürcün adı (məsələn, T Hare). Müəyyən bir bürcdə aşkar edilən ilk dəyişənə R hərfi təyin edilir və s. Z hərfinə qədər. Belə dəyişənlər çox olarsa, onlar üçün latın hərflərinin ikiqat kombinasiyası təmin edilir - RR-dən ZZ-ə qədər. Bu üsul 334 obyekti "adlandırmağa" imkan verir. Bundan əlavə, ulduzlar seriya nömrəsi (V228 Cygnus) ilə birlikdə V hərfindən istifadə etməklə təyin edilə bilər. Reytinqin birinci sütunu dəyişənlərin təyin edilməsi üçün ayrılmışdır.

Cədvəlin növbəti iki sütunu ulduzların 2000.0 dövründəki yerini göstərir. Uranometria 2000.0 atlasının astronomiya həvəskarları arasında populyarlığının artması nəticəsində reytinqin sonuncu sütununda reytinqdə olan hər bir ulduz üçün axtarış cədvəlinin nömrəsi göstərilir. Bu halda, birinci rəqəm həcm nömrəsinin ekranıdır, ikincisi isə seriya nömrəsi kartlar.

Reytinq həmçinin ulduz böyüklüklərinin maksimum və minimum parlaqlıq dəyərlərini göstərir. Yadda saxlamaq lazımdır ki, parlaqlığı minimal olan ulduzlarda qırmızı rəngin daha çox doyması müşahidə olunur. Dəyişkənlik dövrü məlum olan ulduzlar üçün bu, günlərin sayı kimi göstərilir, lakin düzgün dövrü olmayan obyektlər Irr kimi göstərilir.

Karbon ulduzunu tapmaq çox bacarıq tələb etmir, onu görmək üçün teleskopunuzun imkanlarının kifayət etməsi kifayətdir. Ölçüsü kiçik olsa belə, parlaq qırmızı rəngi diqqətinizi çəkməlidir. Buna görə də, onları dərhal aşkar edə bilmirsinizsə, üzülməməlisiniz. Yaxınlıqdakı parlaq ulduzu tapmaq üçün atlasdan istifadə etmək və sonra ondan qırmızıya keçmək kifayətdir.

Fərqli müşahidəçilər karbon ulduzlarını fərqli görürlər. Bəziləri üçün onlar yaqutlara və ya uzaqda yanan közlərə bənzəyirlər. Digərləri bu cür ulduzlarda qırmızı və ya qan-qırmızı çalarları görürlər. Başlamaq üçün reytinqdə altı ən parlaq qırmızı ulduzun siyahısı var, bir dəfə tapıldıqdan sonra onların gözəlliyindən tam zövq ala bilərsiniz.

Qırmızı ulduzların adları - nümunələr

Ulduz rəng fərqləri

Təsvir edilə bilməyən rəng çalarları olan çox sayda ulduz var. Nəticədə, hətta bir bürc "Jewel Box" adını aldı, onun əsası mavi və sapfir ulduzlardan ibarətdir və onun mərkəzində parlaq bir narıncı ulduz var. Günəşi nəzərə alsaq, onun solğun sarı rəngi var.

Ulduzlar arasındakı rəng fərqinə birbaşa təsir edən amil onların səthinin temperaturudur. Bu sadə izah olunur. İşıq təbiətinə görə dalğalar şəklində radiasiyadır. Dalğa uzunluğu onun zirvələri arasındakı məsafədir və çox kiçikdir. Təsəvvür etmək üçün 1 sm-ni 100 min eyni hissəyə bölmək lazımdır. Bu hissəciklərin bir neçəsi işığın dalğa uzunluğunu təşkil edəcək.

Nəzərə alsaq ki, bu rəqəm olduqca kiçikdir, onda hər, hətta ən əhəmiyyətsiz dəyişiklik müşahidə etdiyimiz mənzərənin dəyişməsinə səbəb olacaqdır. Axı, görmə qabiliyyətimiz işığın müxtəlif dalğa uzunluqlarını fərqli rənglər kimi qəbul edir. Məsələn, mavinin uzunluğu qırmızıdan 1,5 dəfə qısa olan dalğalar var.

Həmçinin, demək olar ki, hər birimiz temperaturun cisimlərin rənginə çox birbaşa təsir göstərə biləcəyini bilirik. Məsələn, hər hansı bir metal əşyanı götürüb atəşə qoya bilərsiniz. İstilik zamanı qırmızıya çevriləcək. Yanğın temperaturu xeyli artsaydı, obyektin rəngi dəyişəcəkdi - qırmızıdan narıncıya, narıncıdan sarıya, sarıdan ağa və nəhayət ağdan mavi-ağ rəngə.

Günəşin səth istiliyi 5,5 min 0 C civarında olduğundan, sarı ulduzların tipik bir nümunəsidir. Ancaq ən isti mavi ulduzlar 33 min dərəcəyə qədər qıza bilir.

Rəng və temperatur alimlər tərəfindən fiziki qanunlardan istifadə edərək əlaqələndirilmişdir. Bədənin temperaturu onun şüalanması ilə düz mütənasib və dalğa uzunluğu ilə tərs mütənasibdir. Dalğalar mavi rəngdə qırmızı ilə müqayisədə daha qısa dalğa uzunluqlarına malikdir. İsti qazlar enerjisi temperaturla düz mütənasib və dalğa uzunluğu ilə tərs mütənasib olan fotonlar buraxır. Buna görə ən isti ulduzlar mavi-mavi emissiya diapazonu ilə xarakterizə olunur.

Ulduzlarda nüvə yanacağı qeyri-məhdud olmadığı üçün istehlaka meyllidir və bu da ulduzların soyumasına səbəb olur. Buna görə də orta yaşlı ulduzlar sarıdır, köhnə ulduzları isə qırmızı kimi görürük.

Günəşin planetimizə çox yaxın olması nəticəsində onun rəngini dəqiq təsvir etmək olar. Ancaq bir milyon işıq ili uzaqda olan ulduzlar üçün iş daha da çətinləşir. Bunun üçün spektroqraf adlanan cihaz istifadə olunur. Alimlər ulduzların buraxdığı işığı oradan keçir, bunun nəticəsində demək olar ki, istənilən ulduzu spektral analiz etmək mümkündür.

Bundan əlavə, bir ulduzun rəngindən istifadə edərək, onun yaşını təyin edə bilərsiniz, çünki riyazi düsturlar ulduzun temperaturunu təyin etmək üçün spektral analizdən istifadə etməyə icazə verin, ondan onun yaşını hesablamaq asandır.

Video ulduzların sirləri online baxın

Səmada çox rəngli ulduzlar. Təkmilləşdirilmiş rənglərlə foto

Ulduzların rəng palitrası genişdir. Mavi, sarı və qırmızı - çalarlar hətta atmosfer vasitəsilə də görünür, adətən kosmik cisimlərin konturlarını təhrif edir. Bəs ulduzun rəngi haradan gəlir?

Ulduz rənginin mənşəyi

Ulduzların müxtəlif rənglərinin sirri astronomlar üçün mühüm alət oldu - ulduzların rəngi onlara ulduzların səthlərini tanımağa kömək etdi. Bu əlamətdar əsasında idi təbiət hadisəsidir- maddə ilə onun buraxdığı işığın rəngi arasındakı əlaqə.

Yəqin ki, siz özünüz də bu mövzuda müşahidələr aparmısınız. Aşağı güclü 30 vattlıq lampaların filamenti narıncı rəngdə yanır - və şəbəkə gərginliyi azaldıqda, filament demək olar ki, qırmızı rəngdə yanır. Daha güclü ampüller sarı və ya hətta ağ rəngdə parlayır. Və qaynaq elektrodu və kvars lampası iş zamanı mavi rəngdə parıldayır. Bununla belə, heç vaxt onlara baxmamalısınız - onların enerjisi o qədər böyükdür ki, torlu qişaya asanlıqla zərər verə bilər.

Müvafiq olaraq, obyekt nə qədər isti olsa, onun parıltı rəngi maviyə bir o qədər yaxındır - və nə qədər soyuq olarsa, tünd qırmızıya bir o qədər yaxındır. Ulduzlar da istisna deyil: eyni prinsip onlara da aiddir. Bir ulduzun rənginə təsiri çox azdır - temperatur ayrı-ayrı elementləri gizlədə, onları ionlaşdıra bilər.

Ancaq ulduzun tərkibini təyin etməyə kömək edən radiasiyadır. Hər bir maddənin atomlarının özünəməxsus daşıma qabiliyyəti var. Bəzi rənglərin işıq dalğaları onlardan maneəsiz keçir, digərləri dayandıqda - əslində elm adamları bloklanmış işıq diapazonları ilə müəyyən edirlər. kimyəvi elementlər.

Ulduzların "rənglənməsi" mexanizmi

Bu fenomenin fiziki əsası nədir? Temperatur bədən maddəsinin molekullarının hərəkət sürəti ilə xarakterizə olunur - nə qədər yüksəkdirsə, bir o qədər sürətli hərəkət edir. Bu, maddədən keçən uzunluğa təsir göstərir. İsti mühit dalğaları qısaldır, soyuq mühit isə əksinə, uzadır. Və işıq şüasının görünən rəngi işığın dalğa uzunluğu ilə dəqiq müəyyən edilir: qısa dalğalar mavi çalarlara, uzun dalğalar isə qırmızı çalarlara cavabdehdir. Ağ rəng müxtəlif spektral şüaların üst-üstə düşməsi nəticəsində əldə edilir.

Gecə səmasına bax, necə ulduzlar var. Normal görmə ilə aydın, qaranlıq gecələrdə minlərlə ulduz görə bilərsiniz, bəziləri çətinliklə görünür, digərləri o qədər parlaq parlayır ki, səma hələ mavi olanda görünə bilər! Niyə bəzi ulduzlar digərlərindən daha parlaqdır?

İki səbəbə görə. Bəziləri sadəcə olaraq bizə daha yaxındır, bəziləri isə uzaqda olsa da, ölçüləri ağlasığmaz dərəcədə böyükdür. Gəlin cənub səmasının kiçik bir hissəsinə nəzər salaq.

Alfa Kentavr(sarı), gecə səmasının ən parlaq ulduzlarından biridir, bizimkinə bənzəyir, yalnız bir qədər böyük və parlaqdır və təxminən eyni rəngə malikdir. Onun parlaqlığının səbəbi (kosmik standartlara görə) bizə çox yaxın olmasıdır: cəmi 4,4 işıq ili.

Ancaq ikinci ən parlaq ulduza (bir az yuxarıdakı mavi) baxın Beta Kentavr.
Beta Kentavr əslində Alpha Kentavrın qonşusu deyil. Sarı ulduz Yerdən cəmi 4,4 işıq ili uzaqda olsa da, Beta Centauri Yerdən 530 işıq ili uzaqda yerləşir və ya 100 dəfədən çox irəli!

Bəs niyə Beta Sentavr demək olar ki, Alpha Centauri qədər parlaqdır? Bəli, çünki bu fərqli bir ulduz növüdür! Rənginə görə baxsaq hansı ulduzlar var. Sarı Alpha Kentavr da Günəşimiz kimi "G tiplidir". Beta Centauri isə mavi ulduzlardan biridir və “B tipli” ulduzlara aiddir.

Hər bir ulduzun 5 əsas parametri var:1. Parlaqlıq, 2. Rəng, 3. Temperatur, 4. Ölçü, 5. çəki. Bu xüsusiyyətlər bir-birindən əhəmiyyətli dərəcədə asılıdır. Rəngi ulduzun temperaturundan, intensivliyi temperaturdan və ölçüsündən asılıdır.

Ulduzun rəngi və temperaturu

Çalarlarına baxmayaraq, ulduzların üç əsas rəngi var: qırmızı, sarı və mavi. Günəşimiz sarı ulduzlardan biridir. Rəngi onun temperaturundan asılıdır. Sarı ulduzların səthindəki temperaturu 6000°C-ə çatır. Qırmızı ulduzlar daha soyuqdur, onların səthinin temperaturu 2000°C-dən 3000°C-ə qədərdir.Mavi ulduzlar isə ən isti, 10.000°C-dən 100.000°C-dək hesab olunur.

Hər kəs maddənin üç fiziki vəziyyətini bilir - bərk, maye və qaz.. Qapalı həcmdə ardıcıl olaraq yüksək temperatura qədər qızdırılan maddə ilə nə baş verir? - Birindən ardıcıl keçid aqreqasiya vəziyyəti başqasına: möhkəm- maye - qaz(temperaturun artması ilə molekulların hərəkət sürətinin artması səbəbindən). Qazın 1200 ºС-dən yuxarı temperaturda daha da qızdırılması ilə qaz molekullarının atomlara parçalanması başlayır və 10.000 ºС-dən yuxarı temperaturda - qaz atomlarının komponentlərinə qismən və ya tam parçalanması elementar hissəciklər- elektronlar və atom nüvələri. Plazma maddənin molekullarının və ya atomlarının yüksək temperaturun təsiri altında və ya digər səbəblərdən qismən və ya tamamilə məhv edildiyi dördüncü vəziyyətdir. Kainatdakı maddənin 99,9%-i plazma vəziyyətindədir.

Ulduzlar kütləsi 10 26 -10 29 kq olan kosmik cisimlər sinfidir. Bir ulduz, bir qayda olaraq, hidrodinamik və termodinamik tarazlıqda olan isti plazma sferik kosmik cisimdir.

Əgər tarazlıq pozularsa, ulduz pulsasiya etməyə başlayır (ölçüsü, parlaqlığı və temperaturu dəyişir). Ulduz dəyişən ulduza çevrilir.

Dəyişən ulduz parlaqlığı (göydə görünən parlaqlıq) zamanla dəyişən ulduzdur. Dəyişkənliyin səbəbləri ulduzun daxili hissəsindəki fiziki proseslər ola bilər. Belə ulduzlar adlanır fiziki dəyişənlər(məsələn, δ Cephei. Ona bənzər dəyişən ulduzlar adlandırılmağa başladı Sefeidlər).

Tanış və tutulma dəyişənləri dəyişkənliyi komponentlərinin qarşılıqlı tutulması nəticəsində yaranan ulduzlar(məsələn, β Persei - Alqol. Onun dəyişkənliyini ilk dəfə 1669-cu ildə italyan iqtisadçısı və astronomu Geminiano Montanari aşkar etmişdir).

Tutulma dəyişən ulduzlar həmişə var ikiqat, olanlar. bir-birinə yaxın olan iki ulduzdan ibarətdir. Dəyişən ulduzlar ulduz xəritələrində onlar dairə ilə göstərilir:

Ulduzlar həmişə top deyil. Əgər ulduz çox sürətlə fırlanırsa, deməli onun forması sferik deyil. Ulduz qütblərdən büzülür və naringi və ya balqabaq kimi olur (məsələn, Vega, Regulus). Əgər ulduz ikiqatdırsa, bu ulduzların bir-birinə qarşılıqlı cazibəsi də onların formasına təsir edir. Onlar yumurtavari və ya qovun formalı olurlar (məsələn, qoşa ulduz β Lyrae və ya Spica komponentləri):

Ulduzlar Qalaktikamızın əsas sakinləridir (bizim Qalaktika böyük hərflə yazılmışdır). Onun içində təxminən 200 milyard ulduz var. Hətta ən böyük teleskopların köməyi ilə Qalaktikadakı ulduzların ümumi sayının yalnız yarım faizini görmək mümkündür. Təbiətdə müşahidə olunan bütün maddələrin 95%-dən çoxu ulduzlarda cəmləşmişdir. Qalan 5% isə ulduzlararası qaz, toz və bütün öz-özünə işıq saçmayan cisimlərdən ibarətdir.

Günəşdən başqa bütün ulduzlar bizdən o qədər uzaqdadırlar ki, hətta ən böyük teleskoplarda da onlar müxtəlif rəngli və parlaqlıqda işıq saçan nöqtələr şəklində müşahidə edilir. Günəşə ən yaxın sistem üç ulduzdan ibarət olan α Sentavr sistemidir. Onlardan biri, Proksima adlı qırmızı cırtdan ən yaxın ulduzdur. 4,2 işıq ili uzaqdadır. Sirius üçün - 8,6 sv. il, Altair-ə - 17 St. illər. Veqaya - 26 St. illər. Əvvəl şimal Ulduzu- 830 küç. illər. Deneb üçün - 1500 sv. illər. İlk dəfə 1837-ci ildə V.Ya başqa bir ulduza olan məsafəni təyin edə bildi (bu, Veqa idi). Struve.

Diskin şəklini (və hətta üzərində bəzi ləkələr) əldə etmək mümkün olan ilk ulduz Betelgeusedir (α Orionis). Lakin bunun səbəbi Betelgeuse diametrinin Günəşdən 500-800 dəfə böyük olmasıdır (ulduz pulsasiya edir). Altair diskinin (α Aquila) təsviri də əldə edilib, lakin bunun səbəbi Altair ən yaxın ulduzlardan biri olmasıdır.

Ulduzların rəngi onların xarici təbəqələrinin temperaturundan asılıdır. Temperatur diapazonu - 2000-dən 60000 °C-ə qədər. Ən soyuq ulduzlar qırmızı, ən istilər isə mavidir. Ulduzun rənginə görə onun xarici təbəqələrinin nə qədər isti olduğunu müəyyən edə bilərsiniz.

Qırmızı ulduzların nümunələri: Antares (α Scorpii) və Betelgeuse (α Orionis).

Narıncı ulduzların nümunələri: Aldebaran (α Tauri), Arcturus (α Çəkməli) və Pollux (β Əkizlər).

Sarı ulduzların nümunələri: Günəş, Kapella (α Aurigae) və Toliman (α Centauri).

Sarımtıl-ağ ulduzların nümunələri: Procyon (α Canis Minor) və Canopus (α Carinae).

Ağ ulduzların nümunələri: Sirius (α Canis Majoris), Vega (α Lyrae), Altair (α Qartal) və Deneb (α Cygnus).

Mavimtıl ulduzların nümunələri: Regulus (α Leo) və Spica (α Qız).

Ulduzlardan çox az işıq gəldiyinə görə insan gözü rəng çalarlarını yalnız onların ən parlaqından ayıra bilir. Dürbünlə və hətta daha çox teleskopla (onlar gözdən daha çox işıq tuturlar) ulduzların rəngi daha nəzərə çarpan olur.

Dərinlik artdıqca temperatur artır. Hətta ən soyuq ulduzların da mərkəzlərində milyonlarla dərəcəyə çatan temperatur var. Günəşin mərkəzində təxminən 15.000.000 °C var (Kelvin şkalası da istifadə olunur - şkala mütləq temperaturlar, lakin çox yüksək temperaturlara gəldikdə, Kelvin və Selsi şkalaları arasındakı 273 º fərqi nəzərə almamaq olar).

Ulduzların interyerini bu qədər qızdıran nədir? Belə çıxır ki, baş verənlər var termonüvə prosesləri, bunun nəticəsində böyük miqdarda enerji ayrılır. Yunan dilindən tərcümədə "termos" isti deməkdir. Ulduzların əmələ gəldiyi əsas kimyəvi elementdir hidrogen. Bu termonüvə prosesləri üçün yanacaqdır. Bu proseslərdə hidrogen atomlarının nüvələri enerjinin ayrılması ilə müşayiət olunan helium atomlarının nüvələrinə çevrilir. Ulduzda hidrogen nüvələrinin sayı azalır, helium nüvələrinin sayı isə artır. Zamanla ulduzda başqa kimyəvi elementlər sintez olunur. Müxtəlif maddələrin molekullarını təşkil edən bütün kimyəvi elementlər bir vaxtlar ulduzların dərinliklərində yaranıb. Bəzən məcazi mənada dedikləri kimi, “Ulduzlar insanın keçmişidir, insan isə ulduzun gələcəyidir”.

Bir ulduzun elektromaqnit dalğaları və hissəciklər şəklində enerji yayması prosesi deyilir radiasiya. Ulduzlar enerjini təkcə işıq və istilik şəklində deyil, həm də digər radiasiya növləri - qamma şüaları, rentgen şüaları, ultrabənövşəyi, radioşüalanma şəklində yayırlar. Bundan əlavə, ulduzlar neytral və yüklü hissəciklərin axınlarını yayırlar. Bu axınlar ulduz küləyi əmələ gətirir. Ulduz küləyi maddənin ulduzlardan kosmosa çıxması prosesidir. Nəticədə ulduzların kütləsi durmadan və tədricən azalır. Günəşdən gələn ulduz küləyidir ( günəşli külək) Yerdə və digər planetlərdə auroraların görünməsinə səbəb olur. Məhz günəş küləyi kometaların quyruqlarını Günəşə əks istiqamətə yönəldir.

Ulduzlar, təbii ki, boşluqdan görünmürlər (ulduzlar arasındakı boşluq mütləq vakuum deyil). Materiallar qaz ve tozdur. Onlar kosmosda qeyri-bərabər paylanaraq, çox aşağı sıxlıqda və nəhəng dərəcədə - bir və ya iki ilə on işıq ilinə qədər olan formasız buludlar əmələ gətirirlər. Belə buludlar adlanır diffuz qaz-toz dumanlıqları. Onlardakı temperatur çox aşağıdır - təxminən -250 ° C. Lakin hər qaz-toz dumanlığı ulduz əmələ gətirmir. Bəzi dumanlıqlar ulduzlar olmadan uzun müddət mövcud ola bilər. Ulduzların doğulması prosesinin başlaması üçün hansı şərtlər lazımdır? Birincisi, buludun kütləsidir. Əgər kifayət qədər maddə yoxdursa, əlbəttə ki, ulduz görünməyəcək. İkincisi, kompaktlıq. Bulud çox uzanıb və boşdursa, onun sıxılma prosesləri başlaya bilməz. Yaxşı, üçüncüsü, bir toxum lazımdır - yəni. toz və qaz laxtası, sonradan ulduzun - protostarın embrionuna çevriləcək. Protostar- bu, formalaşmasının son mərhələsində olan bir ulduzdur. Bu şərtlər yerinə yetirilərsə, o zaman buludun qravitasiya sıxılması və qızması başlayır. Bu proses başa çatır ulduz əmələ gəlməsi- yeni ulduzların görünməsi. Bu proses milyonlarla il çəkir. Astronomlar ulduzların əmələ gəlməsi prosesinin sürətlə getdiyi dumanlıqlar tapıblar - bəzi ulduzlar artıq işıqlanıb, bəziləri rüşeym şəklindədir - protoulduzlar və dumanlıq hələ də qorunub saxlanılır. Buna misal olaraq Böyük Orion Dumanlığını göstərmək olar.

Ulduzun əsas fiziki xüsusiyyətləri parlaqlıq, kütlə və radiusdur(və ya diametri) müşahidələr nəticəsində müəyyən edilir. Onları da bilmək kimyəvi birləşmə ulduz (onun spektri ilə müəyyən edilir), ulduzun modelini hesablamaq olar, yəni. onun dərinliklərindəki fiziki şəraiti, onda baş verən prosesləri araşdırmaq.Ulduzların əsas xüsusiyyətləri üzərində daha ətraflı dayanaq.

Çəki. Kütləni yalnız ulduzun ətrafdakı cisimlərə qravitasiya təsiri ilə birbaşa qiymətləndirmək olar. Məsələn, Günəşin kütləsi onun ətrafındakı planetlərin məlum inqilab dövrlərindən müəyyən edilmişdir. Planetlər digər ulduzlarda birbaşa müşahidə olunmur. Kütlənin etibarlı ölçülməsi yalnız qoşa ulduzlar üçün mümkündür (Nyuton III tərəfindən ümumiləşdirilmiş Kepler qanunundan istifadə etməklə, n.və sonra səhv 20-60%). Qalaktikamızdakı bütün ulduzların təxminən yarısı ikiqatdır. Ulduz kütlələri ≈0,08 ilə ≈100 günəş kütləsi arasında dəyişir.Kütləsi 0,08 günəş kütləsindən az olan ulduzlar yoxdur, onlar sadəcə olaraq ulduza çevrilmirlər, qaranlıq cisimlər olaraq qalırlar.Kütləsi 100 günəş kütləsindən çox olan ulduzlar olduqca nadirdir. Əksər ulduzların kütləsi 5 günəş kütləsindən azdır. Ulduzun taleyi onun kütləsindən asılıdır, yəni. ulduzun inkişaf etdiyi və təkamül etdiyi ssenari. Kiçik, soyuq qırmızı cırtdanlar hidrogendən çox az istifadə edirlər və buna görə də həyatları yüz milyardlarla il davam edir. Sarı cırtdan olan Günəşin ömrü təxminən 10 milyard ildir (Günəş artıq ömrünün təxminən yarısını yaşamışdır). Kütləvi super nəhənglər hidrogeni tez istehlak edir və doğulduqdan sonra bir neçə milyon il ərzində yox olurlar. Ulduz nə qədər böyük olsa, onun həyat yolu da bir o qədər qısa olar.

Kainatın yaşı 13,7 milyard il olaraq qiymətləndirilir. Buna görə də yaşı 13,7 milyard ildən çox olan ulduzlar hələ mövcud deyil.

Kütləvi ulduzlar 0,08 günəş kütlələri qəhvəyi cırtdanlardır; onların taleyi hər kəsin dayanması ilə daimi sıxılma və soyumadır termonüvə reaksiyaları və qaranlıq planetə bənzər cisimlərə çevrilir.

Kütləvi ulduzlar 0,08-0,5 Günəşin kütlələri (bunlar həmişə qırmızı cırtdanlardır) hidrogeni istifadə etdikdən sonra yavaş-yavaş sıxılmağa başlayır, qızdırılır və ağ cırtdan olur.

Kütləvi ulduzlar 0,5-8 Günəş kütlələri həyatlarının sonunda əvvəlcə qırmızı nəhənglərə, sonra isə ağ cırtdanlara çevrilirlər. Ulduzun xarici təbəqələri formada kosmosa səpələnmişdir planetar dumanlıq. Planet dumanlığı çox vaxt sferik və ya halqavari formada olur.

Kütləvi ulduzlar 8-10 günəş kütlələri ömürlərinin sonunda partlaya bilər və ya sakitcə qocalaraq əvvəlcə qırmızı super nəhənglərə, sonra isə qırmızı cırtdanlara çevrilə bilərlər.

Kütləsi daha böyük olan ulduzlar 10 ömürlərinin sonunda Günəş kütlələri, əvvəlcə qırmızı super nəhənglərə çevrilir, sonra fövqəlnova kimi partlayırlar (fövqəlnova yeni ulduz deyil, köhnə ulduzdur) və sonra neytron ulduzlarına çevrilirlər və ya qara dəliklərə çevrilirlər.

Qara dəliklər- bunlar kosmosdakı dəliklər deyil, çox yüksək kütləsi və sıxlığı olan cisimlərdir (kütləvi ulduzların qalıqları). Qara dəliklərin nə fövqəltəbii, nə də sehrli gücləri var və “Kainatın canavarları” deyil. Sadəcə olaraq, onların elə güclü cazibə sahəsi var ki, heç bir radiasiya (nə görünən - işıq, nə də görünməz) onları tərk edə bilməz. Buna görə də qara dəliklər görünməzdir. Bununla belə, onları ətrafdakı ulduzlara və dumanlıqlara təsiri ilə aşkar etmək olar. Qara dəliklər Kainatda tamamilə yayılmış bir hadisədir və onlardan qorxmağa ehtiyac yoxdur. Qalaktikamızın mərkəzində superkütləvi qara dəlik ola bilər.

Radius (və ya diametri). Ulduzların ölçüləri çox müxtəlifdir - bir neçə kilometrdən (neytron ulduzları) Günəşin diametrinin 2000 mislinə qədər (supernəhənglər). Bir qayda olaraq, ulduz nə qədər kiçik olsa, onun orta sıxlığı bir o qədər yüksəkdir. Neytron ulduzlarında sıxlıq 10 13 q/sm3-ə çatır! Yer üzündə belə bir maddənin yüksükünün çəkisi 10 milyon ton olardı. Lakin super nəhənglərin sıxlığı Yerin səthindəki havanın sıxlığından azdır.

Bəzi ulduzların diametri Günəşlə müqayisədə:

Sirius və Altair 1,7 dəfə böyükdür,

Vega 2,5 dəfə böyükdür,

Regulus 3,5 dəfə böyükdür,

Arcturus 26 dəfə böyükdür

Qütb 30 dəfə böyükdür,

Çarpaz dirək 70 dəfə böyükdür,

Deneb 200 dəfə böyükdür,

Antares 800 dəfə böyükdür,

YV Canis Majoris 2000 dəfə böyükdür (məlum olan ən böyük ulduz).

Parlaqlıqdır ümumi enerji, bir cisim tərəfindən (bu halda ulduzlar) vaxt vahidi üçün buraxılır. Ulduzların parlaqlığı adətən Günəşin parlaqlığı ilə müqayisə edilir (ulduzların parlaqlığı Günəşin parlaqlığı ilə ifadə edilir). Məsələn, Sirius Günəşdən 22 dəfə çox enerji yayır (Siriusun parlaqlığı 22 Günəşə bərabərdir). Veqanın parlaqlığı 50 Günəş, Denebin parlaqlığı isə 54.000 Günəşdir (Deneb ən güclü ulduzlardan biridir).

Yer səmasında bir ulduzun görünən parlaqlığı (daha doğrusu, parlaqlığı) aşağıdakılardan asılıdır:

- ulduza qədər olan məsafə. Bir ulduz bizə yaxınlaşarsa, onun görünən parlaqlığı tədricən artacaq. Və əksinə, ulduz bizdən uzaqlaşdıqca, onun görünən parlaqlığı tədricən azalacaq. İki eyni ulduz götürsəniz, bizə daha yaxın olan daha parlaq görünəcək.

- xarici təbəqələrin temperaturu haqqında. Ulduz nə qədər isti olarsa, o, kosmosa bir o qədər çox işıq enerjisi göndərər və daha parlaq görünər. Bir ulduz soyuyarsa, onun səmada görünən parlaqlığı azalacaq. Eyni ölçüdə və bizdən eyni məsafədə olan iki ulduz, eyni miqdarda işıq enerjisi yaymaq şərtilə, görünən parlaqlıqda eyni görünəcək, yəni. xarici təbəqələrin temperaturu eynidir. Ulduzlardan biri digərindən daha soyuqdursa, daha az parlaq görünəcək.

- ölçüsü (diametri) üzrə. Xarici təbəqələrinin temperaturu eyni olan (eyni rəngdə) iki ulduz götürüb bizdən eyni məsafədə yerləşdirsəniz, daha böyük ulduz daha çox işıq enerjisi yayacaq və buna görə də səmada daha parlaq görünəcək.

- görmə xəttinin yolunda yerləşən kosmik toz və qaz buludları tərəfindən işığın udulmasından. Kosmik toz təbəqəsi nə qədər qalın olarsa, o, ulduzdan daha çox işığı udur və ulduz bir o qədər zəif görünür. İki eyni ulduz götürsək və onlardan birinin qarşısına qaz-toz dumanlığı qoysaq, bu ulduz daha az parlaq görünəcək.

- üfüqün üstündəki ulduzun hündürlüyündən.Üfüqün yaxınlığında həmişə ulduzlardan gələn işığın bir hissəsini özünə çəkən sıx bir duman var. Üfüqün yaxınlığında (gün çıxandan qısa müddət sonra və ya qürubdan bir az əvvəl) ulduzlar həmişə üstlərində olduqlarından daha sönük görünürlər.

“Görünmək” və “olmaq” anlayışlarını qarışdırmamaq çox vacibdir. Bir ulduz bilər olmaqözlüyündə çox parlaq, amma görünür müxtəlif səbəblərdən tutqun olur: ona olan məsafənin böyük olmasından, kiçik ölçüsünə görə, işığının Yer atmosferində kosmik toz və ya toz tərəfindən udulması səbəbindən. Buna görə də yer səmasında ulduzun parlaqlığından danışarkən bu ifadəni işlədirlər. "görünən parlaqlıq" və ya "parlaqlıq".

Artıq qeyd edildiyi kimi, var ikiqat ulduzlar. Ancaq üçlü (məsələn, α Centauri) və dördlü (məsələn, ε Lyra) və beş və altı (məsələn, Kastor) və s. Ulduz sistemindəki ayrı-ayrı ulduzlara deyilir komponentlər. İkidən çox komponenti olan ulduzlar deyilir qatlar ulduzlar. Çoxlu ulduzun bütün komponentləri qarşılıqlı cazibə qüvvələri ilə birləşir (onlar bir ulduz sistemi meydana gətirirlər) və mürəkkəb traektoriyalar boyunca hərəkət edirlər.

Bir çox komponent varsa, bu artıq çoxlu ulduz deyil, amma ulduz klasteri. fərqləndirmək top Və səpələnmiş ulduz klasterləri. Qlobular çoxluqlar çoxlu köhnə ulduzları ehtiva edir və çoxlu gənc ulduzları ehtiva edən açıq çoxluqlardan daha köhnədir. Qlobulyar klasterlər kifayət qədər sabitdir, çünki... onların içindəki ulduzlar bir-birindən kiçik məsafələrdə yerləşir və aralarındakı qarşılıqlı cazibə qüvvələri açıq çoxluqların ulduzları arasında olduğundan qat-qat böyükdür. Açıq klasterlər zamanla daha da dağılır.

Açıq klasterlər adətən Samanyolu zolağının üzərində və ya yaxınlığında yerləşir. Əksinə, qlobular çoxluqlar üzərində yerləşir Ulduzlu səma Samanyolundan uzaqda.

Bəzi ulduz qrupları hətta səmada da görünə bilər çılpaq gözlə. Məsələn, Buğa bürcündə açıq çoxluq Hyades və Pleiades (M 45), Xərçəng bürcündə açıq çoxluq Manger (M 44), Herkulesdə M 13 qlobular klaster. Onların bir çoxu durbin vasitəsilə görünür.