Fargen på stjernene er hvit blågul. Hva slags stjerner er det?

Mange tror at alle stjernene på himmelen er hvite. (Bortsett fra solen, som selvfølgelig gul.) Overraskende nok, men faktisk alt er stikk motsatt: vår, og stjerner kommer i forskjellige farger - blåaktig, hvit, gulaktig, oransje og til og med rød!

Et annet spørsmål, er det mulig å se fargen på stjerner med det blotte øye? Dunkle stjerner virker hvite rett og slett fordi de er for svake til å begeistre kjeglene i netthinnen i øynene våre, de spesielle reseptorcellene som er ansvarlige for fargesyn. Stengene, følsomme for svakt lys, skiller ikke farger. Det er derfor i mørket alle katter er grå og alle stjerner er hvite.

Farger på lyse stjerner

Hva med lyse stjerner?

La oss se på stjernebildet Orion, eller rettere sagt, på de to lyseste stjernene, Rigel og Betelgeuse. (Orion er det sentrale stjernebildet på vinterhimmelen. Observert om kveldene i sør fra slutten av november til mars.)

Stjernen Betelgeuse skiller seg ut blant annet i stjernebildet Orion med sin rødlige fargetone. Foto: Bill Dickinson/APOD

Selv et raskt blikk er nok til å legge merke til den røde fargen til Betelgeuse og den blåhvite fargen til Rigel. Dette er ikke et tilsynelatende fenomen - stjernene har virkelig forskjellige farger. Forskjellen i farge bestemmes bare av temperaturen på overflatene til disse stjernene. Hvite stjerner er varmere enn gule, og gule er på sin side varmere enn oransje. De varmeste stjernene er blåhvite, mens de kuleste er røde. Dermed, Rigel er mye varmere enn Betelgeuse.

Hvilken farge er Rigel egentlig?

Noen ganger er imidlertid ikke alt så åpenbart. På en frost eller vindfull natt når luften ikke er rolig, kan du observere rar ting- Tverrstangen endrer raskt, raskt lysstyrken (for å si det enkelt, det flimrer) og skimrer i forskjellige farger! Noen ganger ser det ut til at det er blått, noen ganger ser det ut til at det er hvitt, og så ser det et øyeblikk rødt ut! Det viser seg at Rigel ikke er en blåhvit stjerne i det hele tatt - det er ikke klart hvilken farge det er!

Blue Rigel and the Witch's Head refleksjonståke. Foto: Michael Heffner/Flickr.com

Ansvaret for dette fenomenet ligger utelukkende hos jordens atmosfære. Lavt over horisonten (og Rigel stiger aldri høyt på våre breddegrader), blinker stjernene ofte og skimrer i forskjellige farger. Lyset deres passerer gjennom en veldig stor tykkelse av atmosfæren før det når øynene våre. Underveis brytes og avbøyes den i luftlag med forskjellige temperaturer og tettheter, og skaper effekten av skjelving og raske fargeendringer.

Det beste eksemplet på en stjerne som skimrer i forskjellige farger er hvit. Sirius, som ligger på himmelen ved siden av Orion. Sirius er den lyseste stjernen på nattehimmelen, og derfor er dens blinkende og raske fargeendringer mye mer merkbare enn nabostjernene.

Selv om stjerner kommer i en rekke farger, er de som kjennetegnes best med det blotte øye hvite og rødlige. Av alle de klare stjernene er det kanskje bare Vega som fremstår tydelig blåaktig.

Vega ser ut som en safir i et teleskop. Foto: Fred Espanak

Farger på stjerner i teleskoper og kikkerter

Optiske instrumenter - teleskoper, kikkerter og kikkerter - vil avsløre en mye lysere og bredere palett av stjernefarger. Du vil se lyse oransje og gule stjerner, blåhvite, gulhvite, gylne og til og med grønnaktige stjerner! Hvor ekte er disse fargene?

I utgangspunktet er de alle ekte! Er det sant, Det er ingen grønne stjerner i naturen(hvorfor er et eget spørsmål), dette er en optisk illusjon, selv om den er veldig vakker! Å observere grønnaktige og til og med smaragdgrønne stjerner er bare mulig når det er en gul eller guloransje stjerne like i nærheten.

Et reflekterende teleskop gjengir farger mye mer nøyaktig enn en refraktor, siden linseteleskoper lider av kromatisk aberrasjon i en eller annen grad, og reflektorspeil reflekterer lys av alle farger likt.

Det er veldig interessant å se fargerike stjerner først med det blotte øye og deretter med kikkert eller teleskop. (Når du ser gjennom et teleskop, bruk den laveste forstørrelsen.)

Tabellen nedenfor viser fargene for 8 klare stjerner. Lysstyrken til stjerner er gitt i størrelsesorden. Bokstaven v betyr at lysstyrken til stjernen er variabel - den skinner, på grunn av fysiske årsaker, enten lysere eller svakere.

Stjerne	Konstellasjon	Skinne	Farge	Synlighet om kvelden
Sirius	Stor hund	-1.44	Hvit, men skimrer ofte sterkt og skifter farger på grunn av atmosfæriske forhold	november - mars
Vega	Lyra	0.03	Blå	Hele året
Kapell	Auriga	0.08	Gul	Hele året
Rigel	Orion	0.18	Blåhvit, men skimrer ofte sterkt og skifter farger på grunn av atmosfæriske forhold	november - april
Procyon	Liten hund	0.4	Hvit	november - mai
Aldebaran	Tyren	0.87	oransje	oktober - april
Pollux	tvillinger	1.16	Blek oransje	november - juni
Betelgeuse	Orion	0,45v	Oransje rød	november - april

Flerfargede stjerner på desemberhimmelen

Det er et dusin fargerike stjerner å finne i desember! Vi har allerede snakket om rød Betelgeuse og blåhvit Rigel. På usedvanlig rolige netter forbløffer Sirius med sin hvithet. Stjerne Kapell i stjernebildet Auriga virker det nesten hvitt for det blotte øye, men gjennom et teleskop avslører det en tydelig gulaktig fargetone.

Pass på å ta en titt på Vega, som fra august til desember er synlig om kveldene høyt på himmelen i sør og deretter i vest. Det er ikke for ingenting at Vega kalles den himmelske safiren - dens blå farge er så dyp når den observeres gjennom et teleskop!

Endelig ved stjernen Pollux Fra stjernebildet Tvillingene vil du legge merke til en blek oransje glød.

Pollux, den lyseste stjernen i stjernebildet Gemini. Foto: Fred Espanak

Avslutningsvis bemerker jeg at fargene på stjernene som vi observerer visuelt i stor grad avhenger av følsomheten til øynene våre og subjektiv oppfatning. Kanskje du vil protestere mot meg på alle punkter og si at fargen på Pollux er dyp oransje, og Betelgeuse er gulrød. Prøv et eksperiment! Se selv på stjernene i tabellen ovenfor - med det blotte øye og gjennom et optisk instrument. Gi din mening om fargen deres!

Innleggsvisninger: 11 457

Vi tenker aldri at det kanskje finnes et annet liv enn planeten vår, annet enn vår. solsystemet. Kanskje er det liv på en av planetene som går i bane rundt en blå eller hvit eller rød, eller kanskje en gul stjerne. Kanskje det er en annen planet som denne, der de samme menneskene bor, men vi vet fortsatt ikke noe om det. Våre satellitter og teleskoper har oppdaget en rekke planeter som kan ha liv, men disse planetene er titusenvis og til og med millioner av lysår unna.

Blå etternølere er stjerner som er blå i fargen.

Stjerner som befinner seg i kulestjernehoper, hvis temperatur er høyere enn for vanlige stjerner, og hvis spekter er preget av en betydelig forskyvning til det blå området enn det for klyngestjerner med lignende lysstyrke, kalles blå stragglers. Denne funksjonen lar dem skille seg ut i forhold til andre stjerner i denne klyngen på Hertzsprung-Russell-diagrammet. Eksistensen av slike stjerner tilbakeviser alle teorier om stjernenes evolusjon, hvis essens er at stjerner som oppsto i samme tidsperiode forventes å være lokalisert i et veldefinert område av Hertzsprung-Russell-diagrammet. I dette tilfellet er den eneste faktoren som påvirker den nøyaktige plasseringen av stjernen dens opprinnelige masse. Det hyppige utseendet til blå etternølere utenfor kurven ovenfor kan bekrefte eksistensen av noe slikt som unormal stjerneutvikling.

Eksperter som prøver å forklare arten av deres forekomst har fremsatt flere teorier. Den mest sannsynlige av dem indikerer at disse blå stjernene var doble tidligere, hvoretter de begynte å gjennomgå eller nå gjennomgår en fusjonsprosess. Resultatet av sammenslåingen av to stjerner er fremveksten av en ny stjerne, som har mye større masse, lysstyrke og temperatur enn stjerner på samme alder.

Hvis denne teorien på en eller annen måte kunne bevises riktig, ville teorien om stjernenes evolusjon være fri for problemet med blå etternølere. Den resulterende stjernen ville ha en større mengde hydrogen, som ville oppføre seg på samme måte som en ung stjerne. Det er fakta som støtter denne teorien. Observasjoner har vist at etternølere oftest finnes i de sentrale områdene av kulehoper. Som et resultat av det overveiende antallet enhetsvolumstjerner der, blir nære passasjer eller kollisjoner mer sannsynlig.

For å teste denne hypotesen, er det nødvendig å studere pulseringen av blå etternølere, fordi Det kan være noen forskjeller mellom de asteroseismologiske egenskapene til sammenslåtte stjerner og normalt pulserende variabler. Det er verdt å merke seg at det er ganske vanskelig å måle pulsasjoner. Denne prosessen påvirkes også negativt av overbefolkningen av stjernehimmelen, små svingninger i pulseringene til blå ettersittere, samt sjeldenheten til variablene deres.

Et eksempel på en sammenslåing kunne observeres i august 2008, da en slik hendelse påvirket objekt V1309, hvis lysstyrke, etter oppdagelse, økte flere titusenvis av ganger, og etter flere måneder gikk tilbake til sin opprinnelige verdi. Som et resultat av 6 års observasjoner kom forskerne til den konklusjon at dette objektet er to stjerner hvis omløpstid rundt hverandre er 1,4 dager. Disse fakta fikk forskere til å tro at i august 2008 fant prosessen med å slå sammen disse to stjernene sted.

Blå etternølere er preget av høy dreiemoment. For eksempel er rotasjonshastigheten til stjernen, som befinner seg i midten av 47 Tucanae-hopen, 75 ganger høyere enn solens rotasjonshastighet. Ifølge hypotesen er massen deres 2-3 ganger større enn massen til andre stjerner som befinner seg i klyngen. Gjennom forskning ble det også funnet at hvis blå stjerner er plassert nær andre stjerner, vil sistnevnte ha en lavere prosentandel oksygen og karbon enn naboene. Antagelig trekker stjerner disse stoffene fra andre stjerner som beveger seg i deres bane, som et resultat av at deres lysstyrke og temperatur øker. I "røvede" stjerner oppdages steder hvor prosessen med transformasjon av det opprinnelige karbonet til andre grunnstoffer fant sted.

Navn på blå stjerner - eksempler

Rigel, Gamma Parus, Alpha Giraffe, Zeta Orionis, Tau Canis Major, Zeta Puppis

Hvite stjerner er hvite stjerner

Friedrich Bessel, som ledet Königsberg-observatoriet, gjorde en interessant oppdagelse i 1844. Forskeren la merke til det minste avviket til den lyseste stjernen på himmelen, Sirius, fra banen over himmelen. Astronomen foreslo at Sirius hadde en satellitt, og beregnet også den omtrentlige rotasjonsperioden for stjerner rundt massesenteret deres, som var omtrent femti år. Bessel fant ikke tilstrekkelig støtte fra andre forskere, fordi Ingen klarte å oppdage satellitten, selv om massen burde vært sammenlignbar med Sirius.

Og bare 18 år senere oppdaget Alvan Graham Clark, som testet det beste teleskopet på den tiden, en svak hvit stjerne nær Sirius, som viste seg å være satellitten, kalt Sirius B.

Overflaten til denne hvite stjernen er oppvarmet til 25 tusen Kelvin, og dens radius er liten. Med dette i betraktning, konkluderte forskerne at satellitten har en høy tetthet (på nivået 106 g/cm3, mens tettheten til Sirius selv er omtrent 0,25 g/cm3, og den til solen er 1,4 g/cm3). 55 år senere (i 1917) ble en annen hvit dverg oppdaget, oppkalt etter forskeren som oppdaget den - van Maanens stjerne, som ligger i stjernebildet Fiskene.

Navn på hvite stjerner - eksempler

Vega i stjernebildet Lyra, Altair i stjernebildet Aquila (synlig om sommeren og høsten), Sirius, Castor.

Gule stjerner – gule stjerner

Gule dverger kalles vanligvis små hovedsekvensstjerner hvis masse er innenfor solens masse (0,8-1,4). Etter navnet å dømme har slike stjerner en gul glød, som frigjøres under den termonukleære prosessen med fusjon fra hydrogen til helium.

Overflaten til slike stjerner varmes opp til en temperatur på 5-6 tusen Kelvin, og spektralklassene deres varierer mellom G0V og G9V. En gul dverg lever i omtrent 10 milliarder år. Forbrenningen av hydrogen i en stjerne får den til å formere seg i størrelse og bli en rød kjempe. Et eksempel på en rød gigant er Aldebaran. Slike stjerner kan danne planetariske tåker ved å kaste ut sine ytre gasslag. I dette tilfellet forvandles kjernen til en hvit dverg, som har høy tetthet.

Hvis vi tar hensyn til Hertzsprung-Russell-diagrammet, er de gule stjernene plassert i den sentrale delen av hovedsekvensen. Siden solen kan kalles en typisk gul dverg, er modellen ganske egnet for å vurdere den generelle modellen av gule dverger. Men det er andre karakteristiske gule stjerner på himmelen, hvis navn er Alhita, Dabikh, Toliman, Khara, etc. Disse stjernene er ikke veldig lyse. For eksempel har den samme Toliman, som, hvis du ikke tar hensyn til Proxima Centauri, nærmest Solen, en 0. størrelsesorden, men samtidig er lysstyrken den høyeste blant alle gule dverger. Denne stjernen ligger i stjernebildet Centaurus, og den er også en del av et komplekst system som inkluderer 6 stjerner. Spektralklassen til Toliman er G. Men Dabih, som ligger 350 lysår fra oss, tilhører spektralklassen F. Men dens høye lysstyrke skyldes tilstedeværelsen av en nærliggende stjerne som tilhører spektralklassen - A0.

I tillegg til Toliman har spektralklasse G HD82943, som ligger på hovedsekvensen. Denne stjernen, på grunn av sin kjemiske sammensetning og temperatur som ligner på solen, har også to store planeter. Imidlertid er formen på banene til disse planetene langt fra sirkulær, så deres tilnærminger til HD82943 forekommer relativt ofte. For tiden har astronomer vært i stand til å bevise at denne stjernen pleide å ha et mye større antall planeter, men over tid absorberte den dem alle.

Navn på gule stjerner - eksempler

Toliman, stjerne HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Røde stjerner er røde stjerner

Hvis du minst en gang i livet ditt har sett gjennom linsen til teleskopet ditt røde stjerner på himmelen som brant mot en svart bakgrunn, vil det å huske dette øyeblikket hjelpe deg med å tydeligere forestille deg hva som vil bli skrevet om i denne artikkelen. Hvis du aldri har sett slike stjerner før, sørg for å prøve å finne dem neste gang.

Hvis du tar sikte på å sette sammen en liste over de klareste røde stjernene på himmelen, som lett kan finnes selv med et amatørteleskop, vil du finne at de alle er karbonstjerner. De første røde stjernene ble oppdaget i 1868. Temperaturen til slike røde kjemper er lav, i tillegg er deres ytre lag fylt med enorme mengder karbon. Hvis tidligere lignende stjerner utgjorde to spektralklasser - R og N, har forskere nå identifisert dem til en generell klasse– C. Hver spektralklasse har underklasser - fra 9 til 0. I dette tilfellet betyr klasse C0 at stjernen har høyere temperatur, men er mindre rød enn stjerner i klasse C9. Det er også viktig at alle karbondominerte stjerner er iboende variable: langperiode, semi-regulære eller irregulære.

I tillegg ble to stjerner kalt røde semi-regulære variabler inkludert i denne listen, den mest kjente er m Cephei. William Herschel ble interessert i den uvanlige røde fargen og kalte den "granateple." Slike stjerner er preget av uregelmessige endringer i lysstyrken, som kan vare fra et par titalls til flere hundre dager. Slike variable stjerner tilhører klasse M (kjøle stjerner med overflatetemperaturer fra 2400 til 3800 K).

Tatt i betraktning at alle stjernene i vurderingen er variabler, er det nødvendig å bringe litt klarhet i notasjonen. Det er generelt akseptert at røde stjerner har et navn som består av to komponenter - en bokstav i det latinske alfabetet og navnet på en variabel konstellasjon (for eksempel T Hare). Den første variabelen som oppdages i en gitt konstellasjon tildeles bokstaven R, og så videre, opp til bokstaven Z. Hvis det er mange slike variabler, er det gitt en dobbel kombinasjon av latinske bokstaver for dem - fra RR til ZZ. Denne metoden lar deg "navngi" 334 objekter. I tillegg kan stjerner utpekes ved hjelp av bokstaven V i kombinasjon med et serienummer (V228 Cygnus). Den første kolonnen i vurderingen er reservert for betegnelse av variabler.

De neste to kolonnene i tabellen angir plasseringen av stjernene i perioden 2000.0. Som et resultat av den økte populariteten til Uranometria 2000.0-atlaset blant astronomientusiaster, viser den siste kolonnen i rangeringen søkekartnummeret for hver stjerne som er i vurderingen. I dette tilfellet er det første sifferet en visning av volumnummeret, og det andre er serienummer kort.

Rangeringen viser også maksimale og laveste lysstyrkeverdier for stjernestørrelser. Det er verdt å huske at større metning av rød farge observeres i stjerner hvis lysstyrke er minimal. For stjerner hvis variasjonsperiode er kjent, vises den som antall dager, men objekter som ikke har riktig periode vises som Irr.

Å finne en karbonstjerne krever ikke mye dyktighet; det er nok at evnene til teleskopet ditt er nok til å se den. Selv om størrelsen er liten, bør den lyse røde fargen tiltrekke deg oppmerksomhet. Derfor bør du ikke bli opprørt hvis du ikke kan oppdage dem umiddelbart. Det er nok å bruke atlaset for å finne en lyssterk stjerne i nærheten, og deretter flytte fra den til den røde.

Ulike observatører ser karbonstjerner forskjellig. For noen ligner de på rubiner eller en glør som brenner i det fjerne. Andre ser crimson eller blodrøde nyanser i slike stjerner. Til å begynne med har vurderingen en liste over de seks lyseste røde stjernene, som, når de er funnet, kan du nyte deres skjønnhet fullt ut.

Navn på røde stjerner - eksempler

Stjernefargeforskjeller

Det er et stort utvalg av stjerner med ubeskrivelige fargenyanser. Som et resultat fikk til og med en konstellasjon navnet "Jewel Box", som består av blå og safirstjerner, og i sentrum er en lysende oransje stjerne. Hvis vi vurderer solen, har den en blekgul farge.

En direkte faktor som påvirker fargeforskjellen mellom stjernene er overflatetemperaturen deres. Dette er enkelt forklart. Lys er i sin natur stråling i form av bølger. Bølgelengden er avstanden mellom toppene og er veldig liten. For å forestille deg det, må du dele 1 cm i 100 tusen identiske deler. Flere av disse partiklene vil utgjøre lysets bølgelengde.

Tatt i betraktning at dette tallet viser seg å være ganske lite, vil hver, selv den mest ubetydelige, endring i det være årsaken til at bildet vi observerer vil endre seg. Tross alt oppfatter vårt syn forskjellige bølgelengder av lys som forskjellige farger. For eksempel har blått bølger hvis lengde er 1,5 ganger kortere enn rødt.

Dessuten vet nesten hver og en av oss at temperatur kan ha en veldig direkte effekt på kroppens farge. For eksempel kan du ta en hvilken som helst metallgjenstand og legge den på bålet. Den blir rød under oppvarming. Hvis temperaturen på brannen økte betydelig, ville fargen på objektet endres - fra rød til oransje, fra oransje til gul, fra gul til hvit, og til slutt fra hvit til blå-hvit.

Siden solen har en overflatetemperatur på rundt 5,5 tusen 0 C, er den et typisk eksempel på gule stjerner. Men de varmeste blå stjernene kan varmes opp til 33 tusen grader.

Farge og temperatur ble koblet sammen av forskere ved å bruke fysiske lover. Hvordan temperaturen til en kropp er direkte proporsjonal med strålingen og omvendt proporsjonal med bølgelengden. Bølger av blå farge har kortere bølgelengder sammenlignet med rødt. Varme gasser avgir fotoner, hvis energi er direkte proporsjonal med temperaturen og omvendt proporsjonal med bølgelengden. Det er derfor de varmeste stjernene er preget av et blåblått utslippsområde.

Siden kjernebrensel på stjerner ikke er ubegrenset, har det en tendens til å bli forbrukt, noe som fører til avkjøling av stjerner. Derfor er middelaldrende stjerner gule, og vi ser gamle stjerner som røde.

Som et resultat av det faktum at solen er veldig nær planeten vår, kan fargen beskrives nøyaktig. Men for stjerner som er en million lysår unna, blir oppgaven mer komplisert. Dette er hva en enhet kalt en spektrograf brukes til. Forskere passerer gjennom det lyset som sendes ut av stjerner, som et resultat av at det er mulig å spektralanalysere nesten hvilken som helst stjerne.

I tillegg, ved å bruke fargen på en stjerne, kan du bestemme dens alder, fordi matematiske formler tillate bruk av spektralanalyse for å bestemme temperaturen til en stjerne, hvorfra det er lett å beregne alderen.

Se video Secrets of the stars på nettet

Flerfargede stjerner på himmelen. Foto med forbedrede farger

Fargepaletten til stjerner er bred. Blå, gul og rød - nyanser er synlige selv gjennom atmosfæren, som vanligvis forvrenger konturene til kosmiske kropper. Men hvor kommer fargen på en stjerne fra?

Opprinnelsen til stjernefargen

Hemmeligheten bak de forskjellige fargene på stjerner ble et viktig verktøy for astronomer – fargen på stjernene hjalp dem å gjenkjenne overflatene til stjerner. Det var basert på en bemerkelsesverdig et naturfenomen- forholdet mellom et stoff og fargen på lyset det sender ut.

Du har sikkert allerede gjort observasjoner om dette emnet selv. Glødetråden til laveffekts 30-watts lyspærer lyser oransje - og når nettspenningen synker, lyser glødetråden knapt rødt. Sterkere pærer lyser gule eller til og med hvite. Og sveiseelektroden og kvartslampen lyser blått under drift. Du bør imidlertid aldri se på dem – energien deres er så stor at den lett kan skade netthinnen.

Følgelig, jo varmere objektet er, desto nærmere er dens glødefarge blå - og jo kaldere det er, jo nærmere mørkerødt. Stjernene er intet unntak: det samme prinsippet gjelder for dem. Påvirkningen av en stjerne på fargen er veldig liten - temperaturen kan skjule individuelle elementer og ionisere dem.

Men det er stjernens stråling som er med på å bestemme sammensetningen. Atomene til hvert stoff har sin egen unike bæreevne. Lysbølger av noen farger passerer gjennom dem uhindret, når andre stopper - faktisk bestemmer forskere ved blokkerte lysområder kjemiske elementer.

Mekanismen for å "farge" stjerner

Hva er det fysiske grunnlaget for dette fenomenet? Temperatur er preget av bevegelseshastigheten til molekylene til et kroppsstoff - jo høyere det er, jo raskere beveger de seg. Dette påvirker lengden som passerer gjennom stoffet. Et varmt miljø forkorter bølgene, og et kaldt miljø, tvert imot, forlenger dem. Og den synlige fargen på en lysstråle bestemmes nøyaktig av lysets bølgelengde: korte bølger er ansvarlige for blå nyanser, og lange bølger er ansvarlige for røde nyanser. Hvit farge oppnås som et resultat av superposisjonen av forskjellige spektrale stråler.

Se på nattehimmelen, hva slags stjerner det er. På klare, mørke netter med normalt syn kan du se tusenvis av stjerner, noen knapt synlige, andre skinner så sterkt at de kan sees når himmelen fortsatt er blå! Hvorfor er noen stjerner lysere enn andre?

Av to grunner. Noen er rett og slett nærmere oss, mens andre, selv om de er langt unna, er ufattelig store i størrelse. La oss ta en titt på en liten del av den sørlige himmelen.

Alpha Centauri(gul), er en av de klareste stjernene på nattehimmelen, den ligner vår, bare litt større og lysere, og har omtrent samme farge. Grunnen til lysstyrken er at den (etter kosmiske standarder) er veldig nær oss: bare 4,4 lysår.

Men se på den nest lyseste stjernen (den blå like ovenfor) kjent som Beta Centauri.
Beta Centauri er faktisk ikke Alpha Centauris nabo. Selv om den gule stjernen bare er 4,4 lysår fra jorden, ligger Beta Centauri 530 lysår fra jorden, eller mer enn 100 ganger lenger!

Hvorfor skinner da Beta Centauri nesten like sterkt som Alpha Centauri? Ja, fordi dette er en annen type stjerne! Hva slags stjerner er det hvis vi ser etter farge. Gul Alpha Centauri er "G-type", akkurat som vår sol. Og Beta Centauri er en av de blå stjernene, og tilhører "B-type"-stjernene.

Hver stjerne har 5 hovedparametere:1. Lysstyrke, 2. Farge, 3. Temperatur, 4. Størrelse, 5. vekt. Disse egenskapene avhenger betydelig av hverandre. Fargen avhenger av stjernens temperatur, intensiteten avhenger av temperaturen og størrelsen.

Stjernefarge og temperatur

Til tross for deres nyanser, har stjerner tre primærfarger: rød, gul og blå. Solen vår er en av de gule stjernene. Fargen avhenger av temperaturen. Temperaturen til gule stjerner på overflaten når 6000 ° C. Røde stjerner er kjøligere, overflatetemperaturen deres er fra 2000 ° C til 3000 ° C. Og blå stjerner regnes som de varmeste, fra 10 000 ° C til 100 000 ° C.

Alle kjenner de tre fysiske tilstandene til materie - fast, flytende og gassformig.. Hva skjer med et stoff når det suksessivt varmes opp til høye temperaturer i et lukket volum? - Sekvensiell overgang fra en aggregeringstilstand til en annen: fast- væske - gass(på grunn av en økning i bevegelseshastigheten til molekyler med økende temperatur). Med ytterligere oppvarming av gassen ved temperaturer over 1200 ºС begynner desintegreringen av gassmolekyler til atomer, og ved temperaturer over 10 000 ºС - delvis eller fullstendig desintegrering av gassatomer i komponentene deres elementærpartikler- elektroner og atomkjerner. Plasma er den fjerde tilstanden av materie der molekylene eller atomene til et stoff blir delvis eller fullstendig ødelagt under påvirkning av høye temperaturer eller av andre grunner. 99,9 % av stoffet i universet er i plasmatilstanden.

Stjerner er en klasse av kosmiske kropper med en masse på 10 26 -10 29 kg. En stjerne er en varm plasma sfærisk kosmisk kropp, som som regel er i hydrodynamisk og termodynamisk likevekt.

Hvis likevekten forstyrres, begynner stjernen å pulsere (størrelsen, lysstyrken og temperaturen endres). Stjernen blir en variabel stjerne.

Variabel stjerne er en stjerne hvis lysstyrke (synlig lysstyrke på himmelen) endres over tid. Årsakene til variasjonen kan være fysiske prosesser i stjernens indre. Slike stjerner kalles fysiske variabler(for eksempel δ Cephei. Variable stjerner som ligner på det begynte å bli kalt Cepheider).

Møt og formørkende variabler stjerner hvis variasjon er forårsaket av gjensidig formørkelse av deres komponenter(for eksempel β Persei - Algol. Dens variabilitet ble først oppdaget i 1669 av den italienske økonomen og astronomen Geminiano Montanari).

Formørkende variable stjerner er alltid dobbelt, de. består av to nærliggende stjerner. Variable stjerner på stjernekart er de indikert med en sirkel:

Stjerner er ikke alltid baller. Hvis en stjerne roterer veldig raskt, er formen ikke sfærisk. Stjernen trekker seg sammen fra polene og blir som en mandarin eller gresskar (for eksempel Vega, Regulus). Hvis stjernen er dobbel, så påvirker den gjensidige tiltrekningen av disse stjernene til hverandre også formen deres. De blir eggformede eller melonformede (for eksempel komponenter av dobbeltstjernen β Lyrae eller Spica):

Stjerner er hovedinnbyggerne i galaksen vår (galaksen vår er skrevet med stor bokstav). Det er omtrent 200 milliarder stjerner i den. Ved hjelp av selv de største teleskopene kan bare en halv prosent av det totale antallet stjerner i galaksen sees. Mer enn 95 % av all materie som observeres i naturen er konsentrert i stjerner. De resterende 5 % består av interstellar gass, støv og alle ikke-selvlysende kropper.

Bortsett fra Solen er alle stjernene så langt unna oss at selv i de største teleskopene blir de observert i form av lyspunkter med forskjellige farger og glans. Det nærmeste systemet til solen er α Centauri-systemet, som består av tre stjerner. En av dem, en rød dverg kalt Proxima, er den nærmeste stjernen. Den er 4,2 lysår unna. Til Sirius - 8,6 sv. år, til Altair - 17 St. år. Til Vega - 26 St. år. Før Nordstjernen- 830 St. år. Til Deneb - 1.500 sv. år. For første gang i 1837 var V.Ya i stand til å bestemme avstanden til en annen stjerne (det var Vega). Struve.

Den første stjernen som det var mulig å få et bilde av disken for (og til og med noen flekker på den) er Betelgeuse (α Orionis). Men dette er fordi Betelgeuse er 500-800 ganger større i diameter enn solen (stjernen pulserer). Det ble også tatt et bilde av Altairs skive (α Aquila), men dette er fordi Altair er en av de nærmeste stjernene.

Fargen på stjernene avhenger av temperaturen på deres ytre lag. Temperaturområde - fra 2000 til 60 000 °C. De kuleste stjernene er røde, og de varmeste er blå. Etter fargen på en stjerne kan du bedømme hvor varme dens ytre lag er.

Eksempler på røde stjerner: Antares (α Scorpii) og Betelgeuse (α Orionis).

Eksempler på oransje stjerner: Aldebaran (α Tauri), Arcturus (α Bootes) og Pollux (β Gemini).

Eksempler på gule stjerner: Solen, Capella (α Aurigae) og Toliman (α Centauri).

Eksempler på gulhvite stjerner: Procyon (α Canis Minor) og Canopus (α Carinae).

Eksempler på hvite stjerner: Sirius (α Canis Majoris), Vega (α Lyrae), Altair (α Eagle) og Deneb (α Cygnus).

Eksempler på blåaktige stjerner: Regulus (α Løven) og Spica (α Jomfruen).

På grunn av det faktum at svært lite lys kommer fra stjernene, er det menneskelige øyet i stand til å skille fargenyanser bare fra de lyseste av dem. Med en kikkert og enda mer med et teleskop (de fanger mer lys enn øyet), blir fargen på stjernene mer merkbar.

Temperaturen øker med dybden. Selv de kaldeste stjernene har temperaturer som når millioner av grader i sentrum. Solen har omtrent 15 000 000 °C i sentrum (Kelvin-skalaen brukes også - skalaen absolutte temperaturer, men når det gjelder svært høye temperaturer, kan forskjellen på 273 º mellom Kelvin- og Celsius-skalaen neglisjeres).

Hva varmer opp stjerneinteriøret så mye? Det viser seg at det skjer termonukleære prosesser, som et resultat av at en enorm mengde energi frigjøres. Oversatt fra gresk betyr "termos" varm. Det viktigste kjemiske elementet som stjerner er laget av er hydrogen. Det er dette som er drivstoffet for termonukleære prosesser. I disse prosessene blir kjernene til hydrogenatomer omdannet til kjernene til heliumatomer, som er ledsaget av frigjøring av energi. Antallet hydrogenkjerner i stjernen minker, og antallet heliumkjerner øker. Over tid syntetiseres andre kjemiske elementer i stjernen. Alle de kjemiske elementene som utgjør molekylene til forskjellige stoffer ble en gang født i stjernedypet."Stjernene er menneskets fortid, og mennesket er stjernens fremtid," som de noen ganger sier billedlig.

Prosessen med en stjerne som sender ut energi i form av elektromagnetiske bølger og partikler kalles stråling. Stjerner sender ut energi ikke bare i form av lys og varme, men også andre typer stråling - gammastråler, røntgenstråler, ultrafiolett, radiostråling. I tillegg sender stjerner ut strømmer av nøytrale og ladede partikler. Disse bekkene danner stjernevinden. Stjernevind er prosessen med utstrømning av materie fra stjerner til verdensrommet. Som et resultat avtar massen av stjerner hele tiden og gradvis. Det er stjernevinden fra solen ( solfylt vind) fører til utseendet til nordlys på jorden og andre planeter. Det er solvinden som avleder halene til kometer i motsatt retning av solen.

Stjerner dukker selvfølgelig ikke opp fra tomrommet (mellomrommet mellom stjerner er ikke et absolutt vakuum). Materialene er gass og støv. De er ujevnt fordelt i rommet, og danner formløse skyer med svært lav tetthet og enorm utstrekning - fra ett eller to til titalls lysår. Slike skyer kalles diffuse gass-støvtåker. Temperaturen i dem er veldig lav - ca -250 °C. Men ikke hver gass-støvtåke produserer stjerner. Noen tåker kan eksistere lenge uten stjerner. Hvilke forhold er nødvendige for at prosessen med stjernefødsel skal begynne? Den første er massen til skyen. Hvis det ikke er nok materie, vil stjernen selvfølgelig ikke vises. For det andre, kompakthet. Hvis skyen er for utstrakt og løs, kan ikke komprimeringsprosessene starte. Vel, og for det tredje trengs et frø - d.v.s. en klump av støv og gass, som senere vil bli embryoet til en stjerne - en protostjerne. Protostar- Dette er en stjerne i sluttfasen av dannelsen. Hvis disse betingelsene er oppfylt, begynner gravitasjonskompresjon og oppvarming av skyen. Denne prosessen avsluttes stjernedannelse- utseendet til nye stjerner. Denne prosessen tar millioner av år. Astronomer har funnet tåker der prosessen med stjernedannelse er i full gang – noen stjerner har allerede lyst opp, noen er i form av embryoer – protostjerner, og tåken er fortsatt bevart. Et eksempel er den store Oriontåken.

De viktigste fysiske egenskapene til en stjerne er lysstyrke, masse og radius(eller diameter), som bestemmes fra observasjoner. Kjenner dem også kjemisk oppbygning stjerne (som er bestemt av dens spektrum), kan man beregne modellen til stjernen, dvs. fysiske forhold i dypet, for å utforske prosessene som skjer i den.La oss dvele mer detaljert på hovedkarakteristikkene til stjerner.

Vekt. Massen kan estimeres direkte bare ved gravitasjonseffekten av stjernen på omkringliggende kropper. Solens masse ble for eksempel bestemt ut fra de kjente revolusjonsperiodene til planetene rundt den. Planeter er ikke direkte observert i andre stjerner. Pålitelig måling av masse er bare mulig for dobbeltstjerner (ved å bruke Keplers lov generalisert av Newton III, nog da er feilen 20-60%). Omtrent halvparten av alle stjernene i galaksen vår er doble. Stjernemasser varierer fra ≈0,08 til ≈100 solmasser.Det finnes ingen stjerner med en masse mindre enn 0,08 solmasser; de blir rett og slett ikke stjerner, men forblir mørke kropper.Stjerner med en masse større enn 100 solmasser er ekstremt sjeldne. De fleste stjerner har masse mindre enn 5 solmasser. Skjebnen til en stjerne avhenger av dens masse, dvs. scenariet som stjernen utvikler og utvikler seg etter. Små, kalde røde dverger bruker hydrogen svært sparsomt, og derfor varer deres liv hundrevis av milliarder av år. Levetiden til Solen, en gul dverg, er omtrent 10 milliarder år (Sola har allerede levd omtrent halvparten av livet). Massive superkjemper forbruker hydrogen raskt og forsvinner innen noen få millioner år etter fødselen. Jo mer massiv stjernen er, desto kortere er dens livsbane.

Universets alder er anslått til 13,7 milliarder år. Derfor eksisterer ikke stjerner som er eldre enn 13,7 milliarder år gamle ennå.

Stjerner med masse 0,08 solmasser er brune dverger; deres skjebne er konstant komprimering og avkjøling med opphør av alt termonukleære reaksjoner og transformasjon til mørke planetlignende kropper.

Stjerner med masse 0,08-0,5 Massene til solen (disse er alltid røde dverger) etter å ha brukt opp hydrogen begynner sakte å komprimeres, mens de varmes opp og blir en hvit dverg.

Stjerner med masse 0,5-8 Masser av solen ved slutten av livet blir først til røde kjemper og deretter til hvite dverger. De ytre lagene av stjernen er spredt i verdensrommet i formen planetarisk tåke. En planetarisk tåke er ofte sfærisk eller ringformet.

Stjerner med masse 8-10 solmasser kan eksplodere på slutten av livet, eller de kan eldes stille, først bli til røde superkjemper og deretter til røde dverger.

Stjerner med en masse større enn 10 masser av solen på slutten av livet, blir de først røde superkjemper, eksploderer så som supernovaer (en supernova er ikke en ny stjerne, men en gammel stjerne) og blir deretter til nøytronstjerner eller blir til svarte hull.

Svarte hull- dette er ikke hull i verdensrommet, men objekter (rester av massive stjerner) med veldig høy masse og tetthet. Sorte hull har verken overnaturlige eller magiske krefter, og er ikke «monstre av universet». De har rett og slett et så sterkt gravitasjonsfelt at ingen stråling (verken synlig - lys, eller usynlig) kan forlate dem. Det er derfor sorte hull er usynlige. Imidlertid kan de oppdages ved deres effekt på omkringliggende stjerner og stjernetåker. Sorte hull er et helt vanlig fenomen i universet, og det er ingen grunn til å være redd for dem. Det kan være et supermassivt sort hull i sentrum av galaksen vår.

Radius (eller diameter). Størrelsen på stjerner varierer mye - fra flere kilometer (nøytronstjerner) til 2000 ganger solens diameter (supergiganter). Som regel, jo mindre stjernen er, desto høyere er dens gjennomsnittlige tetthet. I nøytronstjerner når tettheten 10 13 g/cm 3! Et fingerbøl av et slikt stoff ville veie 10 millioner tonn på jorden. Men superkjemper har en tetthet som er mindre enn tettheten av luft på jordoverflaten.

Diametrene til noen stjerner sammenlignet med solen:

Sirius og Altair er 1,7 ganger større,

Vega er 2,5 ganger større,

Regulus er 3,5 ganger større,

Arcturus er 26 ganger større

Polar er 30 ganger større,

Tverrstangen er 70 ganger større,

Deneb er 200 ganger større,

Antares er 800 ganger større,

YV Canis Majoris er 2000 ganger større (den største kjente stjernen).

Lysstyrke er total energi, sendt ut av et objekt (i dette tilfellet stjerner) per tidsenhet. Stjernenes lysstyrke sammenlignes vanligvis med solens lysstyrke (stjernenes lysstyrke uttrykkes gjennom solens lysstyrke). Sirius, for eksempel, sender ut 22 ganger mer energi enn solen (lysstyrken til Sirius er lik 22 soler). Lysstyrken til Vega er 50 soler, og lysstyrken til Deneb er 54 000 soler (Deneb er en av de kraftigste stjernene).

Den tilsynelatende lysstyrken (mer korrekt, lysstyrken) til en stjerne på jordens himmel avhenger av:

- avstand til stjernen. Hvis en stjerne nærmer seg oss, vil dens tilsynelatende lysstyrke gradvis øke. Og omvendt, når en stjerne beveger seg bort fra oss, vil dens tilsynelatende lysstyrke gradvis avta. Hvis du tar to identiske stjerner, vil den som er nærmere oss se lysere ut.

- på temperaturen på de ytre lagene. Jo varmere en stjerne er, jo mer lysenergi sender den ut i rommet, og jo lysere vil den se ut. Hvis en stjerne avkjøles, vil dens tilsynelatende lysstyrke på himmelen reduseres. To stjerner av samme størrelse og i samme avstand fra oss vil fremstå like i tilsynelatende lysstyrke, forutsatt at de sender ut like mye lysenergi, dvs. har samme temperatur på de ytre lagene. Hvis en av stjernene er kjøligere enn den andre, vil den virke mindre lyssterk.

- på størrelse (diameter). Hvis du tar to stjerner med samme temperatur på de ytre lagene (samme farge) og plasserer dem i samme avstand fra oss, vil den større stjernen sende ut mer lysenergi, og vil derfor virke lysere på himmelen.

- fra absorpsjon av lys av skyer av kosmisk støv og gass som ligger i siktlinjen. Jo tykkere laget av kosmisk støv, jo mer lys fra stjernen absorberer det, og jo svakere ser stjernen ut. Hvis vi tar to identiske stjerner og plasserer en gasstøvtåke foran en av dem, vil denne stjernen virke mindre lyssterk.

- fra stjernens høyde over horisonten. Det er alltid en tett dis nær horisonten, som absorberer noe av lyset fra stjernene. Nær horisonten (kort tid etter soloppgang eller like før solnedgang) virker stjerner alltid svakere enn når de er over hodet.

Det er veldig viktig å ikke forveksle begrepene "vises" og "være". En stjerne kan være veldig lyst i seg selv, men synes svak på grunn av ulike årsaker: på grunn av den store avstanden til den, på grunn av dens lille størrelse, på grunn av absorpsjonen av lyset av kosmisk støv eller støv i jordens atmosfære. Derfor, når de snakker om lysstyrken til en stjerne på jordens himmel, bruker de uttrykket "tilsynelatende lysstyrke" eller "glans".

Som allerede nevnt er det doble stjerner. Men det er også trippel (for eksempel α Centauri), og firedobbel (for eksempel ε Lyra), og fem og seks (for eksempel Castor), etc. Individuelle stjerner i et stjernesystem kalles komponenter. Stjerner med mer enn to komponenter kalles multipler stjerner. Alle komponenter i en flerstjerne er forbundet med gjensidige gravitasjonskrefter (de danner et system av stjerner) og beveger seg langs komplekse baner.

Hvis det er mange komponenter, er dette ikke lenger en flerstjerne, men stjernehop. Skille ball Og spredt stjernehoper. Kulehoper inneholder mange gamle stjerner og er eldre enn åpne hop, som inneholder mange unge stjerner. Kulehoper er ganske stabile, fordi... stjernene i dem er i liten avstand fra hverandre og kreftene for gjensidig tiltrekning mellom dem er mye større enn mellom stjernene i åpne klynger. Åpne klynger sprer seg ytterligere over tid.

Åpne klynger er vanligvis plassert på eller i nærheten av Melkeveisbåndet. Tvert imot er kulehoper plassert på stjernehimmel vekk fra Melkeveien.

Noen stjernehoper kan til og med sees på himmelen det blotte øye. For eksempel de åpne hopene Hyades og Pleiades (M 45) i Tyren, den åpne klyngen Manger (M 44) i Krepsen, kulehopen M 13 i Hercules. Ganske mange av dem er synlige gjennom en kikkert.