Աստղերի գույնը սպիտակ կապույտ դեղին կարմիր օրինակ է: Ինչպե՞ս են աստղերը տարբերվում ըստ չափի և գույնի: Կարմիր աստղի անուններ - Օրինակներ

Մասնագետները դրանց առաջացման մի քանի տեսություններ են առաջ քաշում։ Ներքևի ամենահավանականն ասում է, որ նման կապույտ աստղերը շատ երկար ժամանակ երկուական են եղել, և դրանք միաձուլման գործընթաց են ունեցել։ Երբ 2 աստղերը միավորվում են, նոր աստղ է հայտնվում՝ շատ ավելի մեծ պայծառությամբ, զանգվածով, ջերմաստիճանով։

Կապույտ աստղերի օրինակներ.

• Գամմա Առագաստներ;
• Ռիգել;
• Զետա Օրիոն;
• Ալֆա ընձուղտ;
• Զետա Կորմա;
• Tau Canis Major.

Սպիտակ աստղեր - սպիտակ աստղեր

Գիտնականներից մեկը հայտնաբերեց շատ աղոտ սպիտակ աստղ, որը Սիրիուսի արբանյակն էր, և այն կոչվեց Սիրիուս Բ: Այս յուրահատուկ աստղի մակերեսը տաքացվում է մինչև 25000 Կելվին, իսկ շառավիղը փոքր է:

Սպիտակ աստղերի օրինակներ.

• Altair Արծիվ համաստեղությունում;
• Վեգա Լիրայի համաստեղությունում;
• Castor;
• Սիրիուս.

դեղին աստղեր - դեղին աստղեր

Նման աստղերն ունեն դեղին փայլ, և նրանց զանգվածը Արեգակի զանգվածի սահմաններում է՝ մոտ 0,8-1,4: Նման աստղերի մակերեսը սովորաբար տաքացվում է մինչև 4-6 հազար Կելվին ջերմաստիճան: Նման աստղը ապրում է մոտ 10 միլիարդ տարի:

Դեղին աստղերի օրինակներ.

• Star HD 82943;
• Տոլիման;
• Դաբիհ;
• Հարա;
• Ալհիտա.

կարմիր աստղեր կարմիր աստղեր

Առաջին կարմիր աստղերը հայտնաբերվել են 1868 թ. Նրանց ջերմաստիճանը բավականին ցածր է, իսկ կարմիր հսկաների արտաքին շերտերը լցված են մեծ քանակությամբ ածխածնով։ Նախկինում նման աստղերը կազմում էին երկու սպեկտրային դասեր՝ N և R, սակայն այժմ գիտնականները կարողացել են բացահայտել մեկ այլ ընդհանուր դաս՝ C:

հիմնական հաջորդականությունը. Այս տեսակին է պատկանում նաև մեր աստղը. Աստղային էվոլյուցիայի տեսանկյունից հիմնական հաջորդականությունը Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամում այն ​​տեղն է, որտեղ աստղն անցկացնում է իր կյանքի մեծ մասը։

Հերցպրունգ-Ռասելի դիագրամ.

Հիմնական հաջորդականության աստղերը բաժանված են դասերի, որոնք մենք կքննարկենք ստորև.

O դասը կապույտ աստղեր են, նրանց ջերմաստիճանը 22000 °C է։ Տիպիկ աստղերն են Զետան համաստեղության «Puppis», 15 միաեղջյուր:

B դասը սպիտակ-կապույտ աստղերն են: Նրանց ջերմաստիճանը 14000 °C է։ Նրանց ջերմաստիճանը 14000 °C է։ Տիպիկ աստղեր՝ Էպսիլոն Օրիոն, Ռիգել, Կոլոս համաստեղությունում:

Ա դասը սպիտակ աստղերն են: Նրանց ջերմաստիճանը 10000 °C է։ Տիպիկ աստղերն են Սիրիուսը, Վեգան, Ալթաիրը։

F դասը սպիտակ-դեղին աստղեր են։ Նրանց մակերեսի ջերմաստիճանը 6700 °C է։ Տիպիկ աստղեր Կանոպուս, Պրոցյոն, Ալֆա Պերսևսի համաստեղությունում:

G դասը դեղին աստղեր են: Ջերմաստիճանը 5 500 °С. Տիպիկ աստղեր՝ Արև (սպեկտր C-2), Կապելլա, Ալֆա Կենտավրոս։

K դասը դեղին-նարնջագույն աստղերն են։ Ջերմաստիճանը 3 800 °C. Տիպիկ աստղեր՝ Արթուր, Պոլյուքս, Մեծ արջի ալֆա:

Դաս M -. Սրանք կարմիր աստղեր են: Ջերմաստիճանը 1 800 °C։ Տիպիկ աստղեր՝ Բետելգեյզ, Անտարես

Բացի հիմնական հաջորդականության աստղերից, աստղագետները առանձնացնում են աստղերի հետևյալ տեսակները.

Շագանակագույն թզուկը նկարչի աչքերով.

Շագանակագույն թզուկները աստղեր են, որոնց միջուկային ռեակցիաները երբեք չեն կարող փոխհատուցել ճառագայթման պատճառով էներգիայի կորուստները: Նրանց սպեկտրային դասը M - T և Y է: Ջերմային պրոցեսները կարող են տեղի ունենալ շագանակագույն թզուկների մոտ, սակայն նրանց զանգվածը դեռ շատ փոքր է ջրածնի ատոմները հելիումի ատոմների վերածելու ռեակցիան սկսելու համար, ինչը լիարժեք պայմանն է լիարժեք մարդու կյանքի համար: աստղ. Շագանակագույն թզուկները բավականին «մղոտ» առարկաներ են, եթե այդ տերմինը կարող է կիրառվել նման մարմինների վրա, և աստղագետները դրանք ուսումնասիրում են հիմնականում ինֆրակարմիր ճառագայթման շնորհիվ, որը նրանք տալիս են։

Կարմիր հսկաները և գերհսկաները աստղեր են, որոնց արդյունավետ ջերմաստիճանը 2700-4700 ° C է, բայց հսկայական պայծառությամբ: Նրանց սպեկտրը բնութագրվում է մոլեկուլային կլանման գոտիների առկայությամբ, իսկ արտանետումների առավելագույն չափը ընկնում է ինֆրակարմիր տիրույթի վրա:

Վոլֆ-Ռայեի տիպի աստղերը աստղերի դաս են, որոնք բնութագրվում են շատ բարձր ջերմաստիճանով և պայծառությամբ։ Վոլֆ-Ռայեի աստղերը տարբերվում են այլ տաք աստղերից՝ ջրածնի, հելիումի, ինչպես նաև թթվածնի, ածխածնի և ազոտի իոնացման տարբեր աստիճաններում արտանետվող լայն շերտերի սպեկտրում առկայությամբ։ Վոլֆ-Ռայեի տիպի աստղերի ծագման վերջնական հստակությունը ձեռք չի բերվել։ Այնուամենայնիվ, կարելի է պնդել, որ մեր Գալակտիկայում սրանք զանգվածային աստղերի հելիումի մնացորդներն են, որոնք թափում են զանգվածի զգալի մասը իրենց էվոլյուցիայի որոշ փուլում:

T Tauri աստղերը փոփոխական աստղերի դաս են, որոնք կոչվում են իրենց նախատիպի T Tauri (վերջնական նախաստղեր): Նրանք սովորաբար կարող են հայտնաբերվել մոլեկուլային ամպերի մոտ և նույնականացվել իրենց (խիստ անկանոն) օպտիկական փոփոխականությամբ և քրոմոսֆերային ակտիվությամբ: Նրանք պատկանում են F, G, K, M սպեկտրային դասերի աստղերին և ունեն երկու արեգակնայինից պակաս զանգված։ Նրանց մակերեսի ջերմաստիճանը նույնն է, ինչ նույն զանգվածի հիմնական հաջորդականության աստղերի ջերմաստիճանը, բայց նրանք ունեն մի փոքր ավելի մեծ պայծառություն, քանի որ նրանց շառավիղն ավելի մեծ է։ Նրանց էներգիայի հիմնական աղբյուրը գրավիտացիոն սեղմումն է։

Վառ կապույտ փոփոխականները, որոնք նաև հայտնի են որպես S doradus փոփոխականներ, շատ վառ կապույտ պուլսացիոն հիպերհսկաներ են, որոնք անվանվել են S Doradus աստղի պատվին: Նրանք չափազանց հազվադեպ են: Պայծառ կապույտ փոփոխականները կարող են փայլել միլիոն անգամ ավելի պայծառ, քան Արեգակը և կարող են լինել 150 արեգակի զանգվածի զանգված՝ մոտենալով աստղի զանգվածի տեսական սահմանին՝ դարձնելով դրանք տիեզերքի ամենապայծառ, ամենաշոգ և ամենահզոր աստղերը:

Սպիտակ թզուկները «մահացող» աստղերի տեսակ են։ Փոքր աստղերը, ինչպիսին է մեր Արևը, որոնք լայնորեն տարածված են Տիեզերքում, իրենց կյանքի վերջում կվերածվեն սպիտակ թզուկների. դրանք փոքր աստղեր են (աստղերի նախկին միջուկները) շատ բարձր խտությամբ, որը միլիոն անգամ ավելի է։ քան ջրի խտությունը։ Աստղը զրկված է էներգիայի աղբյուրներից և աստիճանաբար սառչում է՝ դառնալով մութ ու անտեսանելի, սակայն սառեցման գործընթացը կարող է տևել միլիարդավոր տարիներ։

Նեյտրոնային աստղեր - աստղերի դաս, ինչպես սպիտակ թզուկները, ձևավորվում են 8-10 արեգակնային զանգված ունեցող աստղի մահից հետո (ավելի մեծ զանգվածով աստղեր արդեն ձևավորվում են): Այս դեպքում միջուկը սեղմվում է այնքան ժամանակ, մինչև մասնիկների մեծ մասը վերածվի նեյտրոնների։ Նեյտրոնային աստղերի առանձնահատկություններից մեկն ուժեղ մագնիսական դաշտն է։ Դրա և ոչ գնդային փլուզման հետևանքով աստղի ձեռք բերած արագ պտույտի շնորհիվ տիեզերքում նկատվում են ռադիո և ռենտգենյան աղբյուրներ, որոնք կոչվում են պուլսարներ։

Մենք երբեք չենք մտածում, որ միգուցե մեր մոլորակից, արեգակնային համակարգից բացի, այլ կյանք կա: Միգուցե մոլորակներից մի քանիսի վրա կյանք կա, որը պտտվում է կապույտ կամ սպիտակ կամ կարմիր, կամ գուցե դեղին աստղի շուրջ: Միգուցե կա մեկ այլ նման երկիր մոլորակ, որի վրա նույն մարդիկ են ապրում, բայց մենք դեռ ոչինչ չգիտենք դրա մասին։ Մեր արբանյակները և աստղադիտակները հայտնաբերել են մի շարք մոլորակներ, որոնց վրա կարող է կյանք լինել, բայց այդ մոլորակները գտնվում են տասնյակ հազարավոր և նույնիսկ միլիոնավոր լուսային տարիներ հեռավորության վրա:

Կապույտ stragglers - կապույտ աստղեր

Աստղերը, որոնք տեղակայված են գնդաձև տիպի աստղակույտերում, որոնց ջերմաստիճանն ավելի բարձր է, քան սովորական աստղերի ջերմաստիճանը, և սպեկտրը բնութագրվում է զգալի տեղաշարժով դեպի կապույտ շրջան, քան նմանատիպ պայծառություն ունեցող աստղակույտերը, կոչվում են կապույտ ստրագլերներ: Այս հատկությունը թույլ է տալիս նրանց առանձնանալ այս կլաստերի մյուս աստղերի համեմատ Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամի վրա: Նման աստղերի գոյությունը հերքում է աստղերի էվոլյուցիայի բոլոր տեսությունները, որոնց էությունն այն է, որ աստղերի համար, որոնք առաջացել են նույն ժամանակահատվածում, ենթադրվում է, որ դրանք տեղակայվելու են Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամի լավ սահմանված տարածքում: Այս դեպքում աստղի ճշգրիտ գտնվելու վայրի վրա ազդող միակ գործոնը նրա սկզբնական զանգվածն է։ Կապույտ մոլեգնողների հաճախակի հայտնվելը վերը նշված կորից դուրս կարող է վկայել աստղերի անոմալ էվոլյուցիայի գոյության մասին:

Փորձագետները, ովքեր փորձում են բացատրել դրանց առաջացման բնույթը, առաջ են քաշել մի քանի տեսություն։ Դրանցից ամենահավանականը վկայում է այն մասին, որ այս կապույտ աստղերը նախկինում երկուական են եղել, որից հետո միաձուլման գործընթացը սկսել է տեղի ունենալ կամ ներկայումս տեղի է ունենում։ Երկու աստղերի միաձուլման արդյունքը նոր աստղի առաջացումն է, որն ունի շատ ավելի մեծ զանգված, պայծառություն և ջերմաստիճան, քան նույն տարիքի աստղերը։

Եթե ​​այս տեսության ճիշտությունն ինչ-որ կերպ հնարավոր լինի ապացուցել, ապա աստղերի էվոլյուցիայի տեսությունը կազատվի խնդիրներից՝ ի դեմս կապույտ մոլեգնողների: Ստացված աստղը կպարունակեր ավելի շատ ջրածին, որը կվարվեր երիտասարդ աստղի նման: Կան փաստեր, որոնք հաստատում են այս տեսությունը: Դիտարկումները ցույց են տվել, որ թափառող աստղերն առավել հաճախ հանդիպում են գնդիկավոր կլաստերների կենտրոնական շրջաններում։ Այնտեղ միավորի ծավալով աստղերի գերակշռող քանակի հետևանքով ավելի հավանական են դառնում մոտ անցումները կամ բախումները։

Այս վարկածը ստուգելու համար անհրաժեշտ է ուսումնասիրել կապույտ մոլեգնողների պուլսացիան, քանի որ Միաձուլված աստղերի և սովորաբար պուլսացիոն փոփոխականների միջև կարող են լինել որոշ տարբերություններ: Հարկ է նշել, որ պուլսացիաները չափելը բավականին դժվար է։ Այս գործընթացի վրա բացասաբար են անդրադառնում նաև աստղազարդ երկնքի գերբնակեցվածությունը, կապույտ մոլեգնողների զարկերի փոքր տատանումները և նրանց փոփոխականների հազվադեպությունը:

Միաձուլման օրինակ կարելի էր տեսնել 2008 թվականի օգոստոսին, երբ նման միջադեպը ազդեց V1309 օբյեկտի վրա, որի պայծառությունը հայտնաբերելուց հետո մի քանի տասնյակ հազար անգամ ավելացավ և մի քանի ամիս հետո վերադարձավ իր սկզբնական արժեքին: 6 տարվա դիտարկումների արդյունքում գիտնականները եկել են այն եզրակացության, որ այս օբյեկտը երկու աստղ է, որոնց պտույտի շրջանը միմյանց շուրջ 1,4 օր է։ Այս փաստերը գիտնականներին հանգեցրել են այն մտքին, որ 2008 թվականի օգոստոսին տեղի է ունեցել այս երկու աստղերի միաձուլման գործընթացը։

Կապույտ ստրագլերները բնութագրվում են բարձր ոլորող մոմենտով: Օրինակ՝ աստղի պտտման արագությունը, որը գտնվում է 47 Tucanae կլաստերի մեջտեղում, 75 անգամ գերազանցում է Արեգակի պտտման արագությունը։ Ըստ վարկածի, նրանց զանգվածը 2-3 անգամ մեծ է մյուս աստղերի զանգվածից, որոնք գտնվում են կլաստերում։ Նաև հետազոտության օգնությամբ պարզվել է, որ եթե կապույտ աստղերը մոտ են որևէ այլ աստղի, ապա վերջիններիս թթվածնի և ածխածնի տոկոսը ավելի ցածր կլինի, քան իրենց հարևանները։ Ենթադրաբար, աստղերն այդ նյութերը քաշում են իրենց ուղեծրով շարժվող այլ աստղերից, ինչի արդյունքում դրանց պայծառությունն ու ջերմաստիճանը մեծանում են։ «Թալանված» աստղերում հայտնաբերվում են վայրեր, որտեղ տեղի է ունեցել սկզբնական ածխածնի այլ տարրերի փոխակերպման գործընթացը։

Կապույտ աստղերի անուններ - Օրինակներ

Rigel, Gamma Sails, Alpha Giraffe, Zeta Orion, Tau Canis Major, Zeta Puppis

Սպիտակ աստղեր - սպիտակ աստղեր

Ֆրիդրիխ Բեսելը, ով ղեկավարում էր Քենիգսբերգի աստղադիտարանը, հետաքրքիր բացահայտում արեց 1844թ. Գիտնականը նկատել է երկնքի ամենապայծառ աստղի՝ Սիրիուսի ամենափոքր շեղումը երկնքում իր հետագծից։ Աստղագետը ենթադրել է, որ Սիրիուսը արբանյակ ունի, ինչպես նաև հաշվարկել է աստղերի պտտման մոտավոր ժամանակահատվածը իրենց զանգվածի կենտրոնի շուրջ, որը կազմում է մոտ հիսուն տարի: Բեսելը պատշաճ աջակցություն չի գտել այլ գիտնականների կողմից, քանի որ. ոչ ոք չէր կարող հայտնաբերել արբանյակը, թեև իր զանգվածով այն պետք է համեմատելի լիներ Սիրիուսի հետ:

Եվ միայն 18 տարի անց Ալվան Գրեհեմ Քլարկը, ով փորձարկում էր այդ ժամանակների լավագույն աստղադիտակը, Սիրիուսի մոտ հայտնաբերեց մի աղոտ սպիտակ աստղ, որը, պարզվեց, նրա արբանյակն էր, որը կոչվում էր Սիրիուս Բ։

Այս սպիտակ աստղի մակերեսը տաքացվում է մինչև 25 հազար Կելվին, իսկ շառավիղը փոքր է։ Հաշվի առնելով դա՝ գիտնականները եզրակացրել են, որ արբանյակն ունի բարձր խտություն (106 գ/սմ 3 մակարդակում, մինչդեռ Սիրիուսի խտությունը մոտավորապես 0,25 գ/սմ 3 է, իսկ Արևինը՝ 1,4 գ/սմ3։ ): 55 տարի անց (1917թ.) հայտնաբերվեց ևս մեկ սպիտակ թզուկ՝ այն հայտնաբերած գիտնականի անունով՝ վան Մաանենի աստղը, որը գտնվում է Ձկների համաստեղությունում։

Սպիտակ աստղերի անուններ - օրինակներ

Վեգա Լիրայի համաստեղությունում, Ալթայրը Արծիվ համաստեղությունում, (տեսանելի է ամռանը և աշնանը), Սիրիուս, Կաստոր:

դեղին աստղեր - դեղին աստղեր

Դեղին թզուկները կոչվում են հիմնական հաջորդականության փոքր աստղեր, որոնց զանգվածը գտնվում է Արեգակի զանգվածի սահմաններում (0,8-1,4)։ Դատելով անունից՝ նման աստղերն ունեն դեղին փայլ, որն ազատվում է հելիումի ջրածնից միաձուլման ջերմամիջուկային գործընթացի ժամանակ։

Նման աստղերի մակերեսը տաքացվում է մինչև 5-6 հազար Կելվին ջերմաստիճան, և դրանց սպեկտրալ տեսակները գտնվում են G0V-ի և G9V-ի միջև։ Դեղին թզուկն ապրում է մոտ 10 միլիարդ տարի: Աստղի մեջ ջրածնի այրումը հանգեցնում է նրան, որ այն մեծանում է չափերով և դառնում կարմիր հսկա: Կարմիր հսկայի օրինակներից մեկը Ալդեբարանն է: Նման աստղերը կարող են ձևավորել մոլորակային միգամածություններ՝ թափելով իրենց գազի արտաքին շերտերը։ Այս դեպքում միջուկը վերածվում է սպիտակ թզուկի, որն ունի բարձր խտություն։

Եթե ​​հաշվի առնենք Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամը, ապա դրա վրա դեղին աստղերը գտնվում են հիմնական հաջորդականության կենտրոնական մասում։ Քանի որ Արևը կարելի է անվանել տիպիկ դեղին թզուկ, նրա մոդելը բավականին հարմար է դեղին թզուկների ընդհանուր մոդելը դիտարկելու համար։ Բայց երկնքում կան այլ բնորոշ դեղին աստղեր, որոնց անուններն են՝ Ալխիտա, Դաբիխ, Տոլիման, Հարա և այլն։ Այս աստղերը այնքան էլ պայծառ չեն: Օրինակ, նույն Տոլիմանը, որը, եթե հաշվի չառնենք Պրոքսիմա Կենտավրուսը, Արեգակին ամենամոտ է, ունի 0 մեծություն, բայց միևնույն ժամանակ նրա պայծառությունն ամենաբարձրն է բոլոր դեղին թզուկների մեջ։ Այս աստղը գտնվում է Կենտավրոս համաստեղությունում, այն նաև օղակ է բարդ համակարգի մեջ, որը ներառում է 6 աստղ։ Toliman-ի սպեկտրային դասը G-ն է: Բայց Դաբիհը, որը գտնվում է մեզանից 350 լուսային տարի, պատկանում է F սպեկտրային դասին:

Բացի Toliman-ից, HD82943-ն ունի սպեկտրալ տիպ G, որը գտնվում է հիմնական հաջորդականության վրա։ Այս աստղը իր քիմիական կազմի և Արեգակին նման ջերմաստիճանի պատճառով ունի նաև երկու մեծ մոլորակ։ Այնուամենայնիվ, այս մոլորակների ուղեծրերի ձևը հեռու է շրջանաձևից, ուստի նրանց մոտեցումները HD82943-ին համեմատաբար հաճախ են տեղի ունենում: Ներկայումս աստղագետներին հաջողվել է ապացուցել, որ այս աստղը նախկինում ունեցել է շատ ավելի մեծ թվով մոլորակներ, սակայն ժամանակի ընթացքում այն ​​կուլ է տվել բոլորին:

Դեղին աստղերի անուններ - Օրինակներ

Toliman, star HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Կարմիր աստղեր - կարմիր աստղեր

Եթե ​​կյանքում գոնե մեկ անգամ տեսել եք աստղադիտակի ոսպնյակում երկնքում կարմիր աստղեր, որոնք վառվում էին սև ֆոնի վրա, ապա այս պահը հիշելը կօգնի ձեզ ավելի հստակ պատկերացնել, թե ինչ է գրվելու այս հոդվածում։ Եթե ​​երբեք չեք տեսել նման աստղերի, ապա հաջորդ անգամ անպայման փորձեք գտնել նրանց։

Եթե ​​դուք պարտավորվեք կազմել երկնքի ամենավառ կարմիր աստղերի ցուցակը, որոնք հեշտությամբ կարելի է գտնել նույնիսկ սիրողական աստղադիտակով, ապա կարող եք պարզել, որ դրանք բոլորը ածխածնային են։ Առաջին կարմիր աստղերը հայտնաբերվել են 1868 թ. Նման կարմիր հսկաների ջերմաստիճանը ցածր է, բացի այդ, նրանց արտաքին շերտերը լցված են հսկայական քանակությամբ ածխածնով։ Եթե ​​նախկինում նմանատիպ աստղերը կազմում էին երկու սպեկտրային դասեր՝ R և N, ապա այժմ գիտնականները դրանք նույնացրել են մեկ ընդհանուր դասում՝ C: Յուրաքանչյուր սպեկտրային դաս ունի ենթադասեր՝ 9-ից մինչև 0: Միևնույն ժամանակ, C0 դասը նշանակում է, որ աստղն ունի բարձր ջերմաստիճան, բայց ավելի քիչ կարմիր, քան C9 աստղերը: Կարևոր է նաև, որ ածխածնի գերակշռությամբ բոլոր աստղերն իրենց բնույթով փոփոխական են՝ երկարաժամկետ, կիսանկանոն կամ անկանոն:

Բացի այդ, նման ցուցակում ներառվել են երկու աստղեր, որոնք կոչվում են կարմիր կիսականոնավոր փոփոխականներ, որոնցից ամենահայտնին m Cephei-ն է։ Նրա արտասովոր կարմիր գույնով հետաքրքրվել է նաև Ուիլյամ Հերշելը, ով նրան անվանել է «նուռ»։ Նման աստղերին բնորոշ է պայծառության անկանոն փոփոխությունը, որը կարող է տևել մի քանի տասնյակից մինչև մի քանի հարյուր օր: Նման փոփոխական աստղերը պատկանում են M դասին (սառը աստղեր, որոնց մակերեսի ջերմաստիճանը 2400-ից 3800 Կ է)։

Հաշվի առնելով այն փաստը, որ վարկանիշի բոլոր աստղերը փոփոխական են, անհրաժեշտ է որոշակի հստակություն մտցնել նշանակումներում: Ընդհանրապես ընդունված է, որ կարմիր աստղերն ունեն անուն, որը բաղկացած է երկու բաղադրիչից՝ լատինական այբուբենի տառից և փոփոխական համաստեղության անվանումից (օրինակ՝ T Hare): Առաջին փոփոխականին, որը հայտնաբերվել է այս համաստեղությունում, վերագրվում է R տառը և այլն, մինչև Z տառը: Եթե այդպիսի փոփոխականները շատ են, ապա նրանց համար նախատեսված է լատինատառերի կրկնակի համակցություն՝ RR-ից ZZ: Այս մեթոդը թույլ է տալիս «անվանել» 334 օբյեկտ։ Բացի այդ, աստղերը կարող են նաև նշանակվել՝ օգտագործելով V տառը սերիական համարի հետ համատեղ (V228 Cygnus): Վարկանիշի առաջին սյունակը վերապահված է փոփոխականների նշանակման համար:

Աղյուսակի հաջորդ երկու սյունակները ցույց են տալիս աստղերի գտնվելու վայրը 2000.0 ժամանակահատվածում: Աստղագիտության սիրահարների շրջանում Uranometria 2000.0-ի ժողովրդականության աճի արդյունքում վարկանիշի վերջին սյունակում ցուցադրվում է վարկանիշում գտնվող յուրաքանչյուր աստղի որոնման աղյուսակի թիվը: Այս դեպքում առաջին նիշը ծավալի համարի ցուցադրումն է, իսկ երկրորդը` քարտի սերիական համարը:

Վարկանիշը նաև ցույց է տալիս աստղային մեծությունների առավելագույն և նվազագույն պայծառության արժեքները: Հարկ է հիշել, որ կարմիր գույնի ավելի մեծ հագեցվածություն է նկատվում աստղերի մոտ, որոնց պայծառությունը նվազագույն է։ Աստղերի համար, որոնց փոփոխականության ժամանակաշրջանը հայտնի է, այն ցուցադրվում է որպես օրերի քանակ, սակայն այն առարկաները, որոնք չունեն ճիշտ կետ, ցուցադրվում են որպես Irr:

Ածխածնային աստղ գտնելու համար մեծ հմտություն չի պահանջվում, բավական է, որ ձեր աստղադիտակը բավականաչափ ուժ ունենա այն տեսնելու համար: Նույնիսկ եթե դրա չափը փոքր է, նրա ընդգծված կարմիր գույնը պետք է ձեր ուշադրությունը հրավիրի։ Հետևաբար, մի վշտացեք, եթե չկարողանաք անմիջապես գտնել դրանք: Բավական է օգտագործել ատլասը մոտակա պայծառ աստղ գտնելու համար, այնուհետև նրանից տեղափոխել կարմիրը։

Տարբեր դիտորդներ տարբեր կերպ են տեսնում ածխածնային աստղերը: Ոմանց համար դրանք սուտակի կամ հեռվում այրվող ածխի նման են։ Մյուսները նման աստղերի մեջ տեսնում են բոսորագույն կամ արյան կարմիր երանգներ: Սկզբի համար կա վարկանիշային աղյուսակի վեց ամենավառ կարմիր աստղերի ցուցակը, և եթե գտնեք նրանց, կարող եք առավելագույնս վայելել նրանց գեղեցկությունը:

Կարմիր աստղի անուններ - Օրինակներ

Աստղերի տարբերություններն ըստ գույնի

Աննկարագրելի գունային երանգներով աստղերի հսկայական բազմազանություն կա։ Արդյունքում նույնիսկ մեկ համաստեղություն ստացել է «Ոսկերչական արկղ» անվանումը, որը հիմնված է կապույտ և շափյուղա աստղերի վրա, իսկ դրա կենտրոնում վառ փայլող նարնջագույն աստղ է։ Եթե ​​դիտարկենք Արեգակը, ապա այն ունի գունատ դեղին գույն։

Աստղերի գույնի տարբերության վրա ազդող ուղղակի գործոնը նրանց մակերեսի ջերմաստիճանն է: Պարզապես բացատրվում է. Լույսն իր բնույթով ճառագայթում է ալիքների տեսքով։ Ալիքի երկարություն - սա նրա գագաթների միջև հեռավորությունն է, շատ փոքր է: Պատկերացնելու համար հարկավոր է 1 սմ-ը բաժանել 100 հազար միանման մասերի։ Այս մասնիկներից մի քանիսը կկազմեն լույսի ալիքի երկարությունը:

Հաշվի առնելով, որ այս թիվը բավականին փոքր է ստացվում, դրա յուրաքանչյուր, նույնիսկ ամենաաննշան փոփոխությունը կհանգեցնի այն պատկերի փոփոխության, որը մենք դիտում ենք։ Ի վերջո, մեր տեսողությունը լույսի ալիքների տարբեր երկարություններն ընկալում է որպես տարբեր գույներ: Օրինակ, կապույտն ունի ալիքներ, որոնց երկարությունը 1,5 անգամ փոքր է, քան կարմիրինը:

Բացի այդ, մեզանից գրեթե յուրաքանչյուրը գիտի, որ ջերմաստիճանը կարող է ամենաուղղակի ազդեցություն ունենալ մարմնի գույնի վրա: Օրինակ՝ ցանկացած մետաղական առարկա կարելի է վերցնել ու դնել կրակի վրա։ Քանի որ այն տաքանում է, այն կարմրելու է: Եթե ​​կրակի ջերմաստիճանը զգալիորեն բարձրանար, ապա առարկայի գույնը նույնպես կփոխվեր՝ կարմիրից նարնջագույն, նարնջագույնից դեղին, դեղինից սպիտակ և վերջապես սպիտակից կապույտ-սպիտակ։

Քանի որ Արեգակի մակերեսի ջերմաստիճանը 5,5 հազար 0 C է, դա դեղին աստղերի տիպիկ օրինակ է։ Բայց ամենաթեժ կապույտ աստղերը կարող են տաքանալ մինչև 33 հազար աստիճան:

Գույնը և ջերմաստիճանը գիտնականները կապել են ֆիզիկական օրենքների օգնությամբ: Մարմնի ջերմաստիճանը ուղիղ համեմատական ​​է նրա ճառագայթմանը և հակադարձ համեմատական՝ ալիքի երկարությանը։ Կապույտը ավելի կարճ ալիքի երկարություն ունի, քան կարմիրը: Տաք գազերն արտանետում են ֆոտոններ, որոնց էներգիան ուղիղ համեմատական ​​է ջերմաստիճանին և հակադարձ համեմատական ​​է ալիքի երկարությանը։ Այդ պատճառով էլ կապույտ-կապույտ ճառագայթման տիրույթը բնորոշ է ամենաթեժ աստղերին։

Քանի որ աստղերի միջուկային վառելիքը անսահմանափակ չէ, այն հակված է սպառվելու, ինչը հանգեցնում է աստղերի սառեցմանը: Հետևաբար, միջին տարիքի աստղերը դեղին են, իսկ հին աստղերը մենք տեսնում ենք կարմիր:

Արեգակի մեր մոլորակին շատ մոտ լինելու հետևանքով կարելի է ճշգրիտ նկարագրել նրա գույնը։ Բայց աստղերի համար, որոնք հեռու են միլիոն լուսային տարիներից, խնդիրն ավելի բարդ է դառնում: Հենց այդ նպատակով օգտագործվում է սպեկտրոգրաֆ կոչվող սարքը։ Դրա միջոցով գիտնականներն անցնում են աստղերի արձակած լույսը, ինչի արդյունքում սպեկտրալ առումով հնարավոր է վերլուծել գրեթե ցանկացած աստղ։

Բացի այդ, օգտագործելով աստղի գույնը, կարող եք որոշել նրա տարիքը, քանի որ. մաթեմատիկական բանաձևերը թույլ են տալիս աստղի ջերմաստիճանը որոշելու համար օգտագործել սպեկտրային անալիզ, որից հեշտ է հաշվարկել նրա տարիքը:

Աստղերի գաղտնիքները դիտեք առցանց

Ինչ գույնի են աստղերը

Աստղերի գույներ.Աստղերը գույների բազմազանություն ունեն։ Arcturus-ն ունի դեղին-նարնջագույն երանգ, Ռիգելը սպիտակ-կապույտ է, Անտարեսը՝ վառ կարմիր: Աստղի սպեկտրում գերիշխող գույնը կախված է նրա մակերեսի ջերմաստիճանից։ Աստղի գազային ծրարն իրեն գրեթե նման է իդեալական արտանետիչի (բացարձակ սև մարմին) և ամբողջությամբ ենթարկվում է Մ. Պլանկի (1858–1947), Ջ. Ստեֆանի (1835–1893) և Վ. Վիենի (1864–1864–ին) ճառագայթման դասական օրենքներին։ 1928), որոնք կապված են մարմնի ջերմաստիճանի և դրա ճառագայթման բնույթի հետ: Պլանկի օրենքը նկարագրում է էներգիայի բաշխումը մարմնի սպեկտրում։ Նա նշում է, որ ջերմաստիճանի բարձրացման հետ մեկտեղ ճառագայթման ընդհանուր հոսքը մեծանում է, իսկ սպեկտրի առավելագույնը տեղափոխվում է դեպի կարճ ալիքներ: Ալիքի երկարությունը (սանտիմետրերով), որը կազմում է առավելագույն ճառագայթումը, որոշվում է Վիենի օրենքով. լառավելագույն = 0,29/ Տ. Այս օրենքն է, որ բացատրում է Անտարեսի կարմիր գույնը ( Տ= 3500 K) և Ռիգելի կապտավուն գույնը ( Տ= 18000 Կ): Ստեֆանի օրենքը տալիս է ընդհանուր ճառագայթային հոսքը բոլոր ալիքների երկարությունների վրա (վտտ մեկ քառակուսի մետրի վրա). Ե = 5,67" 10 –8 Տ 4 .

Աստղերի սպեկտրներ.Աստղային սպեկտրների ուսումնասիրությունը ժամանակակից աստղաֆիզիկայի հիմքն է։ Սպեկտրը կարող է օգտագործվել աստղի մթնոլորտում գազի քիմիական բաղադրությունը, ջերմաստիճանը, ճնշումը և արագությունը որոշելու համար: Գծերի դոպլերային տեղաշարժն օգտագործվում է բուն աստղի արագությունը չափելու համար, օրինակ՝ երկուական համակարգում ուղեծրի երկայնքով։

Աստղերի մեծ մասի սպեկտրում տեսանելի են կլանման գծերը. նեղ բացերը ճառագայթման շարունակական բաշխման մեջ: Դրանք նաև կոչվում են Fraunhofer կամ կլանման գծեր: Նրանք ձևավորվում են սպեկտրում, քանի որ աստղի մթնոլորտի տաք ստորին շերտերի ճառագայթումը, անցնելով ավելի սառը վերին շերտերով, կլանում է որոշակի ատոմների և մոլեկուլների համար բնորոշ ալիքի երկարություններ:

Աստղերի կլանման սպեկտրները մեծապես տարբերվում են. Այնուամենայնիվ, ցանկացած քիմիական տարրի գծերի ինտենսիվությունը միշտ չէ, որ արտացոլում է դրա իրական քանակությունը աստղային մթնոլորտում. շատ ավելի մեծ չափով, սպեկտրի ձևը կախված է աստղային մակերեսի ջերմաստիճանից: Օրինակ՝ աստղերի մեծ մասի մթնոլորտում կան երկաթի ատոմներ։ Այնուամենայնիվ, տաք աստղերի սպեկտրներում չեզոք երկաթի գծերը բացակայում են, քանի որ այնտեղ երկաթի բոլոր ատոմները իոնացված են։ Ջրածինը բոլոր աստղերի հիմնական բաղադրիչն է: Բայց ջրածնի օպտիկական գծերը տեսանելի չեն սառը աստղերի սպեկտրներում, որտեղ այն թերգրգռված է, և շատ տաք աստղերի սպեկտրներում, որտեղ այն ամբողջությամբ իոնացված է: Բայց չափավոր տաք աստղերի սպեկտրներում, որոնց մակերեսի ջերմաստիճանը մոտ. 10000 Կ-ում ամենահզոր կլանման գծերը Բալմերի ջրածնի շարքի գծերն են, որոնք առաջանում են երկրորդ էներգետիկ մակարդակից ատոմների անցումների ժամանակ։

Աստղի մթնոլորտում գազի ճնշումը նույնպես որոշակի ազդեցություն ունի սպեկտրի վրա։ Միևնույն ջերմաստիճանում իոնացված ատոմների գծերն ավելի ամուր են ցածր ճնշման մթնոլորտներում, քանի որ այնտեղ այդ ատոմները ավելի քիչ հավանական են գրավելու էլեկտրոնները և, հետևաբար, ավելի երկար են ապրում: Մթնոլորտային ճնշումը սերտորեն կապված է չափի և զանգվածի, հետևաբար՝ տվյալ սպեկտրային տիպի աստղի պայծառության հետ։ Սահմանելով ճնշումը սպեկտրից՝ հնարավոր է հաշվարկել աստղի պայծառությունը և համեմատելով այն տեսանելի պայծառության հետ՝ որոշել «հեռավորության մոդուլը» ( Մ- մ) և աստղից գծային հեռավորությունը: Այս շատ օգտակար մեթոդը կոչվում է սպեկտրային պարալաքսների մեթոդ։

Գույնի ինդեքս.Աստղի սպեկտրը և նրա ջերմաստիճանը սերտորեն կապված են գունային ինդեքսի հետ, այսինքն. աստղի պայծառության հարաբերակցությամբ սպեկտրի դեղին և կապույտ տիրույթներում։ Պլանկի օրենքը, որը նկարագրում է էներգիայի բաշխումը սպեկտրում, տալիս է գունային ինդեքսի արտահայտությունը՝ C.I. = 7200/ Տ- 0,64: Սառը աստղերն ավելի բարձր գույնի ինդեքս ունեն, քան տաքները, այսինքն. սառը աստղերը համեմատաբար ավելի պայծառ են դեղինով, քան կապույտով: Տաք (կապույտ) աստղերն ավելի պայծառ են երևում սովորական լուսանկարչական թիթեղների վրա, մինչդեռ սառը աստղերն ավելի պայծառ են երևում աչքին և հատուկ լուսանկարչական էմուլսիաները, որոնք զգայուն են դեղին ճառագայթների նկատմամբ:

Սպեկտրային դասակարգում.Աստղային սպեկտրների ողջ բազմազանությունը կարելի է դնել տրամաբանական համակարգի մեջ: Հարվարդի սպեկտրային դասակարգումն առաջին անգամ ներդրվել է Հենրի Դրեյփերի աստղային սպեկտրների կատալոգը, պատրաստվել է Է. Պիկերինգի (1846–1919) ղեկավարությամբ։ Նախ, սպեկտրները դասավորվեցին ըստ տողերի ինտենսիվության և պիտակավորվեցին տառերով այբբենական կարգով: Սակայն հետագայում մշակված սպեկտրների ֆիզիկական տեսությունը հնարավորություն տվեց դրանք դասավորել ջերմաստիճանի հաջորդականությամբ։ Սպեկտրների տառերի անվանումը չի փոխվել, և այժմ տաք աստղերից սառը աստղերից հիմնական սպեկտրային դասերի հերթականությունը հետևյալն է. տարբեր քիմիական կազմ: Յուրաքանչյուր երկու դասերի միջև ներկայացվում են ենթադասեր, որոնք նշվում են 0-ից 9 թվերով: Օրինակ, A5 տիպի սպեկտրը գտնվում է միջինում A0-ի և F0-ի միջև: Լրացուցիչ տառերը երբեմն նշում են աստղերի առանձնահատկությունները. «d»-ը թզուկ է, «D»-ն՝ սպիտակ թզուկ, «p»-ն՝ յուրահատուկ (անսովոր) սպեկտր:

Առավել ճշգրիտ սպեկտրային դասակարգումը MK համակարգն է, որը ստեղծվել է Վ. Մորգանի և Ֆ. Քինանի կողմից Երկես աստղադիտարանում։ Սա երկչափ համակարգ է, որում սպեկտրները դասավորված են ինչպես ջերմաստիճանի, այնպես էլ աստղերի պայծառությամբ: Հարվարդի միաչափ դասակարգման հետ դրա շարունակականությունն այն է, որ ջերմաստիճանի հաջորդականությունն արտահայտվում է նույն տառերով և թվերով (A3, K5, G2 և այլն): Բայց ներկայացվում են լուսավորության լրացուցիչ դասեր, որոնք նշվում են հռոմեական թվերով՝ համապատասխանաբար Ia, Ib, II, III, IV, V և VI, որոնք ցույց են տալիս պայծառ գերհսկաներ, գերհսկաներ, պայծառ հսկաներ, նորմալ հսկաներ, ենթահսկաներ, թզուկներ (հիմնական հաջորդականության աստղեր) և ենթաթզուկներ: . Օրինակ, G2 V նշանակումը վերաբերում է Արեգակի նման աստղին, մինչդեռ G2 III նշանակումը ցույց է տալիս, որ այն սովորական հսկա է, որի ջերմաստիճանը մոտավորապես նույնն է, ինչ Արեգակը:

Տարբեր գույների աստղեր

Մեր Արևը գունատ դեղին աստղ է: Ընդհանուր առմամբ, աստղերի գույնը գույների զարմանալիորեն բազմազան գունապնակ է: Համաստեղություններից մեկը կոչվում է «Զարդատուփ»։ Շափյուղա կապույտ աստղերը ցրված են գիշերային երկնքի սև թավշի վրա: Նրանց միջև, համաստեղության մեջտեղում, վառ նարնջագույն աստղ է:

Տարբերություններ աստղերի գույնի մեջ

Աստղերի գույնի տարբերությունը բացատրվում է նրանով, որ աստղերն ունեն տարբեր ջերմաստիճաններ։ Ահա թե ինչու է դա տեղի ունենում: Լույսը ալիքային ճառագայթում է: Մեկ ալիքի գագաթների միջև հեռավորությունը կոչվում է դրա երկարություն: Լույսի ալիքները շատ կարճ են: Ինչքան? Փորձեք մեկ դյույմը բաժանել 250000 հավասար մասերի (1 դյույմը հավասար է 2,54 սանտիմետրի): Այս մասերից մի քանիսը կազմում են լույսի ալիքի երկարությունը:

Չնայած լույսի նման աննշան ալիքի երկարությանը, լույսի ալիքների չափերի ամենափոքր տարբերությունը կտրուկ փոխում է մեր դիտած նկարի գույնը: Դա պայմանավորված է նրանով, որ տարբեր երկարությունների լույսի ալիքները մեր կողմից ընկալվում են որպես տարբեր գույներ։ Օրինակ, կարմիրի ալիքի երկարությունը մեկուկես անգամ ավելի է, քան կապույտի ալիքի երկարությունը։ Սպիտակ գույնը ճառագայթ է, որը բաղկացած է տարբեր երկարությունների լուսային ալիքների ֆոտոններից, այսինքն՝ տարբեր գույների ճառագայթներից։

Մենք ամենօրյա փորձից գիտենք, որ մարմինների գույնը կախված է նրանց ջերմաստիճանից։ Երկաթե պոկերը դրեք կրակի վրա։ Երբ տաքանում է, այն առաջին հերթին կարմիր է դառնում։ Հետո նա ավելի շատ կարմրում է։ Եթե ​​պոկերը հնարավոր լիներ էլ ավելի տաքացնել առանց հալեցնելու, ապա այն կարմիրից կդառնար նարնջագույն, հետո դեղին, հետո սպիտակ և վերջում՝ կապտա-սպիտակ։