Yulduzlarning rangi oq ko'k sariq qizil misollardir. Yulduzlar hajmi va rangiga ko'ra qanday farqlanadi? Qizil yulduz nomlari - misollar

Mutaxassislar ularning paydo bo'lishining bir nechta nazariyalarini ilgari surdilar. Pastki qismning eng ehtimollisi, bunday ko'k yulduzlar juda uzoq vaqt davomida ikkilik bo'lganligini va ular birlashish jarayoniga ega ekanligini aytadi. Ikki yulduz birlashganda yorqinligi, massasi, harorati ancha yuqori bo'lgan yangi yulduz paydo bo'ladi.

Moviy yulduzlarga misollar:

• Gamma yelkanlari;
• Rigel;
• Zeta Orion;
• Alfa jirafa;
• Zeta Korma;
• Tau Canis Mayor.

Oq yulduzlar - oq yulduzlar

Bir olim Siriusning sun'iy yo'ldoshi bo'lgan juda xira oq yulduzni topdi va unga Sirius B deb nom berildi. Bu noyob yulduzning yuzasi 25 000 Kelvingacha qiziydi va uning radiusi kichik.

Oq yulduzlarga misollar:

• Burgut yulduz turkumidagi Altair;
• Lira yulduz turkumidagi Vega;
• kastor;
• Sirius.

sariq yulduzlar - sariq yulduzlar

Bunday yulduzlar sariq rangga ega va ularning massasi Quyoshning massasi ichida - taxminan 0,8-1,4. Bunday yulduzlarning yuzasi odatda 4-6 ming Kelvin haroratgacha qizdiriladi. Bunday yulduz taxminan 10 milliard yil yashaydi.

Sariq yulduzlarga misollar:

• Star HD 82943;
• Toliman;
• dabih;
• Hara;
• Alhita.

qizil yulduzlar qizil yulduzlar

Birinchi qizil yulduzlar 1868 yilda kashf etilgan. Ularning harorati ancha past va qizil gigantlarning tashqi qatlamlari juda ko'p uglerod bilan to'ldirilgan. Ilgari bunday yulduzlar ikkita spektral sinfni - N va R ni tashkil etgan bo'lsa, endi olimlar yana bir umumiy sinf - C ni aniqlashga muvaffaq bo'lishdi.

asosiy ketma-ketlik. Bizning yulduzimiz ham ushbu turga tegishli -. Yulduzlar evolyutsiyasi nuqtai nazaridan, asosiy ketma-ketlik Gertzsprung-Russell diagrammasidagi yulduz hayotining ko'p qismini o'tkazadigan joydir.

Hertzsprung-Russell diagrammasi.

Asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlar sinflarga bo'lingan, biz ularni quyida ko'rib chiqamiz:

O sinfi ko'k yulduzlar bo'lib, ularning harorati 22000 °C. Odatiy yulduzlar Puppis yulduz turkumidagi Zeta, 15 yagona shoxli yulduzdir.

B sinfi oq-ko'k yulduzlardir. Ularning harorati 14000 °C. Ularning harorati 14000 °C. Odatiy yulduzlar: Orion yulduz turkumidagi Epsilon, Rigel, Kolos.

A sinfi oq yulduzlardir. Ularning harorati 10000 °C. Odatdagi yulduzlar - Sirius, Vega, Altair.

F sinfi oq-sariq yulduzlardir. Ularning sirt harorati 6700 ° S. Persey yulduz turkumidagi odatiy yulduzlar Kanop, Procyon, Alpha.

G sinfi sariq yulduzlardir. Harorat 5 500 ° S. Odatda yulduzlar: Quyosh (spektr C-2), Kapella, Alpha Sentavr.

K sinfi sariq-to'q sariq yulduzlardir. Harorat 3 800 ° C. Oddiy yulduzlar: Artur, Pollux, Alpha Ursa Major.

M sinf -. Bu qizil yulduzlar. Harorat 1800 °C. Oddiy yulduzlar: Betelgeuse, Antares

Asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlardan tashqari, astronomlar yulduzlarning quyidagi turlarini ajratib ko'rsatishadi:

Rassomning ko'zlari bilan jigarrang mitti.

Jigarrang mitti yulduzlar bo'lib, ularda yadro reaktsiyalari hech qachon radiatsiya tufayli energiya yo'qotishlarini qoplay olmaydi. Ularning spektral sinfi M - T va Y. Termoyadroviy jarayonlar jigarrang mittilarda sodir bo'lishi mumkin, ammo ularning massasi hali ham vodorod atomlarini geliy atomlariga aylantirish reaktsiyasini boshlash uchun juda kichik, bu to'laqonli hayotning asosiy sharti hisoblanadi. Yulduz. Jigarrang mittilar ancha "xira" ob'ektlardir, agar bu atama bunday jismlarga nisbatan qo'llanilishi mumkin bo'lsa va astronomlar ularni asosan ular chiqaradigan infraqizil nurlanish tufayli o'rganadilar.

Qizil gigantlar va supergigantlar - 2700-4700 ° S gacha bo'lgan samarali harorat juda past bo'lgan, ammo juda katta yorqinlikka ega yulduzlar. Ularning spektri molekulyar yutilish zonalarining mavjudligi bilan tavsiflanadi va maksimal emissiya infraqizil diapazonga to'g'ri keladi.

Volf-Rayet tipidagi yulduzlar juda yuqori harorat va yorqinligi bilan ajralib turadigan yulduzlar sinfidir. Volf-Rayet yulduzlari boshqa issiq yulduzlardan vodorod, geliy, shuningdek, kislorod, uglerod va azotning turli darajadagi ionlanish darajasidagi keng emissiya zonalari spektrida mavjudligi bilan farq qiladi. Wolf-Rayet tipidagi yulduzlarning kelib chiqishining yakuniy ravshanligiga erishilmagan. Biroq, bizning Galaktikamizda bu massiv yulduzlarning geliy qoldiqlari ekanligini ta'kidlash mumkin, ular evolyutsiyaning ma'lum bir bosqichida massaning muhim qismini to'kadi.

T Tauri yulduzlari T Tauri prototipi (yakuniy protoyulduzlar) uchun nomlangan o'zgaruvchan yulduzlar sinfidir. Ular odatda molekulyar bulutlarga yaqin joylashgan va ularning (juda tartibsiz) optik o'zgaruvchanligi va xromosfera faolligi bilan aniqlanishi mumkin. Ular F, G, K, M spektral sinf yulduzlariga mansub va massasi ikki quyoshdan kam. Ularning sirt harorati bir xil massadagi asosiy ketma-ket yulduzlarniki bilan bir xil, ammo ularning radiusi kattaroq bo'lgani uchun ular bir oz yuqoriroq yorqinlikka ega. Ularning energiyasining asosiy manbai gravitatsion siqilishdir.

Yorqin ko'k o'zgaruvchilar, shuningdek, S doradus o'zgaruvchilari sifatida ham tanilgan, S Doradus yulduzi nomi bilan atalgan juda yorqin ko'k pulsatsiyalanuvchi gipergigantlardir. Ular juda kam uchraydi. Yorqin ko'k o'zgaruvchilar Quyoshdan million marta yorqinroq porlashi mumkin va 150 quyosh massasi kabi massiv bo'lishi mumkin, yulduzning nazariy massa chegarasiga yaqinlashadi va ularni koinotdagi eng yorqin, eng issiq va eng kuchli yulduzlarga aylantiradi.

Oq mittilar "o'layotgan" yulduzlarning bir turi. Koinotda keng tarqalgan bizning Quyosh kabi kichik yulduzlar umrining oxirida oq mittilarga aylanadi - bular juda yuqori zichlikka ega bo'lgan kichik yulduzlar (yulduzlarning sobiq yadrolari) million marta yuqori. suvning zichligiga qaraganda. Yulduz energiya manbalaridan mahrum bo'lib, asta-sekin soviydi, qorong'i va ko'rinmas holga keladi, ammo sovutish jarayoni milliardlab yillar davom etishi mumkin.

Neytron yulduzlari - yulduzlar sinfi, xuddi oq mittilar, massasi 8-10 quyosh massasi bo'lgan yulduz o'lganidan keyin hosil bo'ladi (kattaroq massaga ega yulduzlar allaqachon shakllangan). Bunday holda, yadro zarrachalarning ko'pchiligi neytronlarga aylanmaguncha siqiladi. Neytron yulduzlarning xususiyatlaridan biri kuchli magnit maydondir. Uning va yulduzning sharsimon bo'lmagan qulashi tufayli erishgan tez aylanishi tufayli kosmosda pulsarlar deb ataladigan radio va rentgen nurlari manbalari kuzatiladi.

Biz hech qachon sayyoramizdan, quyosh sistemamizdan tashqari boshqa hayot bor deb o'ylamaymiz. Ehtimol, ko'k yoki oq yoki qizil yoki sariq yulduz atrofida aylanadigan ba'zi sayyoralarda hayot mavjuddir. Ehtimol, xuddi shunday odamlar yashaydigan yana bir Yer sayyorasi bor, lekin biz hali ham bu haqda hech narsa bilmaymiz. Bizning sun'iy yo'ldoshlarimiz va teleskoplarimiz hayot bo'lishi mumkin bo'lgan bir qancha sayyoralarni aniqladilar, ammo bu sayyoralar o'n minglab va hatto millionlab yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan.

Moviy stragglers - ko'k yulduzlar

Harorati oddiy yulduzlarning haroratidan yuqori bo'lgan va spektri xuddi shunday yorqinlikka ega bo'lgan klaster yulduzlariga qaraganda ko'k mintaqaga sezilarli siljish bilan tavsiflangan sharsimon turdagi yulduz klasterlarida joylashgan yulduzlar ko'k stragglerlar deb ataladi. Bu xususiyat ularga Gertzsprung-Russell diagrammasida ushbu klasterdagi boshqa yulduzlarga nisbatan ajralib turish imkonini beradi. Bunday yulduzlarning mavjudligi yulduzlar evolyutsiyasining barcha nazariyalarini rad etadi, ularning mohiyati shundan iboratki, xuddi shu davrda paydo bo'lgan yulduzlar uchun ular Gertssprung-Rassel diagrammasida aniq belgilangan mintaqada joylashgan bo'ladi deb taxmin qilinadi. Bunday holda, yulduzning aniq joylashishiga ta'sir qiluvchi yagona omil - bu uning boshlang'ich massasi. Yuqoridagi egri chiziqdan tashqarida ko'k stragglerlarning tez-tez paydo bo'lishi anomal yulduz evolyutsiyasi kabi narsaning mavjudligini tasdiqlashi mumkin.

Ularning paydo bo'lishining mohiyatini tushuntirishga harakat qilgan mutaxassislar bir nechta nazariyalarni ilgari surdilar. Ulardan eng ehtimollisi, bu ko'k yulduzlar o'tmishda ikkilik bo'lganligini, shundan so'ng birlashish jarayoni sodir bo'lganligini yoki hozirda sodir bo'layotganligini ko'rsatadi. Ikki yulduzning qo'shilishi natijasi o'sha yoshdagi yulduzlarga qaraganda ancha katta massa, yorqinlik va haroratga ega bo'lgan yangi yulduzning paydo bo'lishidir.

Agar bu nazariyaning to'g'riligini qandaydir tarzda isbotlash mumkin bo'lsa, yulduzlar evolyutsiyasi nazariyasi ko'k stragglerlar ko'rinishidagi muammolardan xoli bo'lar edi. Olingan yulduz ko'proq vodorodni o'z ichiga oladi va u yosh yulduzga o'xshash harakat qiladi. Bu nazariyani tasdiqlovchi faktlar mavjud. Kuzatishlar shuni ko'rsatdiki, adashgan yulduzlar ko'pincha globulyar klasterlarning markaziy mintaqalarida joylashgan. U erda birlik hajmdagi yulduzlar sonining ustunligi natijasida yaqin o'tishlar yoki to'qnashuvlar ehtimoli kuchayadi.

Ushbu gipotezani sinab ko'rish uchun ko'k stragglerlarning pulsatsiyasini o'rganish kerak, chunki qo'shilgan yulduzlarning asterosesmologik xususiyatlari va odatda pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchilar o'rtasida ba'zi farqlar bo'lishi mumkin. Shuni ta'kidlash kerakki, pulsatsiyani o'lchash juda qiyin. Bu jarayonga, shuningdek, yulduzli osmonning haddan tashqari ko'pligi, ko'k stragglers pulsatsiyalarining kichik tebranishlari, shuningdek, ularning o'zgaruvchilari kamdan-kam hollarda salbiy ta'sir ko'rsatadi.

Birlashishning bir misolini 2008 yil avgust oyida kuzatish mumkin edi, bunday hodisa V1309 ob'ektiga ta'sir qilgan, aniqlangandan keyin yorqinligi bir necha o'n minglab marta oshdi va bir necha oydan keyin asl qiymatiga qaytdi. 6 yillik kuzatishlar natijasida olimlar bu ob'ekt ikki yulduz bo'lib, bir-birining aylanish davri 1,4 kun degan xulosaga kelishdi. Bu faktlar olimlarni 2008 yil avgust oyida bu ikki yulduzning birlashishi jarayoni sodir bo'lgan degan fikrga olib keldi.

Moviy stragglerlar yuqori moment bilan ajralib turadi. Misol uchun, 47 Tucanae klasterining o'rtasida joylashgan yulduzning aylanish tezligi Quyoshning aylanish tezligidan 75 marta kattaroqdir. Gipotezaga ko'ra, ularning massasi klasterda joylashgan boshqa yulduzlarning massasidan 2-3 baravar ko'p. Shuningdek, tadqiqot yordamida, agar ko'k yulduzlar boshqa yulduzlarga yaqin bo'lsa, ikkinchisida kislorod va uglerod miqdori qo'shnilariga qaraganda pastroq bo'lishi aniqlandi. Taxminlarga ko'ra, yulduzlar bu moddalarni o'z orbitasida harakatlanadigan boshqa yulduzlardan tortib oladi, buning natijasida ularning yorqinligi va harorati ortadi. "O'g'irlangan" yulduzlar dastlabki uglerodni boshqa elementlarga aylantirish jarayoni sodir bo'lgan joylarni ochib beradi.

Moviy yulduz nomlari - misollar

Rigel, Gamma Yelkanlar, Alpha Jirafa, Zeta Orion, Tau Canis Major, Zeta Puppis

Oq yulduzlar - oq yulduzlar

Koenigsberg rasadxonasiga rahbarlik qilgan Fridrix Bessel 1844 yilda qiziqarli kashfiyot qildi. Olim osmondagi eng yorqin yulduz - Siriusning osmondagi traektoriyasidan ozgina og'ishini payqadi. Astronom Siriusning sun'iy yo'ldoshi borligini taxmin qildi, shuningdek, yulduzlarning massa markazi atrofida taxminan ellik yil bo'lgan aylanish davrini hisoblab chiqdi. Bessel boshqa olimlar tomonidan tegishli yordam topa olmadi, chunki. hech kim sun'iy yo'ldoshni aniqlay olmadi, garchi uning massasi bo'yicha u Sirius bilan solishtirish kerak edi.

Va atigi 18 yil o'tgach, o'sha davrlarning eng yaxshi teleskopini sinovdan o'tkazgan Alvan Grem Klark Sirius yaqinida xira oq yulduzni topdi, bu uning sun'iy yo'ldoshi bo'lib chiqdi, Sirius B.

Bu oq yulduzning yuzasi 25 ming Kelvingacha qiziydi va uning radiusi kichik. Buni hisobga olgan holda, olimlar sun'iy yo'ldosh yuqori zichlikka ega degan xulosaga kelishdi (106 g / sm 3 darajasida, Siriusning o'zi esa taxminan 0,25 g / sm 3, Quyoshniki esa 1,4 g / sm 3 ni tashkil qiladi. ). 55 yildan so'ng (1917 yilda) yana bir oq mitti topildi, uni kashf etgan olim sharafiga nomlangan - van Maanen yulduzi Baliq yulduz turkumida joylashgan.

Oq yulduzlarning nomlari - misollar

Lira yulduz turkumidagi Vega, Burgut yulduz turkumidagi Altair, (yoz va kuzda ko'rinadi), Sirius, Kastor.

sariq yulduzlar - sariq yulduzlar

Sariq mittilar massasi Quyosh massasi ichida (0,8-1,4) bo'lgan kichik asosiy ketma-ket yulduzlar deb ataladi. Nomidan kelib chiqqan holda, bunday yulduzlar geliy vodorodining termoyadroviy sintezi jarayonida ajralib chiqadigan sariq rangga ega.

Bunday yulduzlarning yuzasi 5-6 ming Kelvin haroratgacha qizdiriladi va ularning spektral turlari G0V va G9V oralig'ida bo'ladi. Sariq mitti taxminan 10 milliard yil yashaydi. Yulduzdagi vodorodning yonishi uning kattalashishiga va qizil gigantga aylanishiga olib keladi. Qizil gigantning bir misoli - Aldebaran. Bunday yulduzlar tashqi gaz qatlamlarini tashlab, sayyora tumanliklarini hosil qilishi mumkin. Bunday holda, yadro yuqori zichlikka ega bo'lgan oq mittiga aylanadi.

Agar Hertzsprung-Russell diagrammasini hisobga olsak, unda sariq yulduzlar asosiy ketma-ketlikning markaziy qismida joylashgan. Quyoshni odatiy sariq mitti deb atash mumkinligi sababli, uning modeli sariq mittilarning umumiy modelini ko'rib chiqish uchun juda mos keladi. Ammo osmonda boshqa xarakterli sariq yulduzlar ham bor, ularning ismlari Alxita, Dabix, Toliman, Xara va boshqalar. Bu yulduzlar unchalik yorqin emas. Misol uchun, Proxima Centauri-ni hisobga olmasangiz, Quyoshga eng yaqin bo'lgan o'sha Tolimanning kattaligi 0 ga teng, ammo ayni paytda uning yorqinligi barcha sariq mittilar orasida eng yuqori hisoblanadi. Bu yulduz Centaurus yulduz turkumida joylashgan bo'lib, u 6 ta yulduzni o'z ichiga olgan murakkab tizimning bo'g'inidir. Tolimanning spektral klassi G. Lekin bizdan 350 yorugʻlik yili uzoqlikda joylashgan Dabih F spektral sinfiga mansub. Lekin uning yuqori yorqinligi yaqin atrofdagi spektral sinfga mansub yulduz – A0 mavjudligi bilan bogʻliq.

Tolimandan tashqari, HD82943 asosiy ketma-ketlikda joylashgan G spektral turiga ega. Bu yulduz kimyoviy tarkibi va harorati Quyoshga o'xshash bo'lgani uchun ikkita katta sayyoraga ham ega. Biroq, bu sayyoralar orbitalarining shakli aylanadan uzoqdir, shuning uchun ularning HD82943 ga yaqinlashishi nisbatan tez-tez sodir bo'ladi. Hozirda astronomlar bu yulduzda ilgari sayyoralar soni ancha ko‘p bo‘lganini isbotlay olishdi, biroq vaqt o‘tishi bilan u ularning barchasini yutib yubordi.

Sariq yulduz nomlari - misollar

Toliman, yulduz HD 82943, Xara, Dabih, Alhita

Qizil yulduzlar - qizil yulduzlar

Agar hayotingizda kamida bir marta qora fonda yonayotgan teleskopingizning ob'ektivida osmonda qizil yulduzlarni ko'rgan bo'lsangiz, unda bu lahzani eslab, ushbu maqolada nima yozilishini aniqroq tasavvur qilishingizga yordam beradi. Agar siz bunday yulduzlarni hech qachon ko'rmagan bo'lsangiz, keyingi safar ularni topishga harakat qiling.

Agar siz havaskor teleskopda ham osongina topish mumkin bo'lgan osmondagi eng yorqin qizil yulduzlar ro'yxatini tuzishni o'z zimmangizga olsangiz, ularning barchasi uglerod ekanligini bilib olishingiz mumkin. Birinchi qizil yulduzlar 1868 yilda kashf etilgan. Bunday qizil gigantlarning harorati past, bundan tashqari, ularning tashqi qatlamlari juda ko'p miqdordagi uglerod bilan to'ldirilgan. Agar ilgari shunga o'xshash yulduzlar ikkita spektral sinfni - R va N ni tashkil qilgan bo'lsa, endi olimlar ularni bitta umumiy sinfda aniqladilar - C. Har bir spektral sinf kichik sinflarga ega - 9 dan 0 gacha. Shu bilan birga, C0 klassi yulduzga ega ekanligini anglatadi. yuqori harorat, lekin C9 yulduzlaridan kamroq qizil. Bundan tashqari, uglerod ustun bo'lgan barcha yulduzlar tabiatan o'zgaruvchan bo'lishi muhimdir: uzoq muddatli, yarim muntazam yoki tartibsiz.

Bundan tashqari, qizil yarim muntazam o'zgaruvchilar deb ataladigan ikkita yulduz bunday ro'yxatga kiritilgan bo'lib, ulardan eng mashhuri m Cephei. Uilyam Xerschel ham uning g'ayrioddiy qizil rangiga qiziqib qoldi, uni "anor" deb atagan. Bunday yulduzlar yorug'likning tartibsiz o'zgarishi bilan ajralib turadi, ular bir necha o'ndan bir necha yuz kungacha davom etishi mumkin. Bunday o'zgaruvchan yulduzlar M sinfiga kiradi ( sirt harorati 2400 dan 3800 K gacha bo'lgan sovuq yulduzlar).

Reytingdagi barcha yulduzlar o'zgaruvchan ekanligini hisobga olsak, belgilarga aniqlik kiritish kerak. Qizil yulduzlarning ikkita komponentdan iborat nomi borligi odatda qabul qilinadi - lotin alifbosining harfi va o'zgaruvchan yulduz turkumi nomi (masalan, T Xare). Ushbu turkumda kashf etilgan birinchi o'zgaruvchiga R harfi va Z harfigacha beriladi. Agar bunday o'zgaruvchilar ko'p bo'lsa, ular uchun lotin harflarining qo'sh kombinatsiyasi taqdim etiladi - RR dan ZZ gacha. Bu usul 334 ta ob'ektni "nomlash" imkonini beradi. Bundan tashqari, yulduzlar seriya raqami (V228 Cygnus) bilan birgalikda V harfi yordamida ham belgilanishi mumkin. Reytingning birinchi ustuni o'zgaruvchilarni belgilash uchun ajratilgan.

Jadvaldagi keyingi ikkita ustun yulduzlarning 2000.0 davridagi joylashishini ko'rsatadi. Uranometria 2000.0 ning astronomiya ixlosmandlari orasida mashhurligi oshishi natijasida reytingning oxirgi ustunida reytingdagi har bir yulduz uchun qidiruv jadvalining soni ko'rsatilgan. Bunday holda, birinchi raqam ovoz balandligining ko'rsatkichi, ikkinchisi - kartaning seriya raqami.

Reyting shuningdek, yulduz kattaliklarining maksimal va minimal yorqinlik qiymatlarini ko'rsatadi. Shuni esda tutish kerakki, yorqinligi minimal bo'lgan yulduzlarda qizil rangning ko'proq to'yinganligi kuzatiladi. O'zgaruvchanlik davri ma'lum bo'lgan yulduzlar uchun u kunlar soni sifatida ko'rsatiladi, lekin to'g'ri davrga ega bo'lmagan ob'ektlar Irr sifatida ko'rsatiladi.

Uglerod yulduzini topish uchun ko‘p mahorat talab etilmaydi, uni ko‘rish uchun teleskopingiz yetarli quvvatga ega bo‘lishi kifoya. Uning o'lchami kichik bo'lsa ham, uning aniq qizil rangi e'tiboringizni jalb qilishi kerak. Shuning uchun, agar ularni darhol topa olmasangiz, xafa bo'lmang. Yaqin atrofdagi yorqin yulduzni topish uchun atlasdan foydalanish va undan keyin qizilga o'tish kifoya.

Turli kuzatuvchilar uglerod yulduzlarini boshqacha ko'rishadi. Ba'zilar uchun ular yoqut yoki uzoqda yonayotgan cho'g'ga o'xshaydi. Boshqalar esa bunday yulduzlarda qip-qizil yoki qon qizil ranglarini ko'rishadi. Yangi boshlanuvchilar uchun reytingda oltita yorqin qizil yulduzlar ro'yxati mavjud va agar siz ularni topsangiz, ularning go'zalligidan to'liq bahramand bo'lishingiz mumkin.

Qizil yulduz nomlari - misollar

Yulduzlarning rangi bo'yicha farqlari

Ta'riflab bo'lmaydigan rang soyalari bo'lgan juda ko'p turli xil yulduzlar mavjud. Natijada, hatto bitta yulduz turkumi ko'k va sapfir yulduzlarga asoslangan va uning markazida yorqin to'q sariq yulduz joylashgan "Jevvar qutisi" nomini oldi. Agar biz Quyoshni hisobga olsak, u och sariq rangga ega.

Yulduzlar rangidagi farqga bevosita ta'sir qiluvchi omil ularning sirt haroratidir. Bu oddiygina tushuntirilgan. O'z tabiatiga ko'ra yorug'lik to'lqin shaklidagi nurlanishdir. To'lqin uzunligi - bu uning tepalari orasidagi masofa, juda kichik. Buni tasavvur qilish uchun siz 1 sm ni 100 ming bir xil qismlarga bo'lishingiz kerak. Ushbu zarralarning bir nechtasi yorug'lik to'lqin uzunligini tashkil qiladi.

Bu raqam juda kichik bo'lib chiqishini hisobga olsak, undagi har bir, hatto eng ahamiyatsiz ham, biz kuzatayotgan rasmning o'zgarishiga olib keladi. Axir bizning ko'rishimiz yorug'lik to'lqinlarining turli to'lqin uzunliklarini turli xil ranglar sifatida qabul qiladi. Misol uchun, ko'kda uzunligi qizil rangdan 1,5 baravar kam bo'lgan to'lqinlar mavjud.

Bundan tashqari, deyarli har birimiz harorat tananing rangiga eng to'g'ridan-to'g'ri ta'sir qilishi mumkinligini biladi. Misol uchun, har qanday metall buyumlarni olib, uni olovga qo'yishingiz mumkin. U qizib ketganda, u qizil rangga aylanadi. Agar olov harorati sezilarli darajada oshsa, ob'ektning rangi ham o'zgaradi - qizildan to'q sariq rangga, to'q sariqdan sariqqa, sariqdan oqga va nihoyat oqdan ko'k-oq rangga.

Quyosh 5,5 ming 0 S mintaqada sirt haroratiga ega bo'lganligi sababli, u sariq yulduzlarning odatiy namunasidir. Ammo eng issiq ko'k yulduzlar 33 ming darajagacha isishi mumkin.

Rang va harorat olimlar tomonidan fizik qonunlar yordamida bog'langan. Jismning harorati uning nurlanishiga to'g'ridan-to'g'ri proportsional va to'lqin uzunligiga teskari proportsionaldir. Moviy rang qizilga qaraganda qisqaroq to'lqin uzunliklariga ega. Issiq gazlar energiyasi haroratga to'g'ridan-to'g'ri proportsional va to'lqin uzunligiga teskari proportsional bo'lgan fotonlarni chiqaradi. Shuning uchun ko'k-ko'k nurlanish diapazoni eng issiq yulduzlarga xosdir.

Yulduzlardagi yadro yoqilg'isi cheksiz bo'lmaganligi sababli, u iste'mol qilishga moyil bo'lib, bu yulduzlarning sovishiga olib keladi. Shuning uchun o'rta yoshli yulduzlar sariq, biz esa eski yulduzlarni qizil rangda ko'ramiz.

Quyosh sayyoramizga juda yaqin joylashgani natijasida uning rangini aniq tasvirlash mumkin. Ammo million yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan yulduzlar uchun vazifa yanada murakkablashadi. Aynan shu maqsadda spektrograf deb ataladigan asbobdan foydalaniladi. U orqali olimlar yulduzlar chiqaradigan yorug'likni o'tkazadilar, buning natijasida deyarli har qanday yulduzni spektral tahlil qilish mumkin.

Bundan tashqari, yulduzning rangidan foydalanib, uning yoshini aniqlashingiz mumkin, chunki. matematik formulalar yulduzning haroratini aniqlash uchun spektral tahlildan foydalanishga imkon beradi, undan uning yoshini hisoblash oson.

Yulduzlarning video sirlari onlayn tomosha qilish

Yulduzlar qanday rangda

Yulduzli ranglar. Yulduzlar turli xil ranglarga ega. Arcturus sariq-to'q sariq rangga ega, Rigel oq-ko'k, Antares yorqin qizil rangga ega. Yulduz spektridagi dominant rang uning sirtining haroratiga bog'liq. Yulduzning gaz qobig'i o'zini deyarli ideal emitent (mutlaqo qora jism) kabi tutadi va M. Plank (1858–1947), J. Stefan (1835–1893) va V. Vien (1864–1864) nurlanishning klassik qonunlariga to'liq bo'ysunadi. 1928), tana harorati va uning nurlanishining tabiati bilan bog'liq. Plank qonuni energiyaning tananing spektrida taqsimlanishini tavsiflaydi. Uning ta'kidlashicha, harorat oshishi bilan umumiy radiatsiya oqimi oshadi va spektrdagi maksimal qisqa to'lqinlar tomon siljiydi. Maksimal nurlanish uchun to'lqin uzunligi (santimetrda) Vena qonuni bilan belgilanadi: l maksimal = 0,29/ T. Aynan shu qonun Antaresning qizil rangini tushuntiradi ( T= 3500 K) va Rigelning mavimsi rangi ( T= 18000 K). Stefan qonuni barcha to'lqin uzunliklarida jami nurlanish oqimini beradi (kvadrat metr uchun vattlarda): E = 5,67" 10 –8 T 4 .

Yulduzlar spektrlari. Yulduzlar spektrlarini o'rganish zamonaviy astrofizikaning asosidir. Spektr yordamida yulduz atmosferasidagi gazning kimyoviy tarkibi, harorati, bosimi va tezligini aniqlash mumkin. Chiziqlarning Doppler siljishi yulduzning tezligini o'lchash uchun ishlatiladi, masalan, ikkilik tizimda orbita bo'ylab.

Ko'pgina yulduzlarning spektrlarida yutilish chiziqlari ko'rinadi; radiatsiyaning uzluksiz taqsimlanishida tor bo'shliqlar. Ular Fraungofer yoki yutilish chiziqlari deb ham ataladi. Ular yulduz atmosferasining issiq pastki qatlamlaridan sovuqroq yuqori qatlamlardan o'tuvchi nurlanish ma'lum atomlar va molekulalarga xos bo'lgan ma'lum to'lqin uzunliklarida so'riladi, chunki ular spektrda hosil bo'ladi.

Yulduzlarning yutilish spektrlari juda xilma-xildir; ammo har qanday kimyoviy element chiziqlarining intensivligi har doim ham yulduz atmosferasidagi uning haqiqiy miqdorini aks ettirmaydi: ko'proq darajada spektrning shakli yulduz sirtining haroratiga bog'liq. Masalan, temir atomlari aksariyat yulduzlar atmosferasida uchraydi. Biroq, neytral temirning chiziqlari issiq yulduzlarning spektrlarida yo'q, chunki u erdagi barcha temir atomlari ionlangan. Vodorod barcha yulduzlarning asosiy tarkibiy qismidir. Ammo vodorodning optik chiziqlari sovuq yulduzlar spektrlarida, u kam qoʻzgʻatilgan joyda va toʻliq ionlashgan juda issiq yulduzlar spektrlarida koʻrinmaydi. Ammo sirt harorati taxminan bo'lgan o'rtacha issiq yulduzlar spektrlarida. 10 000 K da eng kuchli yutilish chiziqlari atomlarning ikkinchi energiya darajasidan o'tishlari paytida hosil bo'lgan vodorodning Balmer seriyasidagi chiziqlardir.

Yulduz atmosferasidagi gaz bosimi ham spektrga ma'lum darajada ta'sir qiladi. Xuddi shu haroratda ionlangan atomlarning chiziqlari past bosimli atmosferalarda kuchliroq bo'ladi, chunki u erda bu atomlar elektronlarni ushlash ehtimoli kamroq va shuning uchun uzoqroq yashaydi. Atmosfera bosimi o'lchami va massasi bilan chambarchas bog'liq, shuning uchun berilgan spektral turdagi yulduzning yorqinligi. Spektrdagi bosimni o'rnatgandan so'ng, yulduzning yorqinligini hisoblash va uni ko'rinadigan yorqinlik bilan taqqoslab, "masofa moduli" ni aniqlash mumkin ( M- m) va yulduzgacha bo'lgan chiziqli masofa. Bu juda foydali usul spektral paralakslar usuli deb ataladi.

Rang indeksi. Yulduzning spektri va uning harorati rang ko'rsatkichi bilan chambarchas bog'liq, ya'ni. spektrning sariq va ko'k diapazonlarida yulduzning yorqinligi nisbati bilan. Spektrdagi energiya taqsimotini tavsiflovchi Plank qonuni rang indeksining ifodasini beradi: C.I. = 7200/ T- 0,64. Sovuq yulduzlar issiqdan ko'ra yuqori rang indeksiga ega, ya'ni. sovuq yulduzlar sariq rangda ko'kdan ko'ra nisbatan yorqinroq. Issiq (ko'k) yulduzlar an'anaviy fotografik plitalarda yorqinroq ko'rinadi, sovuq yulduzlar esa ko'zga yorqinroq ko'rinadi va sariq nurlarga sezgir bo'lgan maxsus fotografik emulsiyalar.

Spektral tasnifi. Yulduz spektrlarining barcha xilma-xilligini mantiqiy tizimga kiritish mumkin. Garvard spektral tasnifi birinchi marta kiritilgan Genri Draperning yulduzlar spektrlari katalogi, E. Pikering (1846-1919) rahbarligida tayyorlangan. Birinchidan, spektrlar chiziq intensivligi bo'yicha saralangan va alifbo tartibida harflar bilan etiketlangan. Ammo keyinchalik ishlab chiqilgan spektrlarning fizik nazariyasi ularni harorat ketma-ketligida joylashtirish imkonini berdi. Spektrlarning harf belgisi o'zgartirilmagan va endi issiqdan sovuq yulduzgacha bo'lgan asosiy spektral sinflarning tartibi quyidagicha ko'rinadi: O B A F G K M. Qo'shimcha R, N va S sinflari K va M ga o'xshash spektrlarni bildiradi, lekin turli xil kimyoviy tarkib. Har ikki sinf o'rtasida 0 dan 9 gacha raqamlar bilan ko'rsatilgan kichik sinflar kiritiladi. Masalan, A5 tipidagi spektr A0 va F0 o'rtasida o'rtada joylashgan. Qo'shimcha harflar ba'zan yulduzlarning xususiyatlarini belgilaydi: "d" - mitti, "D" - oq mitti, "p" - o'ziga xos (g'ayrioddiy) spektr.

Eng aniq spektral tasnif - V. Morgan va F. Keenan tomonidan Yerkes rasadxonasida yaratilgan MK tizimi. Bu ikki o'lchovli tizim bo'lib, unda spektrlar ham harorat, ham yulduzlarning yorqinligi bo'yicha tartibga solinadi. Uning bir o'lchovli Garvard tasnifi bilan uzluksizligi shundaki, harorat ketma-ketligi bir xil harflar va raqamlar (A3, K5, G2 va boshqalar) bilan ifodalanadi. Ammo rim raqamlari bilan belgilangan qo'shimcha yorug'lik sinflari kiritiladi: mos ravishda Ia, Ib, II, III, IV, V va VI yorqin supergigantlar, supergigantlar, yorqin gigantlar, oddiy gigantlar, subgigantlar, mittilar (asosiy ketma-ket yulduzlar) va kichik mittilarni ko'rsatadi. . Misol uchun, G2 V belgisi Quyosh kabi yulduzga ishora qiladi, G2 III belgisi esa uning harorati Quyoshnikiga teng bo'lgan oddiy gigant ekanligini ko'rsatadi.

Turli xil rangdagi yulduzlar

Bizning Quyoshimiz och sariq yulduzdir. Umuman olganda, yulduzlarning rangi hayratlanarli darajada xilma-xil ranglar palitrasidir. Burjlardan biri "Javohir quti" deb ataladi. Safir moviy yulduzlar tungi osmonning qora baxmal bo'ylab tarqalib ketgan. Ularning orasida, yulduz turkumining o'rtasida, yorqin to'q sariq yulduz bor.

Yulduzlarning rangidagi farqlar

Yulduzlarning rangidagi farqlar yulduzlarning har xil haroratga ega ekanligi bilan izohlanadi. Shuning uchun bu sodir bo'ladi. Yorug'lik to'lqinli nurlanishdir. Bir to'lqinning cho'qqilari orasidagi masofa uning uzunligi deb ataladi. Yorug'lik to'lqinlari juda qisqa. Necha pul? Bir dyuymni 250 000 ta teng qismga bo'lishga harakat qiling (1 dyuym 2,54 santimetrga teng). Bu qismlarning bir nechtasi yorug'lik to'lqinining uzunligini tashkil qiladi.

Yorug'likning bunday ahamiyatsiz to'lqin uzunligiga qaramay, yorug'lik to'lqinlarining o'lchamlari o'rtasidagi eng kichik farq biz kuzatayotgan rasmning rangini keskin o'zgartiradi. Bu turli uzunlikdagi yorug'lik to'lqinlarini biz turli xil ranglar sifatida qabul qilishimiz bilan bog'liq. Misol uchun, qizil to'lqin uzunligi ko'k to'lqin uzunligidan bir yarim baravar uzunroqdir. Oq rang - turli uzunlikdagi yorug'lik to'lqinlarining fotonlaridan, ya'ni turli rangdagi nurlardan tashkil topgan nur.

Biz kundalik tajribamizdan bilamizki, jismlarning rangi ularning haroratiga bog'liq. Temir pokerni olovga qo'ying. Qizdirilganda u birinchi navbatda qizil rangga aylanadi. Keyin u yanada qizarib ketadi. Agar pokerni eritmasdan ham ko'proq qizdirish mumkin bo'lsa, u qizildan to'q sariq rangga, keyin sariq, keyin oq va nihoyat ko'k-oq rangga aylanadi.