Jos katsot tarkkaan yötaivasta, on helppo huomata, että meitä katsovat tähdet eroavat väriltään. Sinertävät, valkoiset, punaiset, ne kiiltävät tasaisesti tai välkkyvät kuin joulukuusenseppele. Teleskoopissa värierot tulevat selvemmiksi. Syy tähän monimuotoisuuteen on fotosfäärin lämpötilassa. Ja vastoin loogista oletusta kuumimmat eivät ole punaiset, vaan siniset, valko-siniset ja valkoiset tähdet. Mutta ensin asiat ensin.
spektriluokitus
Tähdet ovat v altavia kuumia kaasupalloja. Tapa, jolla näemme ne maasta, riippuu monista parametreista. Esimerkiksi tähdet eivät itse asiassa tuikki. Tästä on erittäin helppo vakuuttua: riittää, että muistaa Auringon. Välkyntävaikutus johtuu siitä, että kosmisista kappaleista meille tuleva valo voittaa tähtienvälisen väliaineen, joka on täynnä pölyä ja kaasua. Toinen asia on väri. Se on seurausta kuorien (etenkin fotosfäärin) kuumenemisesta tiettyihin lämpötiloihin. Todellinen väri voi poiketa näkyvästä, mutta ero on yleensä pieni.
Tänä päivänä Harvardin tähtien spektriluokitusta käytetään kaikkialla maailmassa. Hän sattuu olemaanlämpötilassa ja perustuu spektrin viivojen muotoon ja suhteelliseen intensiteettiin. Jokainen luokka vastaa tietyn värisiä tähtiä. Luokitus kehitettiin Harvardin observatoriossa vuosina 1890-1924.
Yksi ajeltu englantilainen pureskeli taateleita kuin porkkanoita
On olemassa seitsemän pääspektriluokkaa: O-B-A-F-G-K-M. Tämä sekvenssi heijastaa lämpötilan asteittaista laskua (O:sta M:iin). Sen muistamiseksi on olemassa erityisiä muistokaavoja. Venäjäksi yksi niistä kuulostaa tältä: "Yksi ajeltu englantilainen pureskeli taateleita kuin porkkanaa." Näihin luokkiin lisätään kaksi muuta. Kirjaimet C ja S tarkoittavat kylmiä valaisimia, joiden spektrissä on metallioksidinauhaa. Katsotaanpa lähemmin tähtiluokkia:
- Luokalle O on ominaista korkein pintalämpötila (30 - 60 tuhatta Kelviniä). Tämän tyyppiset tähdet ylittävät Auringon mass altaan 60 kertaa ja säteeltään 15 kertaa. Niiden näkyvä väri on sininen. Valokuudeltaan ne ovat tähteämme edellä yli miljoona kertaa. Tähän luokkaan kuuluvalle siniselle tähdelle HD93129A on tunnusomaista yksi tunnetuista kosmisten kappaleiden korkeimmista valoisuusindekseistä. Tämän indikaattorin mukaan se on Aurinkoa edellä 5 miljoonaa kertaa. Sininen tähti sijaitsee 7,5 tuhannen valovuoden etäisyydellä meistä.
- B-luokan lämpötila on 10-30 tuhatta Kelviniä, massa 18 kertaa suurempi kuin Auringon. Nämä ovat valko-sinisiä ja valkoisia tähtiä. Niiden säde on 7 kertaa suurempi kuin Auringon säde.
- Luokalle A on ominaista 7,5-10 tuhannen Kelvinin lämpötila,säde ja massa ylittävät 2,1 ja 3,1 kertaa vastaavasti Auringon vastaavat parametrit. Nämä ovat valkoisia tähtiä.
- Luokka F: lämpötila 6000-7500 K. Auringon massa 1,7 kertaa suurempi, säde - 1,3. Maasta katsottuna tällaiset tähdet näyttävät myös valkoisilta, niiden todellinen väri on kellertävän valkoinen.
- G-luokka: lämpötila 5-6 tuhat Kelviniä. Aurinko kuuluu tähän luokkaan. Tällaisten tähtien näennäinen ja todellinen väri on keltainen.
- Luokka K: lämpötila 3500-5000 K. Säde ja massa ovat pienempiä kuin auringon, ne ovat 0,9 ja 0,8 tähden vastaavista parametreista. Maasta katsottuna näiden tähtien väri on kellertävän oranssi.
- M-luokka: lämpötila 2-3,5 tuhatta Kelviniä. Massa ja säde - 0,3 ja 0,4 Auringon vastaavista parametreista. Planeettamme pinn alta ne näyttävät punaoransseilta. Beta Andromedae ja Alpha Chanterelles kuuluvat M-luokkaan. Monille tuttu kirkkaan punainen tähti on Betelgeuse (Alpha Orionis). On parasta etsiä sitä taiva alta talvella. Punainen tähti sijaitsee Orionin vyön yläpuolella ja hieman vasemmalla puolella.
Jokainen luokka on jaettu alaluokkiin 0–9, eli kuumimmasta kylmimpään. Tähtien luvut osoittavat kuulumisen tiettyyn spektrityyppiin ja fotosfäärin kuumenemisasteen verrattuna muihin ryhmän valaisimiin. Esimerkiksi aurinko kuuluu luokkaan G2.
Visuaaliset valkoiset
Tähtiluokat B–F voivat siis näyttää valkoisilta maapallolta katsottuna. Ja vain A-tyyppiin kuuluvilla esineillä on tämä väritys. Joten tähti Saif (Orionin tähdistö) ja Algol (beta Perseus) näyttävät katsoj alta, joka ei ole aseistautunut kaukoputkellavalkoinen. Ne kuuluvat spektriluokkaan B. Niiden todellinen väri on sinivalkoinen. Valkoisina ovat myös Mythrax ja Procyon, Perseuksen ja Canis Minorin taivaanpiirrosten kirkkaimmat tähdet. Niiden todellinen väri on kuitenkin lähempänä keltaista (luokka F).
Miksi tähdet ovat valkoisia maallisen tarkkailijan silmissä? Väri on vääristynyt johtuen v altavasta etäisyydestä, joka erottaa planeettamme samank altaisista kohteista, sekä suurista pöly- ja kaasupilvistä, joita usein löytyy avaruudesta.
A-luokka
Valkoisille tähdille on ominaista ei niin korkea lämpötila kuin O- ja B-luokkien edustajille, joiden fotosfääri lämpenee 7,5-10 tuhat Kelviniä. Spektriluokan A tähdet ovat paljon suurempia kuin aurinko. Niiden kirkkaus on myös suurempi - noin 80 kertaa.
A-tähtien spektrissä Balmer-sarjan vetyviivat korostuvat voimakkaasti. Muiden elementtien viivat ovat huomattavasti heikompia, mutta ne korostuvat, kun siirryt alaluokasta A0 kohtaan A9. Spektriluokkaan A kuuluville jättiläisille ja superjättiläisille on tunnusomaista hieman vähemmän näkyvät vetyviivat kuin pääsarjan tähdille. Näiden valaisimien tapauksessa raskasmetallilinjat tulevat näkyvämmiksi.
Spektriluokkaan A kuuluu monia erikoisia tähtiä. Tämä termi viittaa valaisimiin, joiden spektrissä ja fysikaalisissa parametreissa on havaittavissa olevia ominaisuuksia, mikä vaikeuttaa niiden luokittelua. Esimerkiksi melko harvinaisille Bootes lambda -tyypin tähdille on ominaista raskasmetallien puute ja erittäin hidas pyöriminen. Erikoisia valaisimia ovat myös valkoiset kääpiöt.
Luokka A kuuluu niin kirkkaisiin yön esineisiintaivaaseen, kuten Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor ja muut. Tutustutaanpa heihin paremmin.
Alpha Canis Major
Sirius on kirkkain, vaikkakaan ei lähin tähti taivaalla. Etäisyys siihen on 8,6 valovuotta. Maalliselle tarkkailijalle se näyttää niin kirkka alta, koska sillä on vaikuttava koko, mutta se ei kuitenkaan ole yhtä kaukana kuin monet muut suuret ja kirkkaat esineet. Aurinkoa lähinnä oleva tähti on Alpha Centauri. Sirius on viidennellä sijalla tällä listalla.
Se kuuluu Canis Major -tähtikuvioon ja on kahden komponentin järjestelmä. Sirius A:ta ja Sirius B:tä erottaa 20 tähtitieteellistä yksikköä, ja ne pyörivät hieman alle 50 vuoden ajan. Järjestelmän ensimmäinen komponentti, pääsarjan tähti, kuuluu spektriluokkaan A1. Sen massa on kaksi kertaa auringon massa ja sen säde on 1,7 kertaa suurempi. Hän on se, joka voidaan havaita paljaalla silmällä maasta.
Järjestelmän toinen komponentti on valkoinen kääpiö. Tähti Sirius B on mass altaan lähes yhtä suuri kuin valomme, mikä ei ole tyypillistä sellaisille kohteille. Tyypillisesti valkoisille kääpiöille on ominaista massa 0,6-0,7 auringon massaa. Samaan aikaan Sirius B:n mitat ovat lähellä maan mittasuhteita. Tämän tähden valkoisen kääpiön vaiheen oletetaan alkaneen noin 120 miljoonaa vuotta sitten. Kun Sirius B sijaitsi pääsekvenssissä, se oli luultavasti valaisin, jonka massa oli 5 auringon massaa ja joka kuului spektrityyppiin B.
Sirius A siirtyy tutkijoiden mukaan evoluution seuraavaan vaiheeseen noin 660 miljoonan vuoden kuluttua. Sittense muuttuu punaiseksi jättiläiseksi ja vähän myöhemmin valkoiseksi kääpiöksi, kuten kumppaninsa.
Alpha Eagle
Siriuksen tavoin monet valkoiset tähdet, joiden nimet on annettu alla, ovat hyvin tuttuja paitsi tähtitiedettä rakastaville ihmisille niiden kirkkauden ja toistuvan maininnan vuoksi tieteiskirjallisuuden sivuilla. Altair on yksi niistä valaisimista. Alpha Eagle löytyy esimerkiksi Ursula le Guinista ja Steven Kingistä. Yötaivaalla tämä tähti näkyy selvästi kirkkautensa ja suhteellisen läheisyytensä ansiosta. Auringon ja Altairin välinen etäisyys on 16,8 valovuotta. A-spektriluokan tähdistä vain Sirius on lähempänä meitä.
Altair on 1,8 kertaa niin massiivinen kuin aurinko. Sen ominaispiirre on erittäin nopea pyörimisnopeus. Tähti tekee yhden kierroksen akselinsa ympäri alle yhdeksässä tunnissa. Pyörimisnopeus päiväntasaajan lähellä on 286 km/s. Tämän seurauksena "ketterä" Altair litistyy pylväistä. Lisäksi elliptisen muodon vuoksi tähden lämpötila ja kirkkaus laskee navoista päiväntasaajalle. Tätä vaikutusta kutsutaan "gravitaation tummumiseksi".
Toinen Altairin ominaisuus on, että sen loisto muuttuu ajan myötä. Se viittaa Shield delta -tyypin muuttujiin.
Alpha Lyra
Vega on tutkituin tähti Auringon jälkeen. Alpha Lyrae on ensimmäinen tähti, jonka spektri on määritetty. Hänestä tuli myös toinen valaisin valokuvaan jääneen auringon jälkeen. Vega oli myös ensimmäisten tähtien joukossa, joihin tutkijat mittasivat etäisyyden parlax-menetelmällä. Pitkän ajan tähden kirkkauteen otettiin 0, kun määritettiin muiden kohteiden magnitudeja.
Alpha Lyra tuntee hyvin sekä amatööritähtitieteilijä että yksinkertainen tarkkailija. Se on viidenneksi kirkkain tähtien joukossa, ja se sisältyy kesäkolmion asterismiin Altairin ja Denebin kanssa.
Etäisyys Auringosta Vegaan on 25,3 valovuotta. Sen päiväntasaajan säde ja massa ovat 2,78 ja 2,3 kertaa suuremmat kuin tähtemme vastaavat parametrit. Tähden muoto on kaukana täydellisestä pallosta. Päiväntasaajan halkaisija on huomattavasti suurempi kuin napojen halkaisija. Syynä on v altava pyörimisnopeus. Päiväntasaajalla se saavuttaa 274 km/s (Auringon os alta tämä parametri on hieman yli kaksi kilometriä sekunnissa).
Yksi Vegan erityispiirteistä on sitä ympäröivä pölylevy. Oletettavasti se syntyi useiden komeettojen ja meteoriittien törmäysten seurauksena. Pölylevy pyörii tähden ympäri ja kuumenee sen säteilyn vaikutuksesta. Tämän seurauksena Vegan infrapunasäteilyn intensiteetti kasvaa. Ei niin kauan sitten, epäsymmetriaa löydettiin levystä. Niiden todennäköinen selitys on, että tähdellä on ainakin yksi planeetta.
Alpha Gemini
Toiseksi kirkkain kohde Kaksosten tähdistössä on Castor. Hän, kuten aiemmat valaisimet, kuuluu spektriluokkaan A. Castor on yksi yötaivaan kirkkaimmista tähdistä. Vastaavassa listassa hän on sijalla 23.
Castor on monitoimijärjestelmä, joka koostuu kuudesta osasta. Kaksi pääelementtiä (pyörä A ja pyörä B) pyörivätyhteisen massakeskuksen ympärillä, jonka jakso on 350 vuotta. Kumpikin kahdesta tähdestä on spektrinen binääri. Castor A:n ja Castor B:n komponentit ovat vähemmän kirkkaita ja kuuluvat oletettavasti spektrityyppiin M.
Castor C:tä ei liitetty välittömästi järjestelmään. Alun perin se nimettiin itsenäiseksi tähdeksi YY Gemini. Tätä taivaan aluetta tutkittaessa tuli tiedoksi, että tämä valaisin oli fyysisesti yhteydessä Castor-järjestelmään. Tähti pyörii kaikille komponenteille yhteisen massakeskuksen ympärillä useiden kymmenien tuhansien vuosien jaksolla ja on myös spektrinen binääri.
Beta Aurigae
Aurigan taivaanpiirros sisältää noin 150 "pistettä", joista monet ovat valkoisia tähtiä. Valaisimien nimet sanovat vähän tähtitiedettä kaukana olevalle henkilölle, mutta tämä ei vähennä niiden merkitystä tieteelle. Taivaankuvion kirkkain kohde, joka kuuluu spektriluokkaan A, on Mencalinan tai Beta Aurigae. Tähden nimi arabiaksi tarkoittaa "ohjien omistajan olkapää".
Menkalinan - kolminkertainen järjestelmä. Sen kaksi komponenttia ovat spektriluokan A alajättiläisiä. Kummankin kirkkaus ylittää Auringon vastaavan parametrin 48 kertaa. Niitä erottaa 0,08 tähtitieteellisen yksikön etäisyys. Kolmas komponentti on punainen kääpiö, joka on 330 AU:n etäisyydellä parista. e.
Epsilon Ursa Major
Kirkkain "piste" ehkä tunnetuimmassa tähdistössä pohjoisella taivaalla (Ursa Major) on Aliot, joka on myös luokiteltu A-luokkaan. Näennäinen magnitudi on 1,76. ListattuKirkkain valotähti on sijalla 33. Alioth astuu Big Dipperin asterismiin ja on lähempänä kulhoa kuin muut valaisimet.
Aliotin spektrille on ominaista epätavalliset viivat, jotka vaihtelevat 5,1 päivän ajanjaksolla. Oletetaan, että ominaisuudet liittyvät tähden magneettikentän vaikutukseen. Spektrin heilahtelut voivat tuoreiden tietojen mukaan johtua kosmisen kappaleen läheisestä sijainnista, jonka massa on lähes 15 Jupiterin massaa. Onko näin, on edelleen mysteeri. Sitä, kuten muitakin tähtien salaisuuksia, tähtitieteilijät yrittävät ymmärtää joka päivä.
Valkoiset kääpiöt
Tarina valkoisista tähdistä on epätäydellinen, jos emme mainitse sitä tähtien evoluution vaihetta, jota kutsutaan "valkoiseksi kääpiöksi". Tällaiset esineet saivat nimensä siitä, että niistä löydetyt ensimmäiset kuuluivat spektriluokkaan A. Se oli Sirius B ja 40 Eridani B. Nykyään valkoisia kääpiöitä kutsutaan yhdeksi vaihtoehdoista tähden elämän viimeiseen vaiheeseen.
Pysytään tarkemmin valaisimien elinkaaressa.
Tähtien kehitys
Tähdet eivät synny yhdessä yössä: jokainen heistä käy läpi useita vaiheita. Ensinnäkin kaasu- ja pölypilvi alkaa kutistua omien gravitaatiovoimiensa vaikutuksesta. Hitaasti se ottaa pallon muodon, kun taas painovoiman energia muuttuu lämmöksi - esineen lämpötila nousee. Ydinfuusioreaktio alkaa sillä hetkellä, kun se saavuttaa 20 miljoonan kelvinin arvon. Tätä vaihetta pidetään täysimittaisen tähden elämän alkuna.
Suurimman osan ajasta valaisimet viettävät pääsarjassa. Heidän suolistoissaan tapahtuu jatkuvasti reaktioitavetykierto. Tähtien lämpötila voi vaihdella. Kun kaikki vety ytimessä loppuu, alkaa uusi evoluution vaihe. Nyt polttoaineena on helium. Samaan aikaan tähti alkaa laajentua. Sen valoisuus kasvaa, kun taas pintalämpötila päinvastoin laskee. Tähti jättää pääsarjan ja muuttuu punaiseksi jättiläiseksi.
Heliumytimen massa kasvaa vähitellen ja se alkaa kutistua oman painonsa alla. Punainen jättiläinen vaihe päättyy paljon nopeammin kuin edellinen. Jatkokehityksen polku riippuu kohteen alkumassasta. Pienimassaiset tähdet punaisen jättiläisen vaiheessa alkavat turvota. Tämän prosessin seurauksena esine luopuu kuorensa. Muodostuu planetaarinen sumu ja tähden paljas ydin. Tällaisessa ytimessä kaikki fuusioreaktiot ovat valmiit. Sitä kutsutaan heliumin valkoiseksi kääpiöksi. Massiivisemmat punaiset jättiläiset (tiettyyn rajaan asti) kehittyvät hiilivalkoisiksi kääpiöiksi. Niiden ytimissä on raskaampia alkuaineita kuin heliumia.
Ominaisuudet
Valkoiset kääpiöt ovat kappaleita, mass altaan yleensä hyvin lähellä aurinkoa. Samaan aikaan niiden koko vastaa maata. Näiden kosmisten kappaleiden kolosaalinen tiheys ja niiden syvyyksissä tapahtuvat prosessit ovat klassisen fysiikan näkökulmasta käsittämättömiä. Kvanttimekaniikka paljasti tähtien salaisuudet.
Valkoisten kääpiöiden aine on elektroniydinplasma. Sitä on lähes mahdotonta suunnitella edes laboratoriossa. Siksi monet tällaisten kohteiden ominaisuudet jäävät käsittämättömiksi.
Vaikka tutkisi tähtiä koko yön, et pysty havaitsemaan ainakaan yhtä valkoista kääpiötä ilman erikoislaitteita. Niiden kirkkaus on paljon pienempi kuin auringon. Tutkijoiden mukaan valkoisia kääpiöitä on noin 3-10 % galaksin kaikista esineistä. Tähän mennessä on kuitenkin löydetty vain sellaisia, jotka sijaitsevat enintään 200-300 parsekin päässä Maasta.
Valkoiset kääpiöt jatkavat kehitystään. Heti muodostumisen jälkeen niillä on korkea pintalämpötila, mutta ne jäähtyvät nopeasti. Muutamia kymmeniä miljardeja vuosia muodostumisen jälkeen teorian mukaan valkoinen kääpiö muuttuu mustaksi kääpiöksi - ruumiiksi, joka ei lähetä näkyvää valoa.
Valkoinen, punainen tai sininen tähti eroavat havainnoijalle ensisijaisesti väriltään. Tähtitieteilijä katsoo syvemmälle. Väri hänelle kertoo heti paljon kohteen lämpötilasta, koosta ja massasta. Sininen tai kirkkaan sininen tähti on jättiläinen kuuma pallo, joka on kaukana aurinkoa kaikissa suhteissa. Valkoiset valaisimet, joista esimerkkejä on kuvattu artikkelissa, ovat hieman pienempiä. Tähtinumerot eri luetteloissa kertovat myös ammattilaisille paljon, mutta eivät kaikkea. Suuria määriä tietoa kaukaisten avaruusobjektien elämästä ei ole vielä selitetty tai sitä ei ole edes löydetty.
