Stars: veidi zvaigznēm un to klasifikācija pēc krāsu un izmēru

Katrs cilvēks zina, kā izskatās zvaigznes debesīs. Tiny, spīd aukstās baltās gaismas gaismas. In seniem laikiem, cilvēki nevar nākt klajā ar paskaidrojumu par šo parādību. Star juta acis dievu, dvēseles mirušo senču, aizbildņi un aizsargi, aizsargāt cilvēka atpūtu nakts tumsā. Tad neviens nevarēja iedomāties, ka Saule - tā arī ir zvaigzne.

Kas ir zvaigzne

Daudzi gadsimtiem pagāja pirms cilvēki saprata, ka pārstāv zvaigznes. Veidi zvaigznēm, to īpašības, pārstāvību no vietas, kur ķīmisko un fizikālo procesu - tā ir jauna joma zināšanu. Senie astronomi nevarēja pat iedomāties, kāda gaisma patiesībā nav maza liesma, un apgrūtinoša izmēra bumba karstas gāzes, kurā reakcijas notiek fusion. Ir dīvaini paradokss, ka dim Starlight - žilbinoša gaisma no kodolreakcija, un mājīgs siltums no saules - milzīgs karstums miljoniem grādiem Kelvina.

Visas zvaigznes, kas var redzēt debesīs ar neapbruņotu aci, ir galaktikas Piena Ceļa. Saule - arī ir daļa no Saules sistēmas, un tas atrodas tās nomalē. Ir neiespējami iedomāties, kā izskatās nakts debesis, ja saule atrodas centrā Piena ceļš. Galu galā, skaits zvaigznēm šajā galaktikā - vairāk nekā 200 miljardus.

Mazliet par vēsturi astronomijā

Senie astronomi varēja arī pateikt neparastu un interesantu par zvaigznēm debesīs. Sumerians jau izolēta atsevišķus zvaigznājus un zodiaka, viņi pirmo reizi aprēķina, dalot kopējo leņķi 360 ^0. Viņi ir radījuši Mēness kalendārs, un varēja sinhronizēt to ar sauli. Ēģiptieši ticēja, ka Zeme ir Visuma centrs, bet mēs zinājām, ka Merkurs un Venēra orbītā ap Sauli.

Ķīnā, mēs nodarbojas ar astronomiju kā zinātnes beigās III tūkstotī pirms mūsu ēras. e., un pirmo reizi parādījās observatoriju XII. BC. e. Viņi pētīja Mēness un Saules aptumsumi, tajā pašā laikā ir spējīgs saprast to cēloņus un pat aprēķinot prognozēto datumu, novērota meteoru plūsmas un komētas trajektoriju.

Seno inku zināja atšķirību starp zvaigznēm un planētām. Ir netieši pierādījumi, ka viņi bija informēti par Galileja pavadoņiem Jupitera un vizuālā nojauc kontūras diska Venēras, sakarā ar klātbūtni planētas atmosfērā.

Senie grieķi varēja pierādīt sfēriskas Zemes, ir ierosināts heliocentrically sistēmu. Viņi mēģināja aprēķināt diametru Sauli, kaut arī kļūdaini. Bet grieķi bija pirmie, kas būtībā norādīja, ka Saule lielums Zemes, pirms viss, paļaujoties uz vizuāliem novērojumiem, domāja citādi. Grieķu Hipparchus izveidoja pirmo katalogu zvaigznēm un identificēt dažāda veida zvaigznēm. Klasifikācija zvaigznēm šajā zinātniskajā darbā tika balstīta uz gaismas intensitātes. Hipparchus identificēti 6 spilgtuma nodarbības, visi katalogā bija 850 gaismekļi.

Ko meklēt seno astronomu

Sākotnējā klasifikācija zvaigznēm, pamatojoties uz to spilgtumu. Galu galā, šis kritērijs ir pieejams tikai astronoms, bruņoti tikai ar teleskopu. Spilgtākās vai piemīt unikālas īpašības redzamās zvaigznes pat saņēma savu vārdu, un viņiem pieder katru valsti. Tātad, Denebs, Rigel un Algol - Arābu vārdi, Sirius - latīņu un Antares - grieķu. Polar Star katrā nācijā ir savs nosaukums. Tas ir iespējams, ir viens no visvairāk svarīgi "praktiskā nozīmē" zvaigznēm. Tās atrašanās vieta naksnīgajās debesīs nemainīgas, neraugoties uz Zemes rotāciju. Ja pārējie zvaigznēm pārvietoties pāri debesis iet no saullēkta līdz saulrietam, North Star nemaina savu nostāju. Tāpēc izmanto savu jūrniekiem un ceļotājiem, kā ticamu etalonu. Starp citu, pretēji plaši izplatītam uzskatam, tas nav spožāko zvaigzni debesīs. Polar Star izskats neizceļas - vai nu pēc izmēra vai intensitātes luminiscenci. Jūs varat atrast to tikai tad, ja jūs zināt, kur meklēt. Tā atrodas beigās "spainis rokturis" Ursa Minor.

Kāds ir pamats spektra klase

Mūsdienu astronomi, atbildot uz jautājumu par to, kāda veida zvaigznēm ir, ir maz ticams, nerunājot spilgtumu vai atrašanās naksnīgajās debesīs. Vai tas ir labi vēsturiskā perspektīva vai lekcijas, kas paredzēti ļoti ļoti tālu no astronomija auditoriju.

Mūsdienu klasifikācija zvaigznēm, pamatojoties uz to spektrālo analīzi. Tas parasti ir joprojām norāda masu dzidrumu un rādiusu debess ķermeņa. Visi šie skaitļi ir sniegta saistībā ar sauli, kas ir tieši tās īpašības, kas veikti kā vienība.

Klasifikācija zvaigznēm, pamatojoties uz šo kritēriju, absolūto lielumu. Šo šķietamo spilgtuma līmenis debess ķermenis bez atmosfērā, parasti novieto tādā attālumā no 10 parseku no novērošanas punkta. Turklāt, jāņem vērā mainīgumu gaismas un izmēru zvaigzni. Veidi zvaigžņu tagad nosaka to spektrālās klases un jau detalizēti - apakšklase. Astronomi Russell un Hertzsprung neatkarīgi analizēja attiecības starp spilgtuma, absolūtā vērtība, virsmas temperatūru un spektrālo klases gaismekļu. Viņi izveidoja diagramma ar attiecīgajām koordinātu asīm, un konstatēja, ka rezultāts nav haotiska. No grafika spilgtums atrodas skaidri atšķirami grupas. Diagrammā pieļauj, zinot spektrālo klases zvaigznēm, lai noteiktu vismaz aptuveno precizitāti tās absolūtā lieluma.

Kā zvaigznes dzimst

Šis skaitlis kalpoja kā skaidru pierādījumu mūsdienu evolūcijas teoriju šie debess ķermeņiem. Grafikā skaidri redzams, ka lielākā klasē ir saistīti ar tā saukto galveno secības zvaigznēm. Veidi zvaigznēm pieder šajā segmentā ir visbiežāk brīdī visumā punktu attīstību. Šis solis spilgtumu, kurā enerģija tērēti radiācijas ofseta iegūst kodolsintēzes reakcijas laikā. pavadīts šajā posmā debess ķermeņa laiks nosaka masas un procentuālo elementu smagāki nekā hēlija.

Parasti atzīti brīdī zvaigžņu evolūcijas teorija apgalvo, ka sākotnējais spīd solis attīstība ir izlādējies milzu gāzes mākoni. Reibumā sava smaguma, tas tiek saspiests, pamazām pārvēršas bumbu. Jo lielāka kompresija, intensīvāka gravitācijas enerģija tiek pārvērsta siltumā. Gāze tiek apsildīta, un tad, kad temperatūra sasniedz 15-20 miljonus K, jaundzimušo zvaigžņu kodoltermiskā reakcija sākas. Pēc tam, ka gravitācijas kompresijas process tiek apturēta.

Galvenais periods dzīves zvaigzne

Sākotnēji iekšpusē jauniešu slavenībām dominē reakciju uz ūdeņraža cikla. Tas ir garākais periods dzīvē zvaigzni. Veidi zvaigznēm Šajā attīstības stadijā, un atspoguļoti iepriekš aprakstītajiem vismasīvākajiem galvenais secības diagrammām. Galu galā ūdeņradis spīdeklis kodols gali pārvērsta hēlija. Pēc tam kodoltermiskais sadegšana ir iespējama tikai pie perifērijā kodolā. Star kļūst gaišākas tās ārējie slāņi ir ievērojami uzlabota, un temperatūra tiek pazemināta. Debesu ķermenis pārvēršas sarkanā milža. Šis periods dzīves zvaigzne daudz īsāks, nekā iepriekšējā. Tās turklāt liktenis ir maz pētīta. Ir dažādi pieņēmumi, bet nav iegūta tās ticamus pierādījumus. Visbiežāk teorija ir tāda, ka tad, kad hēlija kļūst pārāk daudz, tad zvaigžņu kodols, nespēj segt savu svaru, tiek saspiests. Temperatūra palielinās līdz, bet hēlija jau nav stājušies kodolsintēzes reakcijas. Milzīgs temperatūra izraisīt nākamo paplašināšanos, un zvaigzne kļūst sarkana gigants. Turpmāka liktenis Gaismekļi par pieņēmumiem par zinātnieku, ir atkarīgs no tā masas. Bet teorijas par to, bet rezultāts datormodelēšanu, nav apstiprināts ar novērojumiem.

atdziest zvaigznes

Jādomā, sarkanie giganti ar nelielu masa tiks saspiests, kļūstot rūķiem un pakāpeniski atdzišanas. Star vidējā svara var pārveidot planetārajiem miglājiem, tajā centrā šādas izglītības turpinās pastāvēt nepiemīt ārējās segumi kodola lēnām atdziest un kļūst par balto punduri. Ja centrālās zvaigznes izstarot ievērojamu infrasarkano starojumu, pastāv nosacījumi aktivizāciju paplašinās gāzes čaulas planētu miglājs kosmisko masér.

Masveida gaismekļi sarūk var sasniegt tādu spiediena līmeni, ka elektroni burtiski bedri atomu kodoliem, veidojas neitronu. Tā kā starp šīs daļiņas nav elektrostatiskās atgrūšanās, zvaigzne var tikt saspiests līdz izmēram vairāku kilometru. Šajā gadījumā, tā blīvums pārsniedz ūdens blīvumu ir 100 miljonus reižu. Šāds zvaigzne sauc neitronu un, patiesībā, milzīgs atomu kodols.

Supermasīvam zvaigznes turpina pastāvēt secīgi gaitā sintēzes sintēzes reakcijas hēlija - oglekļa, tad skābekļa no tā - silikona, un, visbeidzot, dzelzs. Šajā solī kodolsintēzes reakcija notiek supernovas sprādzienu. Supernovas, savukārt, var pārvērsties par neitronu, ja to masa ir pietiekami liela, lai turpinātu saspiešanas uz kritiskās robežas un veido melnos caurumus.

izmēri

Klasifikācija zvaigznēm lieluma var tikt realizēta divos veidos. Fiziskais lielums zvaigzni var definēt tās rādiusu. Ar šajā gadījumā vienība ir rādiuss saules. Ir punduris, vidēja lieluma zvaigznes, milži un supergiants. Starp citu, pati Saule ir tikai punduris. Par neitronu zvaigznēm rādiuss var sasniegt tikai dažus kilometrus. Un pārmilzu pilnībā ietilptu orbītā planētas Marsa. Zem zvaigznēm izmērs var saprast arī pēc tā masas. Tas ir cieši saistīts ar diametru slavenībām. Zvaigzne ir lielāks zemāks blīvums, un otrādi, jo mazāk gaismas, jo lielāks blīvums. Šis kritērijs viriruetsya ne tik daudz. Zvaigznes, kas ir lielāks vai mazāks nekā Saule 10 reizes, ir ļoti maz. Lielākā daļa gaismas atrodas diapazonā no 60 līdz 0,03 saules masu. Saule blīvums, pārņēmuši sākuma indekss ir 1,43 g / ^cm3. Baltajiem punduriem blīvums sasniedz 10 ^{līdz 12} g / cm ^3, un blīvums atšķaidīto supergiants var būt miljoniem reižu mazāk saules.

Standarta zvaigzne klasifikācijas shēmas sadalījumu pēc masas ir šāda. Maziem gaismas ietver svaru no 0,08 līdz 0,5 sauli. Lai vidēji - no 0,5 līdz 8 no Saules masas, un masveida - 8 vai vairāk.

Klasifikācija zvaigznēm. No zila līdz baltai

Klasifikācija zvaigznes, krāsas faktiski nav balstīta redzamā ķermeņa svelme, un spektrālās īpašības. Emisija spektrs objekta, ko nosaka ķīmisko sastāvu zvaigznēm, tas ir atkarīgs arī no tā temperatūras. Visbiežāk klasifikācija ir Harvard, kas dibināta 20.gadsimta sākumā. Saskaņā ar pieņemtajiem standartiem, tad klasifikācija uz krāsu zvaigznēm, liecina sadalīšanu starp 7 veidiem.

. Tātad, zvaigznes, augstākā temperatūra no 30 līdz 60 tūkstoši K, kas minēti kā A klases Viņi slavenībām zilas, masu līdzīgas debess ķermeņiem 60 sasniedz saules masu (s M..), Un rādiusu - 15 Saules rādiusi (s. lpp.). Lines of ūdeņraža un hēlija savā spektrā diezgan vāja. Spilgtuma līdzīgiem debesu objektus var sasniegt 1 miljonu 400 tūkstošus. Saules luminosities (s. C.).

Lai zvaigznes B klases ietver gaismu ar temperatūru no 10 līdz 30 tūkstoši. K. debess ķermeņi balto un zilo, to svars sākas no 18 sekundēm. m, tā rādiusa -. 7. p. m. Zemais starjauda objektu Šīs klases ir 20 tūkstoši. s. s., un ūdeņraža līnija spektrā ir uzlabota, sasniedzot vidējās vērtības.

A klases zvaigznes temperatūra svārstās robežās no 7,5 līdz 10 tūkstošiem. Un tie ir balti. Šādu debess ķermeņu minimālais svars sākas 3.1 sekundes. m, tā rādiusa - 2.1. sekundēm. p. Objektu dzidrumu ir robežās no 80 līdz 20 tūkstošiem. S. a. Ūdeņraža līnijas spektra stiprumu šīm zvaigznēm parādās metāla līniju.

Objekti klases F faktiski ir dzeltenā baltā krāsā, bet parādās balti. To temperatūra svārstās no 6 līdz 7,5 tūkstošus K, masa svārstās no 1,7 līdz 3,1 cm rādiuss -. 1,3 līdz 2,1 s. p. Mirdzuma zvaigznes, piemēram svārstās no 6 līdz 80. a. ūdeņradis vājināta līnija spektrā, metāla līnijas, uz pretējo, tiek uzlabota.

Tādējādi visi balto zvaigžņu veidi ietilpst A līdz F. papildu kategorijas, saskaņā ar klasifikāciju, kam seko dzeltenā un oranžā krāsā.

Dzeltens, oranžs un sarkanās zvaigznes

Veidi zvaigznēm krāsas izplatīti no zilas līdz sarkanai, ar zema temperatūra, un samazināt to izmēru un dzidrumu objekta.

Star Class G, k un ka Sun atsaucas sasilt 5 līdz 6 tūkstošiem. Jo tie ir dzeltenā krāsā. Šādu priekšmetu svars - no 1,1 līdz 1,7 s. M., The rādiuss - no 1,1 līdz 1,3 sekundēm. p. Luminance - no 1,2 līdz 6 sekundēm. a. Spektrālās līnijas hēlija un metāli intensīva ūdeņraža līnija vājāka.

Gaisma, kas pieder pie klases K, ir temperatūra ir no 3,5-5000 K. Tās parādās dzeltens-oranžs, bet patieso krāsu no šīm zvaigznēm -. Orange. To datu objektiem, kas glabājas diapazonā no 0.9 līdz 1.1 s rādiuss. . P, svars - no 0,8 līdz 1,1 s. m. Brightness svārstās robežās no 0,4 līdz 1,2 sekundēm. a. Ūdeņraža līnijas ir praktiski neredzams, metāla līnijas ir ļoti spēcīga.

Lielākā daļa aukstā un mazas zvaigznes - Class M. Temperatūra ir tikai 2,5-3500 K, un tie, šķiet, ir sarkanā krāsā, bet patiesībā šie objekti ir oranži-sarkans .. Mass star ir robežās no 0,3 līdz 0,8. M., The rādiuss - no 0,4 līdz 0,9 s. p. Luminance - tikai 0,04-0,4 s. a. Šī mirst zvaigznes. Vēsāks viņiem tikai nesen atklāja brūnie punduri. Par šiem identificēja īpašs klases M-T.