Yuqori chap tomonda joylashgan. Ularning massasi 10-50 quyosh massasi () oralig'ida, maksimal radiusi 25 quyosh radiusiga () etadi. Bu noyob va sirli yulduzlar olam o'rganilayotgan mintaqadagi eng issiq, eng katta va eng yorqin narsalardan biridir.

Katta massalari tufayli ular nisbatan qisqa umr ko'rishadi (10-50 million yil) va faqat yosh kosmik tuzilmalarda mavjud, masalan, ochiq klasterlar, spiral galaktikalar va tartibsiz galaktikalar. Ular deyarli hech qachon spiral va elliptik galaktikalarning yadrolarida yoki eski jismlar deb hisoblanadigan sharsimon klasterlarda topilmaydi.

Ularning kamyobligi va qisqa umrlariga qaramay, ko'k supergigantlar ko'pincha ko'rinadigan yulduzlar orasida topiladi yalang'och ko'z bilan; ularning ajralmas yorqinligi ularning kichik sonlarini qoplaydi.

Supergiantsning o'zaro aloqasi

Moviy supergigantlar bu "o'lish" jarayonining ma'lum bir bosqichida bo'lgan massiv yulduzlardir. Ushbu fazada yulduz yadrosida yuzaga keladigan termoyadro reaktsiyalarining intensivligi pasayadi, bu esa yulduzning siqilishiga olib keladi. Sirt maydonining sezilarli pasayishi natijasida radiatsiyalangan energiyaning zichligi oshadi va bu o'z navbatida sirtni isitishga olib keladi. Massiv yulduzning bunday siqilishi qizil supergigantning ko'k rangga aylanishiga olib keladi. Teskari jarayon ham mumkin - ko'k supergigantni qizil rangga aylantirish.

Qizil supergigantning yulduz shamoli zich va sekin bo'lsa-da, ko'k supergigantdan shamol tez, ammo kam uchraydi. Agar siqilish natijasida qizil supergigant ko'k rangga aylansa, u holda tezroq shamol ilgari chiqarilgan sekin shamol bilan to'qnashadi va chiqarilgan materialning ingichka qobiqqa aylanishiga olib keladi. Ko'rilgan deyarli barcha ko'k supergigantlarning o'xshash qobig'i bor, bu ularning ilgari qizil supergigantlar ekanliklarini tasdiqlaydi.

Rivojlanayotganda, yulduz bir necha bor qizil supergigantdan (sekin, zich shamol) ko'k supergigantga (tez, kam shamol) va aksincha, yulduz atrofida konsentrik xira qobiqlarni yaratishi mumkin. Oraliq fazada yulduz Shimoliy yulduz kabi sariq yoki oq rangda bo'lishi mumkin. Qoida tariqasida, massiv yulduz o'zining mavjudligini o'ta yangi yulduz portlashi bilan tugatadi, ammo massasi sakkizdan o'n ikki quyosh massasiga qadar bo'lgan juda oz miqdordagi yulduzlar portlamaydi, aksincha rivojlanib, oxiri kislorodli neon oq mittilarga aylanadi. Ushbu oq mittilar qanday qilib va \u200b\u200bnima uchun yulduzlardan paydo bo'lganligi aniq aniqlanmagan, ular nazariy jihatdan evolyutsiyani kichik bir yangi portlash bilan yakunlashi kerak. Ikkala ko'k va qizil supergigantlar o'ta yangi yulduzlarga aylanishi mumkin.

Ko'pincha massiv yulduzlar qizil supergigantlar holatidadir, shuning uchun biz ko'k yulduzlarga qaraganda ko'proq qizil supergigantlarni, aksariyat yangi yulduzlar esa qizil supergigantlardan kelib chiqadi. Ilgari astrofiziklar barcha o'ta yangi yulduzlar qizil supergigantlardan kelib chiqqan deb taxmin qilishgan, ammo SN 1987A supernovasi ko'k supergigantdan yaratilgan va shuning uchun bu taxmin noto'g'ri edi. Ushbu voqea, shuningdek, yulduz evolyutsiyasi nazariyasining ba'zi qoidalarini qayta ko'rib chiqishga olib keldi.

Moviy Supergianantlarga misollar

Kesish paneli

Bunga eng mashhur misol Rigel (beta Orion), Orion yulduz turkumidagi eng yorqin yulduz bo'lib, uning massasi Quyoshnikidan qariyb 20 baravar va yorqinligi 14000 marta Quyoshnikidan ko'proqdir.

Gamma yelkanlari

Gamma yelkanlari (Regor) - katta ko'k supergigant. Quyoshning massasidan 30 marta massaga ega. Regor - unchalik emas katta yulduz. Uning diametri quyoshdan 8 baravar katta. Regor yorqinligi - 10 600 ta quyosh yorqinligi

Alfa jirafasi

Zeta Orion

Tau Katta It

Zeta poop

tern Stern - yorqinligi 870,000 Quyoshning yorqin yulduzli katta ko'k yulduz. Zeta Korma Quyoshnikidan 59 baravar katta. O90 spektral sinfiga ega. Bu ko'k gipergigant.

Shuningdek qarang

• Qizil supergigant

Yulduzlar
Evolyutsiya
Protestorlar
Turlari
Qoldiqlar
"Yulduzcha"
Bino
Nukleosintez
Xususiyatlari
Ro‘yxatlar

Vikimedia Jamg'armasi. 2010 yil.

Yalang'och ko'z bilan, va bundan ham ko'proq, durbin yoki teleskop yordamida kuzatishda yulduzlarning rangi turlicha bo'lishini payqash oson. Yulduzlarning rangi asosan ularning ko'rinadigan yuzasining harorati bilan belgilanadi. Shunday qilib, T tipidagi juda kam uchraydigan ko'k-oq yulduzlarning sirt harorati 40,000 K atrofida, eng sovuq, to'q qizil yulduzlar esa 3000 K ni tashkil qiladi. Bunga misol qilib qizg'ish to'q qizil rang bilan tanilgan Cefey yulduzi keltirilgan. "Anor yulduzi." Tabiiyki, ham issiqroq, ham sovuqroq yulduzlar bor, ammo kamroq. Jadvalda bir nechta eng yorqin yulduzlarning ranglari ko'rsatilgan; To'g'ri, yulduzlar ranglarining soyalarini aniqlashda nomuvofiqliklar bo'lishi mumkin, chunki bu jihozlar va kuzatuvchining qarashlariga bog'liq. Umuman olganda, yalang'och ko'z bilan xira yulduzlarning rangini aniqlash juda qiyin, fotosuratlarda esa uni osongina ajratib ko'rsatish mumkin. Shubhasiz, katta diafragma yordamida teleskop yordamida kuzatishda yulduzlarning rangini aniqlash osonroq. Biroq, shuni yodda tutish kerakki, kuzatuvchilar rangni boshqacha qabul qilishadi: ba'zi ko'zlarda u ko'k nurlarga nisbatan sezgir va qizil yulduzlarni yoki aksincha ularni ajratish qiyin. Shuningdek, qizil yulduzlar ularga uzoqroq qarashlari bilan yorqinroq bo'lib ko'rinishi qayd etildi (o'zgaruvchan yulduzlarning tadqiqotchilari ayniqsa katta qiyinchiliklarga olib keladi). Ikkilik yulduzlarda ko'pincha ranglarning juda qiziqarli kombinatsiyalari uchraydi, ammo bu ko'p jihatdan kontrast effekti natijasida yuzaga keladigan o'ziga xos optik xayoldir.

Sahifaning yuqori qismiga o'ting

Spektral sinflar

Yulduzlar kataloglarida, odatda boshqa parametrlar qatori, spektral sinflar ko'rsatilgan, bu ma'lum yutilish chizig'ining yulduz spektrida bo'lishi va uning intensivligi bilan belgilanadi. Spektrning bu xususiyatlari yulduzning sirt harorati va tegishli spektr chizig'i uchun "javobgar" bo'lgan kimyoviy elementlarning mavjudligiga bog'liq bo'lganligi sababli, spektral sinf yulduz rangini uning rangiga qaraganda aniqroq aniqlash imkonini beradi. Spektral sinflar ketma-ketligi harorat ketma-ketligiga to'g'ri keladi va ushbu ketma-ketlikda haroratni pasayish tartibida joylashtirilgan yulduzlar O, B, A, F, G, K, M harflari bilan ko'rsatilgan (bu ketma-ketlikni eslab qolishni osonlashtiradigan mnemik iboralar so'zlarining birinchi harflari: “O Be go'zal qiz bo'l meni, meni o'p ”, tarjima qilingan:“ Oh, yaxshi qiz bo'l, meni o'p ”). R, N, S, C, WN, WC harflari bilan belgilangan bir nechta qo'shimcha spektral sinflar mavjud, ular o'z ichiga oladi. noyob yulduzlar kimyoviy tarkibidagi og'ish bilan. Har bir spektral sinf o'nta kichik sinflarga bo'linadi va tegishli harfga 0 dan 9 gacha (issiqdan sovuqgacha) raqamlarni qo'shadi. Shunday qilib, barcha yulduzlar O5 dan M8 gacha bo'lgan spektral sinflarga bo'lingan. Quyoshning sirt harorati 6000 K atrofida, G2 spektral sinfidagi yulduzlarga tegishli. Yulduzlar shuningdek kattaligi va yorqinligi bo'yicha ham tasniflanadi - 1 sekund ichida yulduzning butun yuzasi orqali chiqadigan energiya miqdori. Shunday qilib, radiusi Mars orbitasining radiusidan oshib ketgan Antares tipidagi yulduzlar (Chayonlar) supergigantlardir; yorqinligi juda kam, yulduz kattaligi bo'yicha Yerdan oshmaydigan oq yulduzlar oq mitti.

Sahifaning yuqori qismiga o'ting

Yulduz kattaliklari va yulduzlargacha bo'lgan masofalar

Yulduzning ravshanligi kattalik bilan baholanadi. Shunday qilib, birinchi kattalikdagi yulduz sifatida ko'z bilan ko'riladigan yulduz ikkinchi kattalikdagi yulduzdan deyarli ikki baravar yorqinroq, bu o'z navbatida uchinchi kattalikdagi yulduzga qaraganda va hokazo. To'g'ri o'lchovlar shuni ko'rsatdiki, bitta kattalikdagi yorqinlik farqi 2,512: 1 nisbatiga to'g'ri keladi. Ko'zlar va miyaning bu aloqasi yorqinlikda sezgir sakrash sifatida qabul qilinadi. Yulduz kattaliklari va yulduzlarning yorqinlik nisbati o'rtasidagi bog'liqlikni eslash osonroq, chunki birinchi kattalikdagi yulduz oltinchi kattalikdagi yulduzdan 100 baravar yorqinroqdir. Bundan tashqari, ba'zi yorqin yulduzlarning kattaligini bilish foydalidir (jadvalga qarang). Jadvaldan ko'rinib turibdiki, eng ko'p yorqin yulduzlar   manfiy kattalik qiymatlariga ega. Amalda, odatda, siz hech bo'lmaganda yulduzli osmonning ba'zi tanlangan qismlarida yulduzlar kattaligining aniq qiymatlarini bilishingiz kerak. Odatda, bu ma'lumotlar burjlardagi kichik standart osmon qismlarining xaritalarida aks etadi Kichik Ursa, Janubiy xoch   va Pleiades.

Zamonaviy texnologiyalarning barcha yutuqlariga qaramay, yulduzlarga masofani aniqlash hali ham astronomiyaning eng qiyin vazifalaridan biri hisoblanadi. Yulduzlarga masofa shunchalik kattaki, na kilometrlarga, na hatto astronomik birliklar (a.u.). Astronomlar yorug'lik yili (muqaddas yil) kabi masofaviy birliklardan foydalanadilar, ammo ko'pincha parsec (dona; parallaks ikkinchi so'z bilan qisqa) bu Yer orbitasining radiusi 1 a ga teng bo'lgan masofadir. e., 1 "burchak ostida ko'rinadi (boshq boshq). 1 dona \u003d 3.216 St. G. \u003d 206265 a.s. \u003d; 3.1 10" km. Galaktik va ekstragalaktik astronomiya uchun masofaning kattaroq birliklari ham ishlatiladi: kiloparsek (1 kpc \u003d 1000 dona) va megaparsek (1 Mpc \u003d \u003d i 000000 dona).

Erdan kuzatishlar natijasida aniqlanadigan kattalik ko'rinadigan kattalik deyiladi (t harfi bilan belgilanadi). Ko'rinib turgan kattalik nafaqat yulduzning ichki yorqinligiga (uning yorqinligiga), balki undan oldingi masofaga ham bog'liq.Shunday qilib, yorqinligi yuqori bo'lgan, ammo juda uzoq masofada joylashgan yulduz kuchsiz yulduz tomonidan ko'rinadi, yorqinligi past yulduz ham, yaqinroq joylashgan. Yulduzlarning haqiqiy yorqinligi (ularning yorqin qiymatlari) to'g'risida tasavvurga ega bo'lish uchun ular Yerdan 10 km teng masofada aqliy joylashtirilgan, keyin ularning kattaliklari mutlaq kattaliklar deb hisoblanadi ( harfi M choy), ular, masofa Jadvalda ko'rinib turganidek yulduzlar th yorqinligini qarab emas, zohiriy va mutlaq kattaligi orasidagi farq haqiqiy bo'lishi mumkin hayratlanarli tavsiflovchi !.

Har qanday yulduz - sariq, ko'k yoki qizil - bu issiq gaz to'pi. Yoritgichlarning zamonaviy tasnifi bir necha parametrlarga asoslanadi. Bularga sirt harorati, hajmi va yorqinligi kiradi. Toza kechada ko'rinadigan yulduz rangi asosan birinchi parametrga bog'liq. Eng issiq yoritgichlar ko'k yoki hatto ko'k, eng sovuqlari qizil rangda. Quyida keltirilgan misollar sariq rangdagi yulduzlar harorat shkalasida o'rta o'rinni egallaydi. Yoritgichlar orasida quyosh bor.

Farqlar

Turli xil haroratgacha qizdirilgan jismlar teng bo'lmagan to'lqin uzunligidan yorug'lik chiqaradi. Odamning ko'zi bilan aniqlanadigan rang ushbu parametrga bog'liq. To'lqin uzunligi qanchalik qisqa bo'lsa, tanani qizdiradi va uning rangi oq va ko'k rangga yaqinroq bo'ladi. Bu yulduzlar uchun ham to'g'ri.

Qizil chiroqlar eng sovuq. Ularning sirt harorati atigi 3 ming darajaga etadi. Bizning Quyosh kabi sariq yulduz allaqachon issiqroq. Uning fosferasi 6000º gacha qiziydi. Oq yoritgichlar yanada qizg'ish - 10 dan 20 ming darajagacha. Va nihoyat, ko'k yulduzlar eng issiq. Ularning sirt harorati 30 dan 100 ming darajagacha.

Umumiy tavsif

Sariq mitti xususiyatlari

Kichkina yoritgichlar ta'sirchan umr ko'rish bilan ajralib turadi. bu parametr 10 milliard yil. Endi quyosh taxminan hayot tsiklining o'rtasida, ya'ni asosiy ketma-ketlikdan chiqib, qizil gigantga aylanguncha, taxminan 5 milliard yil qoladi.

Sariq va "mittilar" turiga mansub yulduzning o'lchamlari quyoshnikiga o'xshash. Bunday yoritgichlarning energiya manbai vodoroddan geliy sintezidir. Vodorod yadroda tugashi va geliyning yonishi boshlanganidan keyin ular evolyutsiyaning keyingi bosqichiga o'tadilar.

Quyoshdan tashqari, sariq mittilarga A, Shimoliy tojning Alfa, Mu Bootes, Tau Ceti va boshqa yoritgichlar kiradi.

Sariq subgiantslar

Quyoshga o'xshash yulduzlar, vodorod yoqilg'i tugagandan so'ng, o'zgarishni boshlaydilar. Geliy yadroda yonib ketganda, yorug'lik kengayadi va aylanadi, ammo bu bosqich darhol boshlanmaydi. Birinchidan, tashqi qatlamlar kuyishni boshlaydi. Yulduz allaqachon Bosh ketma-ketlikni tark etgan, ammo u hali kengaymagan - u sub-gigant bosqichida. Bunday yulduzning massasi odatda 1 dan 5 gacha

Sariq subgiantning bosqichi yanada ta'sirchan yulduzlardan ham o'tishi mumkin. Biroq, ular uchun bu bosqich kamroq aniq. Bugungi kunda eng mashhur subgiant Procyon (Alpha Small Dog).

Haqiqiy kamyoblik

Sariq yulduzlar, ularning nomlari yuqorida berilgan va koinot turlarida juda keng tarqalgan. Aks holda, gipergianlar bilan bog'liq vaziyat. Bu eng gigantlar, eng qiyin, eng yorqin va eng katta hisoblangan va ayni paytda eng qisqa umr ko'rganlar. Mashhur gipergianlarning aksariyati yorqin ko'k o'zgaruvchilardir, ammo ular orasida oq, sariq yulduzlar   va hatto qizil ranglar.

Bunday noyob kosmik jismlar, masalan, Ro Kassiopiyani o'z ichiga oladi. Bu sariq gipergigi, yorqinligi Quyoshdan 550 ming marta oldinda. Bu bizning sayyoramizdan 12000 km masofada joylashgan va aniq bir kechada uni yalang'och ko'z bilan ko'rish mumkin (yorqinligi - 4,52 m).

Supergianlar

Gipergigantlar bu supergigantlarning alohida holati. Ikkinchisiga sariq yulduzlar ham kiradi. Ular, astronomlarning fikriga ko'ra, ko'kdan qizil supergigantga qadar armatura evolyutsiyasida o'tish davri. Shunga qaramay, sariq supergigant sahnasida yulduz uzoq vaqt mavjud bo'lishi mumkin. Qoida tariqasida, evolyutsiyaning ushbu bosqichida yoritgichlar o'lmaydi. Kosmosni o'rganish davomida sariq supergigantlar tomonidan yaratilgan atigi ikkita o'ta yangi yulduz qayd etildi.

Bunday yoritgichlarga Canopus (Alpha Kiel), Rastaban (Beta Ajdaho), Beta Aquarius va boshqa narsalar kiradi.

Ko'rib turganingizdek, Quyosh singari sariq rangdagi har bir yulduz o'ziga xos xususiyatlarga ega. Biroq, har bir narsada umumiy narsa bor - bu fosferani ma'lum haroratga qizdirish natijasida hosil bo'ladigan rang. Bunga qo'shimcha ravishda, bunday yoritgichlarga Epsilon Shild va Beta Raven (yorqin gigantlar), Janubiy Uchburchak Delta va Beta Ziraffa (supergianlar), Kapella va Vindemiatrix (gigantlar) va boshqa ko'plab kosmik jismlar kiradi. Shuni ta'kidlash kerakki, ob'ektni tasniflashda ko'rsatilgan rang har doim ham ko'rinadiganga mos kelmaydi. Bu yorug'likning haqiqiy soyasi gaz va chang tufayli, shuningdek atmosferadan o'tgandan keyin buzilganligi sababli ro'y beradi. Spektrograf apparati astrofiziklarning rangini aniqlash uchun ishlatiladi: u inson ko'ziga qaraganda ancha aniq ma'lumot beradi. Uning sharofati bilan olimlar bizdan juda uzoq masofalarda joylashgan ko'k, sariq va qizil yulduzlarni ajrata oladilar.

Asaringizni yozish qancha turadi?

   Ish turini tanlang Tezis (bakalavr / mutaxassis) Dissertatsiyaning bir qismi Amaliyot bilan magistratura kursi Kurs nazariyasi Insho Insholar Sinov maqsadi Sertifikatlash ishlari (VAR / WRC) Biznes reja Imtihon savollari MBA diplom diplom ishi (kollej / texnik maktab) Boshqa holatlar laboratoriyasi Ish, RGR On-layn yordam Amaliyot haqida hisobot Ma'lumotni qidirish PowerPoint taqdimoti Magistratura uchun referat Diplom uchun qo'shimcha materiallar Maqolalar Test rasmlari batafsilroq »

Rahmat, sizga elektron pochta xabari yuborildi. Pochtangizni tekshiring.

15% chegirma uchun reklama kodini xohlaysizmi?

SMS oling
   reklama kodi bilan

Muvaffaqiyatli!

?Rahbar bilan suhbat paytida reklama kodini xabardor qiling.
   Reklama kodi birinchi tartibda bir marta qo'llanilishi mumkin.
   Reklama kodining ishlash turi " diplom ishi".

Yulduzlar

Yalang'och ko'z bilan, va bundan ham ko'proq, durbin yoki teleskop yordamida kuzatishda yulduzlarning rangi turlicha bo'lishini payqash oson. Yulduzlarning rangi asosan ularning ko'rinadigan yuzasining harorati bilan belgilanadi. Shunday qilib, t, Orion tipidagi juda kam uchraydigan ko'k-oq yulduzlarning sirt harorati 40,000 K atrofida, eng sovuq va to'q qizil qizil yulduzlar esa 3000 K atrofida bo'ladi. Kuchli to'q qizil rang bilan tanilgan Cefey yulduzi deyiladi. "Anor yulduzi." Tabiiyki, ham issiqroq, ham sovuqroq yulduzlar bor, ammo kamroq. Jadvalda bir nechta eng yorqin yulduzlarning ranglari ko'rsatilgan; To'g'ri, yulduzlar rangining soyalarini aniqlashda nomuvofiqliklar bo'lishi mumkin, chunki bu jihozlar va kuzatuvchining qarashlariga bog'liq. Umuman olganda, yalang'och ko'z bilan xira yulduzlarning rangini aniqlash juda qiyin, fotosuratlarda esa uni osongina ajratib ko'rsatish mumkin. Shubhasiz, katta diafragma yordamida teleskop yordamida kuzatishda yulduzlarning rangini aniqlash osonroq. Biroq, shuni yodda tutish kerakki, kuzatuvchilar rangni boshqacha qabul qilishadi: ba'zi ko'zlarda u ko'k nurlarga nisbatan sezgir va qizil yulduzlarni yoki aksincha ularni ajratish qiyin. Shuningdek, qizil yulduzlar ularga uzoqroq qarashlari bilan yorqinroq bo'lib ko'rinishi qayd etildi (o'zgaruvchan yulduzlarning tadqiqotchilari ayniqsa katta qiyinchiliklarga olib keladi). Ikkilik yulduzlarda ko'pincha ranglarning juda qiziqarli kombinatsiyalari uchraydi, ammo bu ko'p jihatdan kontrast effekti natijasida yuzaga keladigan o'ziga xos optik xayoldir.

Ba'zi yulduzlarning ranglari
Yulduz	Sarlavha	Rangi
a) ko'taruvchi	Chapel		sariq
a Botlarni	Arkturus		to'q sariq sariq
a kichik it	Sirius		mavimsi oq
m Cefey	"Anor yulduzi"		to'q qizil
a Lira	Vega		mavimsi oq
a Scorpio	Antares		qizil
a Toros	Aldebaran		to'q sariq

Spektral sinflar

Yulduz kataloglarida, odatda boshqa parametrlar qatori, spektral sinflar ko'rsatilgan, bu ma'lum bir yutilish chizig'ining yulduz spektrida bo'lishi va uning intensivligi bilan belgilanadi. Spektrning bu xususiyatlari yulduzning sirt harorati va tegishli spektr chizig'i uchun "javobgar" kimyoviy elementlarning mavjudligiga bog'liq bo'lganligi sababli, spektral sinf yulduz rangini uning rangiga qaraganda aniqroq aniqlash imkonini beradi. Spektral sinflar ketma-ketligi harorat ketma-ketligiga to'g'ri keladi va ushbu ketma-ketlikda haroratni pasayish tartibida joylashtirilgan yulduzlar O, B, A, F, G, K, M harflari bilan ko'rsatilgan (bu ketma-ketlikni eslab qolishni osonlashtiradigan mnemik iboralar so'zlarining birinchi harflari: “O Be go'zal qiz bo'l meni, meni o'p ”, tarjima qilingan:“ Oh, yaxshi qiz bo'l, meni o'p ”). R, N, S, C, WN, WC harflari bilan belgilangan bir nechta qo'shimcha spektral sinflar mavjud bo'lib, ular orasida kimyoviy tarkibidagi og'ish kam uchraydigan yulduzlar mavjud. Har bir spektral sinf o'nta kichik sinflarga bo'linadi va tegishli harfga 0 dan 9 gacha (issiqdan sovuqgacha) raqamlarni qo'shadi. Shunday qilib, barcha yulduzlar O5 dan M8 gacha bo'lgan spektral sinflarga bo'lingan. Quyoshning sirt harorati 6000 K atrofida, G2 spektral sinfidagi yulduzlarga tegishli. Yulduzlar shuningdek kattaligi va yorqinligi bo'yicha ham tasniflanadi - 1 sekund ichida yulduzning butun yuzasi orqali chiqadigan energiya miqdori. Shunday qilib, radiusi Mars orbitasining radiusidan oshib ketgan Antares tipidagi yulduzlar (Chayonlar) supergigantlardir; yorqinligi juda kam, yulduz kattaligi bo'yicha Yerdan oshmaydigan oq yulduzlar oq mitti.

Yulduz kattaliklari va yulduzlargacha bo'lgan masofalar

Yulduzning ravshanligi kattalik bilan baholanadi. Shunday qilib, birinchi kattalikdagi yulduz sifatida ko'z bilan ko'riladigan yulduz ikkinchi kattalikdagi yulduzdan deyarli ikki baravar yorqinroq, bu o'z navbatida uchinchi kattalikdagi yulduzdan ham yorqinroq va hokazo. To'g'ri o'lchovlar shuni ko'rsatdiki, bitta kattalikdagi yorqinlik farqi 2,512: 1 nisbatiga to'g'ri keladi. Ko'zlar va miyaning bu aloqasi yorqinlikda sezgir sakrash sifatida qabul qilinadi. Yulduz kattaliklari va yulduzlarning yorqinlik nisbati o'rtasidagi bog'liqlikni eslash osonroq, chunki birinchi kattalikdagi yulduz oltinchi kattalikdagi yulduzdan 100 baravar yorqinroqdir. Bundan tashqari, ba'zi yorqin yulduzlarning kattaligini bilish foydalidir (jadvalga qarang). Jadvaldan ko'rinib turibdiki, eng yorqin yulduzlar salbiy kattaliklarga ega. Amalda, odatda, siz hech bo'lmaganda yulduzli osmonning ba'zi tanlangan qismlarida yulduzlar kattaligining aniq qiymatlarini bilishingiz kerak. Odatda, bunday ma'lumotlar Ursa Minor, Janubiy Xoch va Pleiades burjlaridagi kichik standart osmon qismlarining xaritalarida keltirilgan.

Zamonaviy texnologiyalarning barcha yutuqlariga qaramay, yulduzlarga masofani aniqlash hali ham astronomiyaning eng qiyin vazifalaridan biri hisoblanadi. Yulduzlar orasidagi masofa shunchalik kattaki, na ularni na na astronomik birliklar, balki ularni o'lchash ham o'rinli emas. Astronomlar yorug'lik yili (muqaddas yil) kabi masofaviy birliklardan foydalanadilar, ammo ko'pincha parsec (dona; parallaks ikkinchi so'z bilan qisqa) bu Yer orbitasining radiusi 1 a ga teng bo'lgan masofadir. e., 1 "burchak ostida ko'rinadi (boshq boshq). 1 dona \u003d 3.216 St. G. \u003d 206265 a.s. \u003d; 3.1 10" km. Galaktik va ekstragalaktik astronomiya uchun masofaning kattaroq birliklari ham ishlatiladi: kiloparsek (1 kpc \u003d 1000 dona) va megaparsek (1 Mpc \u003d \u003d i000000 dona).

Erdan kuzatishlar natijasida aniqlanadigan kattalik ko'rinadigan kattalik deyiladi (t harfi bilan belgilanadi). Ko'rinib turgan kattalik nafaqat yulduzning ichki yorqinligiga (uning yorqinligiga), balki undan oldingi masofaga ham bog'liq.Shunday qilib, yorqinligi yuqori bo'lgan, ammo juda uzoq masofada joylashgan yulduz kuchsiz yulduz tomonidan ko'rinadi, yorqinligi past bo'lgan yulduz esa yaqinroq joylashgan. Yulduzlarning haqiqiy yorqinligi (ularning yorqin qiymatlari) haqida tasavvurga ega bo'lish uchun, ular aqliy ravishda Erdan 10 km teng masofada joylashadi, keyin ularning kattaliklari mutlaq kattaliklar deb hisoblanadi ( harfi M choy), ular, masofa Jadvalda ko'rinib turganidek yulduzlar th yorqinligini qarab emas, zohiriy va mutlaq kattaligi orasidagi farq haqiqiy bo'lishi mumkin hayratlanarli tavsiflovchi !.

Adabiyotlar ro'yxati

S. Dunlogg "Yulduzli osmonning ABC" 1990 yil

O'xshash insholar:

Burjning asosiy yulduzi - Shimoliy yulduz - bu uning diqqatga sazovor joyidir. Shimoliy Yulduzning mashhurligi nafaqat uning jismoniy xususiyatlari, balki dunyoning Shimoliy qutbiga yaqinligi bilan ham bog'liq.

Asosiy yulduzlarning tavsifi.

Yulduzlar ko'plab jismoniy ob'ektlar singari, muvozanat holatida aylana oladi. Eng oddiy holatda, bular sharsimon nosimmetrik pulsatsiyalardir

Gerkules yulduz turkumi, avvalambor, ushbu yulduz turkumida joylashganligi sababli, barchamiz doimo uchib yuradigan xayoliy nuqtadir. quyosh tizimi   quyosh tomonidan boshqarildi.

Yulduzli osmonga qarab, yulduzlarning yorqinligi yoki astronomlarning ta'kidlashicha, ularning ravshanligi bilan farq qilishi mumkin. Eng yorqin yulduzlar 1-darajali yulduzlar deb nomlanishiga rozi bo'lishdi.

Butalar turkumining asosiy yulduzi - Arcturus, kun davomida teleskop yordamida birinchi bo'lib ko'ringan. Buni 1635 yilda Galileyning zamondoshi, fransuz astronomi Moren qilgan.

1946 yil 9-fevral kuni ertalab soat 5 da Amur temir yo'l liniyasi xodimi Aleksey Stepanovich Kamenchuk Shimoliy toj burjida notanish yulduzni payqadi. U hatto yulduz turkumining asosiy yulduzi Gemmadan ham engilroq edi.

Yulduzlar haqida

Tinglang! Axir, yulduzlar yorishsa -

xo'sh - bunga kimdir kerakmi?

Demak - bu zarur,

har oqshomgacha

tomlar ustida

kamida bitta yulduz yonib ketdi ?!

Ikkala fizik ham, lirik ijodkorlar ham yulduzlar haqida gapirishga qiziqishmoqda va rassomlar o'zlarining suratlarida yulduzli osmonni egallashga harakat qilishmoqda.
Ammo tungi osmonda miltillovchi yulduzlarga qoyil qolgan holda, biz ba'zan yulduzlar uzoq, ulkan va rang-barang olamlarni eslaymiz.

Yulduzlar nima?
Astronomiya yulduzi- Quyosh bilan bir xil bo'lgan massiv nurli gaz to'pi.
   Yulduzlar gravitatsion siqilish natijasida gaz-chang muhitidan (asosan vodorod va geliydan) hosil bo'ladi.
   Yulduzlar bir-biridan massasi, emissiya spektri va evolyutsion bosqichlarida farq qiladi.
   Mana, yulduzlar

Spektral sinflar
   Spektral sinfga ko'ra, yulduzlar issiq ko'kdan sovuq qizilgacha o'zgarib turadi, va ularning massasi 0,0767 dan 300 Quyosh massasiga qadar. Yulduz yorqinligi va rangi uning sirt harorati va massasiga bog'liq. Spektral sinflar - issiqdan sovuqgacha: (O, B, A, F, G, K, M).

Yulduzlar jadvali
   20-asr boshlarida Xerttsprung va Rassel “ Mutlaq kattalik"-" spektral sinf"Turli yulduzlar, va ularning aksariyati tor egri bo'ylab guruhlanganligi ma'lum bo'ldi - asosiy ketma-ketlik   yulduzlar.

   Bizning Quyosh ham asosiy ketma-ketlikda - spektral G sinfiga xos yulduz, sariq mitti.
   Yulduz sinfining belgilanishi: birinchi navbatda spektral sinf harf belgisi, so'ngra arab raqamlaridagi spektral kichik sinf, so'ngra Rim raqamlaridagi yorqinlik klassi (diagrammadagi maydon raqami) keladi. Quyosh G2V sinfiga ega.

Asosiy ketma-ketlik yulduzlari
   Bu yulduzlar hayotidagi bosqichda radiatsiya energiyasi uning markazida oqayotgan energiya, termoyadro reaktsiyasi bilan to'liq qoplanadi. Bunday yulduzlarning porlashi reaktsiya turiga qarab har xil bo'lishi mumkin.
   Ushbu sinfda olimlar yulduzlarning quyidagi turlarini ajratib ko'rsatishadi: O-ko'k, B- oq-ko'k, A-oq,F-   oq va sariq;G-   sariq; K - to'q sariq; M-qizil.
Moviy yulduzlar eng yuqori haroratga ega, qizil yulduzlar esa eng past. Quyosh sariqyulduzlarning xilma-xilligi, uning yoshi biroz tugadi 4,5 milliard yil.
   Gigantlar diametri va massasi Quyoshnikidan o'n minglab marta kattaroq armatura deb hisoblanadi.
Aytgancha, eslab qolishyulduzlar sinflari quvnoq mnemonic ibora: Bitta inglizcha xurmo sabzi kabi chaynaydi (O, B, A, F, G, K, M) ..

Ma'lum bo'lishicha, yulduzlarning xilma-xilligi ko'zgu miqdoriy   yulduzlarning xususiyatlari (massasi, kimyoviy tarkibi) va evolyutsion bosqich   yulduz hozirda joylashgan.
Yulduz evolyutsiyasi Astronomiyada yulduz hayot davomida sodir bo'ladigan o'zgarishlar ketma-ketligi.
Uchun yulduz   mening hayotim million va milliardlab yillar   evolyutsiyaning eng turli bosqichlaridan o'tadi ...

Quyoshning evolyutsiyasi

Yulduz ulkan yulduzdan Oq mitti yoki Qizil gigantga aylanishi mumkin, so'ngra yangi yulduzni yoqib yuborishi yoki dahshatli qora tuynukka aylanishi mumkin.
   Ushbu o'zgarishlar qanday amalga oshiriladi?

Yulduz evolyutsiyasi
   Har bir ona samoviy jism   Siz tortishish kuchi deb atashingiz mumkin, va otasi - moddaning siqilishga qarshilik.
Yulduz hayotini boshlaydiyulduzlararo gaz bulutiga o'xshab, o'z tortishish kuchi ta'sirida to'planib, to'p shaklini oladi. Siqilganida tortishish energiyasi issiqlikka o'tadi va harorat ko'tariladi.
Markazdagi harorat 15-20 ga tushganda   million, termoyadro reaktsiyalari boshlanadi va siqishni to'xtaydi. Ob'ekt to'liq yulduzga aylanadi!
Moviy gigant   - spektral sinf yulduzi O   yoki B. Bu yosh issiq massiv yulduzlar. Moviy gigantlarning massalari 10–20 Quyosh massasiga etadi va yorqinligi quyoshdan ming baravar katta.
Birinchi bosqichda   Yulduz hayotida vodorod aylanishi reaktsiyalari ustunlik qiladi. Yulduz markazidagi barcha vodorod geliyga aylanganda, termoyadro reaktsiyalari to'xtaydi.

Qizil gigant   - yulduz evolyutsiyasi bosqichlaridan biri.
   Yulduzning diametri uning yadrosida vodorod yoqilganda ortadi. Issiq gazlarning porlashi qizil rangni oladi va ularning harorati nisbatan past bo'ladi.

Yulduzlar reaktsiyalari paytida va o'ziga xos tortishish kuchini muvozanatlashganda hech qanday bosim bo'lmasdan siqishni boshlaydi. Harorat va bosim ko'tariladi.
Yiqilish   geliy ishtirokidagi termoyadro reaktsiyalari taxminan 100 million haroratda boshlanguncha davom etadi.
Yangilangan termoyadroviy yonishmoddalar, geliy, yulduzning dahshatli kengayishiga olib keladi, uning hajmi 100 baravar ko'payadi! Yulduz qizil gigantga aylanadi va geliyni yoqish fazasi bir necha million yil davom etadi.

Qizil devlar va supergigantlar- past haroratli (3000 - 5000 K) yulduzlar, ammo yorqinligi bilan. Bunday jismlarning mutlaq kattaligi −3m - 0m, va nurlanishining maksimal qiymati infraqizil   oralig'i.
   Deyarli barchasi qizil gigantlar   o'zgaruvchan yulduzlar.
   Keyinchalik geliyning termoyadro konversiyasi sodir bo'ladi (geliy uglerodga, uglerod kislorodga, kislorod kremniyga, oxirida kremniy temirga aylanadi).
Qizil mitti
Kichik, sovuq qizil mittilar vodorod zaxiralarini asta-sekin yoqib yuboradi va milliardlab yillar davomida shunday bo'lib qoladi va massiv supergigantlar paydo bo'lganidan keyin bir necha million yil ichida o'zgaradi.
O'rta kattalikdagi yulduzlarquyosh kabi, taxminan 10 milliard yil davomida asosiy ketma-ketlikda qoladi.
   Geliydan keyin uglerod va kislorod yonadi; bu yulduzning kuchli tarkibiy tuzilishini keltirib chiqaradi. Yulduz atmosferasi kattalashadi va oqim oqim shaklida gaz yo'qotishni boshlaydi yulduz shamoli.

Oq mitti yoki qora tuynukmi?
   Yulduzning taqdiri uning boshlang'ich massasiga bog'liq.
   Yulduz yadrosi uning evolyutsiyasini tugatishi mumkin:
   qanday qilib oq mitti   (massasi past yulduzlar)
   qanday qilib neytron yulduz (pulsar)   - agar uning massasi Chandrasekhar chegarasidan oshsa,
   Xo'sh qanday qora tuynuk   - agar massa Oppenheimer - Volkov chegarasidan oshsa.
   So'nggi ikki holatda, yulduzlar evolyutsiyasi tugashi katastrofik hodisalar bilan birga keladi - o'ta yangi portlashlar.

Oq mittilar
   Yulduzlarning aksariyati, shu jumladan Quyosh, o'zlarining evolyutsiyasini yakunladilar va to shu kungacha qisqarishmoqda buzilgan yadro bosimi tortish kuchini muvozanatlashtirmaydi .

   Bu holatda yulduz kattaligi yuzga kamayganda   marta va zichligi million marta oshadi   suv zichligiga qarab yulduz deyiladi oq mitti. U energiya manbalaridan mahrum va sovutish bo'ladi qorong'i va ko'rinmas.

Yangi yulduz   - kataklizmik o'zgaruvchilar turi. Ularning yorqinligi o'ta yangi yulduzlardagidek keskin o'zgarmaydi (amplituda 9 m bo'lishi mumkin).

Yangi yulduzlar- katastrofik portlash jarayonida evolyutsiyasini yakunlovchi yulduzlar. "O'ta yangi yulduzlar" atamasi "yangi yulduzlar" dan kuchliroq porlagan yulduzlarning nomi edi. Aslida, ularning hammasi yangi emas, mavjud yulduzlar chaqnaydi. Ammo ba'zida ilgari osmonda ko'rinmaydigan yulduzlar miltillaydi, bu esa yangi yulduz paydo bo'lishining ta'sirini yaratdi.

Gipernova— og'ir yulduz qulashitermoyadroviy reaktsiyalarni qo'llab-quvvatlash uchun boshqa manbalar qolmaganidan keyin; juda katta yangi yulduz. Ushbu atama 100 yoki undan ortiq Quyosh massasiga ega yulduzlarning portlashlarini tasvirlash uchun ishlatiladi.

O'zgaruvchan yulduz   - Bu butun kuzatish tarixida hech bo'lmaganda bir marta yorqinligi o'zgargan yulduz. O'zgaruvchanlikning sabablari juda ko'p. Masalan, agar yulduz juft bo'lsa, unda boshqa yulduzning diskidan o'tgan bitta yulduz uni soya qiladi.



   Ammo ko'p hollarda o'zgaruvchanlik beqaror ichki jarayonlar bilan bog'liq.

Qora tuynuk- kosmosdagi tortishish kuchi juda katta bo'lgan mintaqa, hatto yorug'lik tezligida harakatlanadigan jismlar (shu jumladan yorug'lik kvanti) ham uni tark eta olmaydi.



   Ushbu hududning chegarasi deyiladi voqea ufqi, va uning xarakterli kattaligi tortishish radiusi. Eng oddiy holatda, u tengdir shvartsdild radiusi.
R W \u003d 2G M / s 2
   bu erda c - yorug'lik tezligi, M - tananing massasi, G - tortishish doimiyligi.
………………………
Neytron yulduzi — astronomik ob'ekt, neytron yadrosi va og'ir atom yadrolarini o'z ichiga olgan nozik (km1 km) degenerat moddasining qobig'idan iborat. Neytron yulduzlarining massalarini Quyosh massasi bilan solishtirish mumkin, ammo radiusi o'nlab kilometrlarni tashkil etadi. Neytron yulduzlari tug'iladi deb ishoniladi o'ta yangi portlashlar paytida.

Shunday qilib, qisqichbaqatoros yulduz turkumidagi tumanlik, bu arab va xitoy astronomlarining 1054 yil 4-iyuldagi yozuvlariga ko'ra portlashi kuzatilgan o'ta yangi yulduzlarning qoldiqlari. Kasallik 23 kun davomida, hatto kunduzi ham yalang'och ko'z bilan ko'rindi.
Qisqichbaqa tumanligian'anaviy ranglarda (ko'k - rentgen, qizil - optik diapazon). Markazda - pulsar.

Pulsar- kosmik manba davriy   shaklda Yerga keladigan radio (radio pulsar), optik, rentgen yoki gamma nurlanish davriy pulslar.
Birinchi pulsar, neytron yulduz , 1967 yil iyun oyida E. Xewishning aspiranti Jocelyn Bell tomonidan ochilgan. U nur sochadigan narsalarni topdi radio to'lqinlarining muntazam pulslari. Keyinchalik bu hodisa aylanadigan narsadan yo'naltirilgan radio-nur sifatida tushuntirildi - o'ziga xos "kosmik mayoq". Ammo oddiy yulduzlar shunchalik yuqori aylanish tezligidan qulab tushishi mumkin edi, faqat "mayoqlar" mos edi neytron yulduzlari.
   Ushbu natija uchun Xewish 1974 yilda Nobel mukofotiga sazovor bo'ldi.
Qiziqbirinchi navbatda pulsar nomini oldi LGM-1   (Little Green erkaklar - kichik yashil erkaklar). Bu nom bu taxminlar bilan bog'liq edi   radio emissiyasining davriy pulslaribor sun'iy kelib chiqishi. Keyin erdan tashqaridagi tsivilizatsiya signallari haqidagi faraz yo'qoldi.

Cefeyidlar   - davrga aniq bog'liq bo'lgan pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchan yulduzlar klassi - yorqinligi, Cefhey yulduzi nomi bilan atalgan. Eng mashhur Cefheidlardan biri Shimoliy Yulduzdir.
Jigarrang mittilar   Bu yulduz turidir, unda yadro reaktsiyalari radiatsiya tufayli energiya yo'qotilishini qoplamagan. Ularning mavjudligi 20-asrning o'rtalarida bashorat qilingan va 2004 yilda birinchi marta jigarrang mitti topilgan.



Bugungi kunga qadar ushbu yulduzlarning etarlicha kashf qilingan, ularning spektral klassi M - T.

Qora mitti- ozgina massali, sovigan va jonsiz yulduz evolyutsiyasining yakuniy bosqichi.
......................
Boshqa kosmik ob'ektlar

Oq tuynuk
   Bu koinotdagi faraziy jismoniy ob'ekt bo'lib, unga hech narsa kirolmaydi. Oq tuynuk qora tuynukning vaqtincha qarama-qarshi tomonidir.
Kvazarlar
Kvasar- Bu nihoyatda uzoq, ekstragalaktik ob'ekt yuqori yorqinligi va kichik burchak o'lchamiga ega, galaktikaning uzoqdagi yadrosi. Bir nazariyaga ko'ra, kvazarlar rivojlanishning boshlang'ich bosqichidagi galaktikalar bo'lib, unda o'ta katta qora tuynuk atrofdagi moddalarni o'zlashtiradi.
   So'zlardan kvass istella r("Kvazi-yulduz", "yulduzga o'xshash") va (""), so'zma-so'z "kvazi-yulduz radio manbasi".

Galaktika   (Yunoncha yunon suti) - bu ulkan yulduzlar tizimi, yulduz klasterlari, yulduzlararo gaz. Tarkibdagi barcha narsalar galaktikalar   generalga nisbatan harakatda ishtirok etish