Hvis du ser nøje på nattehimlen, er det let at bemærke, at stjernerne, der ser på os, er forskellige i farve. Blålige, hvide, røde, de skinner jævnt eller flimrer som en juletræsguirlande. I et teleskop bliver farveforskelle mere tydelige. Årsagen til denne mangfoldighed ligger i fotosfærens temperatur. Og i modsætning til en logisk antagelse er de hotteste ikke røde, men blå, hvid-blå og hvide stjerner. Men først ting først.
Spektralklassifikation
Stjerner er store varme kugler af gas. Måden vi ser dem på fra Jorden afhænger af mange parametre. For eksempel blinker stjerner faktisk ikke. Det er meget let at blive overbevist om dette: det er nok at huske Solen. Den flimrende effekt opstår på grund af det faktum, at lyset, der kommer fra kosmiske kroppe til os, overvinder det interstellare medium, fuld af støv og gas. En anden ting er farve. Det er en konsekvens af opvarmningen af skallerne (især fotosfæren) til bestemte temperaturer. Den sande farve kan afvige fra den synlige, men forskellen er norm alt lille.
I dag bruges Harvard-spektralklassificeringen af stjerner over hele verden. Det er hun tilfældigvistemperatur og er baseret på formen og den relative intensitet af linjerne i spektret. Hver klasse svarer til stjernerne i en bestemt farve. Klassifikationen blev udviklet ved Harvard Observatory i 1890-1924.
Enbarberet englænder tyggede dadler som gulerødder
Der er syv hovedspektralklasser: O-B-A-F-G-K-M. Denne sekvens afspejler et gradvist fald i temperaturen (fra O til M). For at huske det er der specielle mnemoniske formler. På russisk lyder en af dem sådan: "En barberet englænder tyggede dadler som gulerødder." Der tilføjes yderligere to til disse klasser. Bogstaverne C og S angiver kolde armaturer med metaloxidbånd i spektret. Lad os se nærmere på stjerneklasser:
- Klasse O er kendetegnet ved den højeste overfladetemperatur (fra 30 til 60 tusinde Kelvin). Stjerner af denne type overstiger Solen i masse med 60 og i radius - med 15 gange. Deres synlige farve er blå. Med hensyn til lysstyrke er de mere end en million gange foran vores stjerne. Den blå stjerne HD93129A, der tilhører denne klasse, er karakteriseret ved et af de højeste lysstyrkeindekser blandt kendte kosmiske legemer. Ifølge denne indikator er den 5 millioner gange foran Solen. Den blå stjerne er placeret i en afstand af 7,5 tusinde lysår fra os.
- Klasse B har en temperatur på 10-30 tusinde Kelvin, en masse 18 gange større end Solens. Disse er hvid-blå og hvide stjerner. Deres radius er 7 gange større end solens.
- Klasse A er karakteriseret ved en temperatur på 7,5-10 tusinde Kelvin,radius og masse, der overstiger henholdsvis 2,1 og 3,1 gange Solens tilsvarende parametre. Disse er hvide stjerner.
- Klasse F: temperatur 6000-7500 K. Masse større end solen med 1,7 gange, radius - med 1,3. Fra Jorden ser sådanne stjerner også hvide ud, deres sande farve er gullig hvid.
- Klasse G: temperatur 5-6 tusinde Kelvin. Solen tilhører denne klasse. Den tilsyneladende og sande farve af sådanne stjerner er gul.
- Klasse K: temperatur 3500-5000 K. Radius og masse er mindre end solenergi, de er 0,9 og 0,8 af de tilsvarende parametre for stjernen. Set fra Jorden er farven på disse stjerner gullig-orange.
- Klasse M: temperatur 2-3,5 tusinde Kelvin. Masse og radius - 0,3 og 0,4 fra lignende parametre for Solen. Fra overfladen af vores planet ser de rød-orange ud. Beta Andromedae og Alpha Kantareller tilhører M-klassen. Den klare røde stjerne, som mange kender, er Betelgeuse (Alpha Orionis). Det er bedst at lede efter det på himlen om vinteren. Den røde stjerne er placeret over og lidt til venstre for Orions bælte.
Hver klasse er opdelt i underklasser fra 0 til 9, det vil sige fra den varmeste til den koldeste. Antallet af stjerner angiver tilhørsforhold til en bestemt spektr altype og graden af opvarmning af fotosfæren i sammenligning med andre armaturer i gruppen. Solen tilhører f.eks. klassen G2.
Visuelle hvide
Stjerneklasserne B til F kan således se hvide ud fra Jorden. Og kun genstande, der tilhører A-typen, har faktisk denne farve. Så stjernen Saif (stjernebilledet Orion) og Algol (beta Perseus) for en observatør, der ikke er bevæbnet med et teleskop, vil virkehvid. De tilhører spektralklasse B. Deres sande farve er blå-hvid. Mythrax og Procyon er også hvide, de klareste stjerner i de himmelske tegninger af Perseus og Canis Minor. Deres sande farve er dog tættere på gul (grad F).
Hvorfor er stjerner hvide for en jordisk observatør? Farven er forvrænget på grund af den store afstand, der adskiller vores planet fra lignende objekter, såvel som voluminøse skyer af støv og gas, der ofte findes i rummet.
Klasse A
Hvide stjerner er karakteriseret ved en ikke så høj temperatur som repræsentanter for O- og B-klasserne. Deres fotosfære varmer op til 7,5-10 tusinde Kelvin. Spektralklasse A stjerner er meget større end Solen. Deres lysstyrke er også større - omkring 80 gange.
I spektrene for A-stjerner er hydrogenlinjer i Balmer-serien stærkt udt alte. Linjerne i andre elementer er mærkbart svagere, men de bliver mere betydningsfulde, når du flytter fra underklasse A0 til A9. Kæmper og supergiganter, der tilhører spektralklassen A, er karakteriseret ved lidt mindre udt alte brintlinjer end hovedsekvensstjerner. I tilfældet med disse armaturer bliver tunge metallinjer mere mærkbare.
Der er mange ejendommelige stjerner, der tilhører spektralklassen A. Dette udtryk refererer til armaturer, der har mærkbare funktioner i spektret og fysiske parametre, hvilket gør det vanskeligt at klassificere dem. For eksempel er ret sjældne stjerner af Bootes lambda-typen karakteriseret ved mangel på tungmetaller og meget langsom rotation. Besynderlige armaturer omfatter også hvide dværge.
Klasse A hører til sådanne lyse genstande i nattenhimlen, ligesom Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor og andre. Lad os lære dem bedre at kende.
Alpha Canis Major
Sirius er den klareste, men ikke den nærmeste, stjerne på himlen. Afstanden til den er 8,6 lysår. For en jordisk iagttager virker det så lyst, fordi det har en imponerende størrelse og alligevel ikke er så langt væk som mange andre store og lyse genstande. Den nærmeste stjerne på Solen er Alpha Centauri. Sirius er på femtepladsen på denne liste.
Det tilhører stjernebilledet Canis Major og er et system af to komponenter. Sirius A og Sirius B er adskilt af 20 astronomiske enheder og roterer med en periode på knap 50 år. Den første komponent i systemet, en hovedsekvensstjerne, tilhører spektralklassen A1. Dens masse er dobbelt så stor som solen, og dens radius er 1,7 gange. Det er ham, der kan observeres med det blotte øje fra Jorden.
Den anden komponent i systemet er en hvid dværg. Stjernen Sirius B er næsten lig med vores lyskilde i masse, hvilket ikke er typisk for sådanne objekter. Typisk er hvide dværge karakteriseret ved en masse på 0,6-0,7 solmasser. Samtidig er dimensionerne af Sirius B tæt på jordens. Det antages, at den hvide dværg-stadie begyndte for denne stjerne for omkring 120 millioner år siden. Da Sirius B var placeret på hovedsekvensen, var det formentlig et armatur med en masse på 5 solmasser og tilhørte spektr altypen B.
Sirius A vil ifølge videnskabsmænd flytte til næste evolutionstrin om omkring 660 millioner år. Derefterden vil blive til en rød kæmpe, og lidt senere - til en hvid dværg, ligesom dens ledsager.
Alpha Eagle
Som Sirius er mange hvide stjerner, hvis navne er angivet nedenfor, velkendte ikke kun for folk, der er glade for astronomi på grund af deres lysstyrke og hyppige omtale på siderne af science fiction-litteratur. Altair er en af disse armaturer. Alpha Eagle findes for eksempel i Ursula le Guin og Steven King. På nattehimlen er denne stjerne tydeligt synlig på grund af dens lysstyrke og relativt tætte nærhed. Afstanden mellem Solen og Altair er 16,8 lysår. Af stjernerne i spektralklasse A er det kun Sirius, der er tættere på os.
Altair er 1,8 gange så massiv som Solen. Dens karakteristiske træk er en meget hurtig rotation. Stjernen roterer én gang om sin akse på mindre end ni timer. Rotationshastigheden nær ækvator er 286 km/s. Som følge heraf vil den "kviklige" Altair blive fladet fra stængerne. På grund af den elliptiske form falder stjernens temperatur og lysstyrke desuden fra polerne til ækvator. Denne effekt kaldes "gravitationel mørklægning".
En anden egenskab ved Altair er, at dens glans ændrer sig over tid. Det refererer til variabler af typen Shield delta.
Alpha Lyra
Vega er den mest undersøgte stjerne efter Solen. Alpha Lyrae er den første stjerne, der har fået bestemt sit spektrum. Hun blev også den anden lyskilde efter Solen, fanget på fotografiet. Vega var også blandt de første stjerner, som videnskabsmænd målte afstanden til ved hjælp af parlax-metoden. I en lang periode blev stjernens lysstyrke taget til 0 ved bestemmelse af størrelsen af andre objekter.
Alpha Lyra er velkendt af både amatørastronomen og den simple iagttager. Den er den femte lyseste blandt stjernerne og er inkluderet i sommertrekantens asterisme sammen med Altair og Deneb.
Afstanden fra Solen til Vega er 25,3 lysår. Dens ækvatoriale radius og masse er henholdsvis 2,78 og 2,3 gange større end de tilsvarende parametre for vores stjerne. Formen af en stjerne er langt fra at være en perfekt bold. Diameteren ved ækvator er mærkbart større end ved polerne. Årsagen er den enorme rotationshastighed. Ved ækvator når den 274 km/s (for Solen er denne parameter lidt mere end to kilometer i sekundet).
En af Vegas særlige egenskaber er støvskiven, der omgiver den. Formentlig er den opstået som følge af et stort antal kollisioner af kometer og meteoritter. Støvskiven kredser om stjernen og opvarmes af dens stråling. Som et resultat øges intensiteten af den infrarøde stråling fra Vega. For ikke så længe siden blev der opdaget asymmetrier i disken. Deres sandsynlige forklaring er, at stjernen har mindst én planet.
Alpha Gemini
Det næst lyseste objekt i stjernebilledet Tvillingerne er Castor. Han tilhører ligesom de tidligere armaturer spektralklassen A. Castor er en af de klareste stjerner på nattehimlen. På den tilsvarende liste er han på 23. pladsen.
Castor er et multipelt system bestående af seks komponenter. De to hovedelementer (hjul A og hjul B) rotereromkring et fælles massecenter med en periode på 350 år. Hver af de to stjerner er en spektral binær. Komponenterne i Castor A og Castor B er mindre lyse og tilhører formodentlig spektr altypen M.
Castor C blev ikke umiddelbart forbundet til systemet. Oprindeligt blev den udpeget som en uafhængig stjerne YY Gemini. I processen med at forske i dette område af himlen, blev det kendt, at dette lys var fysisk forbundet med Castor-systemet. Stjernen kredser om et massecenter, der er fælles for alle komponenter med en periode på flere titusinder af år og er også en spektral binær.
Beta Aurigae
Aurigas himmelske tegning indeholder omkring 150 "punkter", mange af dem er hvide stjerner. Navnene på armaturerne vil sige lidt til en person langt fra astronomi, men dette forringer ikke deres betydning for videnskaben. Det lyseste objekt i det himmelske mønster, der tilhører spektralklassen A, er Mencalinan eller Beta Aurigae. Stjernens navn på arabisk betyder "skulderen af ejeren af tøjlerne."
Menkalinan - tredobbelt system. Dens to komponenter er undergiganter af spektral klasse A. Lysstyrken af hver af dem overstiger den tilsvarende parameter for Solen med 48 gange. De er adskilt af en afstand på 0,08 astronomiske enheder. Den tredje komponent er en rød dværg i en afstand på 330 AU fra parret. e.
Epsilon Ursa Major
Det lyseste "punkt" i den måske mest berømte konstellation på den nordlige himmel (Ursa Major) er Aliot, også klassificeret som klasse A. Den tilsyneladende størrelse er 1,76. Den klareste lysende stjerne indtager en 33. plads. Alioth kommer ind i Big Dipper asterisme og er tættere på skålen end andre armaturer.
Aliots spektrum er karakteriseret ved usædvanlige linjer, der svinger med en periode på 5,1 dage. Det antages, at funktionerne er forbundet med indflydelsen af stjernens magnetfelt. Udsving i spektret kan ifølge nyere data forekomme på grund af den tætte placering af et kosmisk legeme med en masse på næsten 15 Jupiter-masser. Om det er sådan, er stadig et mysterium. Ligesom andre stjerners hemmeligheder forsøger astronomer at forstå hver dag.
Hvide dværge
Historien om hvide stjerner vil være ufuldstændig, hvis vi ikke nævner det stadie i stjernernes udvikling, som er udpeget som en "hvid dværg". Sådanne objekter fik deres navn på grund af det faktum, at den første opdagede af dem tilhørte spektralklassen A. Det var Sirius B og 40 Eridani B. I dag kaldes hvide dværge en af mulighederne for den sidste fase af en stjernes liv.
Lad os dvæle mere detaljeret ved armaturernes livscyklus.
Star evolution
Stjerner fødes ikke på én nat: nogen af dem gennemgår flere stadier. Først begynder en sky af gas og støv at krympe under påvirkning af sine egne tyngdekræfter. Langsomt tager det form af en kugle, mens tyngdekraftens energi bliver til varme – objektets temperatur stiger. I det øjeblik, hvor den når en værdi på 20 millioner Kelvin, begynder kernefusionsreaktionen. Denne fase betragtes som begyndelsen på en fuldgyldig stjernes liv.
Det meste af tiden bruger armaturerne på hovedsekvensen. Der foregår konstant reaktioner i deres tarmebrint kredsløb. Stjernernes temperatur kan variere. Når al brint i kernen slutter, begynder et nyt udviklingsstadium. Nu er helium brændstoffet. Samtidig begynder stjernen at udvide sig. Dens lysstyrke øges, mens overfladetemperaturen tværtimod falder. Stjernen forlader hovedsekvensen og bliver til en rød kæmpe.
Heliumkernens masse øges gradvist, og den begynder at krympe under sin egen vægt. Den røde kæmpe etape slutter meget hurtigere end den forrige. Den vej, som yderligere udvikling vil tage, afhænger af objektets begyndelsesmasse. Lavmassestjerner på den røde kæmpescene begynder at svulme op. Som et resultat af denne proces, kaster objektet sine skaller. En planetarisk tåge og en bar kerne af en stjerne dannes. I en sådan kerne er alle fusionsreaktioner afsluttet. Det kaldes en helium hvid dværg. Mere massive røde kæmper (op til en vis grænse) udvikler sig til kul hvide dværge. De har tungere grundstoffer end helium i deres kerner.
Funktioner
Hvide dværge er kroppe, i masse, som regel meget tæt på Solen. Samtidig svarer deres størrelse til jorden. Den kolossale tæthed af disse kosmiske legemer og de processer, der finder sted i deres dybder, er uforklarlige set fra den klassiske fysiks synspunkt. Stjernernes hemmeligheder blev afsløret af kvantemekanikken.
Substansen i hvide dværge er et elektron-kerneplasma. Det er næsten umuligt at designe det selv i et laboratorium. Derfor forbliver mange karakteristika ved sådanne genstande uforståelige.
Selv hvis du studerer stjernerne hele natten lang, vil du ikke være i stand til at opdage mindst én hvid dværg uden specielt udstyr. Deres lysstyrke er meget mindre end solens. Ifølge videnskabsmænd udgør hvide dværge cirka 3 til 10 % af alle objekter i galaksen. Til dato er der dog kun fundet dem, der ikke er placeret længere end 200-300 parsecs fra Jorden.
Hvide dværge fortsætter med at udvikle sig. Umiddelbart efter dannelse har de en høj overfladetemperatur, men afkøles hurtigt. Et par titusinder af milliarder år efter dannelsen bliver den hvide dværg ifølge teorien til en sort dværg - en krop, der ikke udsender synligt lys.
Hvid, rød eller blå stjerne for observatøren adskiller sig primært i farve. Astronomen kigger dybere. Farve for ham fortæller umiddelbart meget om objektets temperatur, størrelse og masse. En blå eller lysende blå stjerne er en kæmpe varm bold, langt foran Solen i alle henseender. Hvide armaturer, som eksempler er beskrevet i artiklen, er noget mindre. Stjernenumre i forskellige kataloger fortæller også fagfolk meget, men ikke alt. En stor mængde information om livet af fjerne rumobjekter er enten endnu ikke blevet forklaret eller er stadig ikke engang opdaget.
