Stjerner: Typer af stjerner og deres klassificering efter farve og størrelse

Hver person ved, hvordan stjernerne ser på himlen. Små lys skinner med koldt hvidt lys. I oldtiden kunne folk ikke komme med en forklaring på dette fænomen. Stjernerne blev betragtet som gudernes øjne, de døde forfædres sjæle, værger og forsvarere, der beskytter menneskets fred i natternes mørke. Så kunne ingen tro, at solen også er en stjerne.

Hvad er en stjerne

Mange århundreder er gået, før folk forstod, hvad stjernerne er. Typer af stjerner, deres egenskaber, repræsentationer af de kemiske og fysiske processer, der finder sted der - dette er et nyt felt. Gamle astronomer kunne ikke engang forestille sig, at et sådant lys faktisk ikke er en lille flamme, men den ufattelige størrelse af en kugle af varm gas, hvor der opstår reaktioner Termonuklear fusion. Der er et mærkeligt paradoks i den kendsgerning, at den svage stjernelys er en blændende udstråling af atomreaktion, og hyggelig solskin er den monstrøse varme fra millioner af Kelvin.

Alle stjernerne, der kan ses i himlen med det blotte øje, er i Melkevejs galaksen. Solen er også en del af dette stjernesystem, og det ligger i dens udkanten. Det er umuligt at forestille sig, hvordan nattehimlen ville se ud, hvis solen var midt i Milky Way. Trods alt er antallet af stjerner i denne galakse mere end 200 milliarder.

Lidt om astronomiets historie

Også antikke astronomer kunne fortælle usædvanlige og interessante om stjernerne på himlen. Allerede sumererne udpegede individuelle konstellationer og stjernetegnets cirkel, og de for første gang beregnede fordelingen af den samlede vinkel med 360 ^° . De skabte også månekalenderen og kunne synkronisere den med solkalenderen. Ægypterne troede på, at Jorden er i universets centrum, men de vidste, at kviksølv og venus drejede sig om solen.

I Kina var astronomi som videnskab forlovet allerede i slutningen af III årtusinde f.Kr. E., og De første observatorier optrådte i XII århundrede. BC. e. De studerede måne- og solformørkelser, mens de var i stand til at forstå deres årsag og endog beregne prognosedataene, blev meteoritstrømme og kometer af kometer observeret.

De gamle inkaer kendte forskellene mellem stjerner og planeter. Der er indirekte tegn på, at de var opmærksomme på de galileiske satellitter af Jupiter og den visuelle blurriness af konturerne på Venus disken på grund af atmosfærens tilstedeværelse på planeten.

De gamle grækere var i stand til at bevise Jordens sfæriskhed, fremsætte antagelsen om heliocentricitet af systemet. De forsøgte at beregne solens diameter, selvom det var forkert. Men grækerne var de første, der principielt antog, at Solen er større end Jorden, før alt blev regnet forskelligt på baggrund af visuelle observationer. Den græske hipparkus skabte for første gang et katalog af armaturer og udpeget forskellige slags stjerner. Klassificeringen af stjerner i dette videnskabelige arbejde var afhængig af lysets intensitet. Hipparchus identificerede 6 klasser af lysstyrke, alt i kataloget var 850 lys.

Hvad var de gamle astronomer opmærksom på

Den oprindelige klassifikation af stjerner var baseret på deres lysstyrke. Dette kriterium er trods alt det eneste, der er tilgængeligt for en astronom, der kun er bevæbnet med et teleskop. Stjernens lyseste eller besiddende unikke synlige egenskaber har selv deres egne navne, og hver enkelt person har deres egne. Så, Deneb, Rigel og Algol - navnene er arabisk, sirius - latin og antares - græsk. Den polære stjerne i hver nation har sit eget navn. Dette er måske en af de vigtigste stjerner i "praktisk forstand". Dens koordinater på nathimlen er uændrede på trods af jordens rotation. Hvis de andre stjerner bevæger sig på tværs af himlen, går stien fra solopgang til solnedgang, Nordstjernen ændrer ikke sin placering. Derfor blev det brugt af søfolk og rejsende som en pålidelig vejledning. Forresten, i modsætning til den udbredte misforståelse, er det ikke den klareste stjerne i himlen. Den polære stjerne er ikke eksternt på nogen måde - hverken i størrelse eller i intensitet af luminescens. Du kan kun finde det, hvis du ved, hvor du skal kigge. Det er placeret i slutningen af "Urket håndtaget" af Little Ursa.

Hvad er grundlaget for stjernernes klassificering

Moderne astronomer, der besvarer spørgsmålet om, hvilke slags stjerner der er, er usandsynligt at nævne lysets lysstyrke eller placeringen på nattehimlen. Medmindre i rækkefølge af en historisk udflugt eller i et foredrag designet for et publikum meget langt væk fra astronomi.

Den moderne klassifikation af stjerner er baseret på deres spektralanalyse. I dette tilfælde angives massen, lysstyrken og radiusen af den himmelske krop normalt. Alle disse indikatorer er givet i forhold til solen, det vil sige dets egenskaber er taget som måleenheder.

Klassificeringen af stjerner er baseret på et kriterium som absolut størrelse. Dette er den tilsyneladende grad af lysstyrke af en himmellegeme uden en atmosfære, der sædvanligvis ligger i en afstand på 10 parsecs fra observationspunktet. Desuden tages hensyn til lysstyrkenes variabilitet og stjernens størrelse. Typer af stjerner er i øjeblikket bestemt af deres spektral klasse og allerede mere detaljerede - en underklasse. Astronomer Russell og Hertzsprung analyserede uafhængigt forholdet mellem lysstyrke, absolut stjernestørrelse, temperaturoverflade og spektral klasse af armaturer. De konstruerede et diagram med de tilsvarende koordinatakser og fandt ud af, at resultatet slet ikke er kaotisk. Armaturerne på grafen var klart skelne grupper. Diagrammet tillader, at kende spektralklassen af en stjerne, for at bestemme med mindst en omtrentlig nøjagtighed dens absolutte stjernestørrelse.

Hvordan stjernerne er født

Dette diagram fungerede som et visuelt bevis til fordel for den moderne teori om udviklingen af data fra himmellegemer. Grafen viser tydeligt, at den mest talrige klasse er dem, der er relateret til den såkaldte hovedsekvens af en stjerne. Typer af stjerner, der tilhører dette segment, er i det mest udbredte udviklingspunkt i øjeblikket i universet. Dette er udviklingsstadiet af luminariet, hvor den energi, der anvendes til stråling, kompenseres af den termonukleære reaktion. Længden af ophold på dette stadium af udvikling bestemmes af massen af den himmelske krop og procentdelen af elementer tyngre end helium.

Den universelt accepterede teori om evolutionen af stjerner siger det ved begyndelsen Stjerneudviklingsstadiet repræsenterer en udladet gigantisk gassky. Under indflydelse af sin egen tyngdekraft kontraherer den gradvist til en kugle. Jo stærkere komprimeringen er, jo mere intens bliver gravitationsenergien i den termiske. Gassen opvarmes, og når temperaturen når 15-20 millioner K, udløses en termonukleær reaktion i en nyfødt stjerne. Herefter suspenderes gravitations-kompressionsprocessen.

Den største levetid for en stjerne

Indledningsvis hersker reaktionerne i hydrogencyklen i indgangen til den unge månen. Dette er den længste periode i en stjernes liv. De typer af stjerner, der er på dette udviklingsstadium, er repræsenteret i den mest massive hovedsekvens af diagrammet beskrevet ovenfor. Fra tid til anden slutter brint i kerne af stjernen til helium. Derefter er termonuklear forbrænding kun mulig på kernens periferi. Stjernen bliver lysere, dens ydre lag udvides betydeligt, og temperaturen falder. Den himmelske krop bliver til en rød kæmpe. Denne livstid for stjernen Meget kortere end den forrige. Dens yderligere skæbne er blevet studeret lidt. Der er forskellige antagelser, men pålidelige bekræftelser er endnu ikke blevet modtaget. Den mest almindelige teori er, at når helium bliver for meget, krymper stjernekernen, som ikke opretholder sin egen masse. Temperaturen stiger, indtil helium ikke indtaster en termonuklear reaktion. Monstrøse temperaturer fører til den næste ekspansion, og stjernen bliver til en rød kæmpe. Stjernens fremtidige skæbne afhænger af sin masse, ifølge forskerne. Men teorierne om dette er kun et resultat af computermodellering, ikke bekræftet af observationer.

Cooling Stars

Formentlig vil de røde giganter med en lille masse krympe, blive til dværge og gradvist afkøle. Gennemsnittets stjerner kan omdannes til planetariske nebulae, mens kernen, der ikke har nogen ydre skaller, i midten af denne formation vil fortsætte med at eksistere, gradvist afkøles og omdannes til en hvid dværg. Hvis den centrale stjerne udsender betydelig infrarød stråling, opstår der betingelser for aktiveringen i den ekspanderende gasskal af planetens nebula i rummaser.

Massive armaturer, der klemmer, kan nå et sådant tryk, at elektronerne bogstaveligt talt blander sig i atomkernerne og bliver til neutroner. Siden mellem Disse partikler har ikke styrken af elektrostatisk afstødning, stjernen kan indgå i en størrelse på flere kilometer. Samtidig vil dens densitet overstige vandtætheden med 100 millioner gange. En sådan stjerne hedder neutron og er faktisk en enorm atomkerne.

Supermassive stjerner fortsætter med at eksistere, sekventielt syntetiseres i processen med termonukleære reaktioner fra heliumcarbon og derefter ilt fra det - silicium og endelig jern. På dette stadium af den termonukleare reaktion sker en supernova-eksplosion. Supernovaer kan igen blive neutronstjerner, eller hvis deres masse er stor nok, fortsætter med at indgå en kritisk grænse og danner sorte huller.

dimensioner

Klassificeringen af stjerner i størrelse kan realiseres på to måder. Den fysiske størrelse af en stjerne kan bestemmes af dens radius. Måleenheden er i dette tilfælde solens radius. Der er dværge, stjerner af mellemstørrelse, giganter og supergiants. Forresten er solen i sig selv en dværg. Radius af neutronstjerner kan kun nå et par kilometer. Og i den supergiant vil passe helt om planetens kredsløb Mars. Størrelsen af en stjerne kan også forstås som sin masse. Det er tæt forbundet med diameteren af luminary. Jo højere stjernen er, desto lavere dens densitet og omvendt, desto mindre er lyset, desto højere er densiteten. Dette kriterium er ikke meget virulent. Stjerner, der ville være mere eller mindre end Solen 10 gange, meget lidt. De fleste af armaturerne passer ind i intervallet fra 60 til 0,03 solmasser. Solens tæthed, taget til startindekset, er 1,43 g / cm3. Tætheden af hvide dværge når 10 ¹² g / cm3, og tætheden af sjældne supergiants kan være millioner gange mindre end soltæthed.

I standardklassificeringen af stjerner ser massedistributionsordningen ud som følger. De små omfatter lys med en masse fra 0,08 til 0,5 sol. At moderere - fra 0,5 til 8 solmasser og til massive - fra 8 eller mere.

Klassificering af stjerner . Fra blå til hvid

Klassificeringen af stjerner efter farve er faktisk baseret ikke på kroppens synlige glød, men på de spektrale karakteristika. Strålingsspektret for en genstand bestemmes af stjernens kemiske sammensætning, og dens temperatur afhænger også af det. Den mest almindelige er Harvard-klassifikationen, der blev oprettet i begyndelsen af det 20. århundrede. Ifølge de daværende accepterede standarder antyder klassificeringen af stjerner efter farve en opdeling i 7 typer.

Stjerner med den højeste temperatur, fra 30 til 60.000 K, klassificeres som O-armaturer. De har en blå farve, massen af sådanne himmellegemer når 60 solmasser (m), og radiusen er 15 solstråler (s. s.). Brint- og heliumlinjerne i deres spektrum er ret svage. Lysstyrken af sådanne himmelske genstande kan nå 1 million 400 tusind sollys (pp.).

Klasse B stjerner omfatter stjerner med en temperatur på 10 til 30 tusind K. Disse er himmellegemer af hvid og blå farve, deres masse starter fra 18 s. M, og radius er fra 7 s. M. Den laveste lysstyrke af objekter i denne klasse er 20 tusind s. Og hydrogenlinjerne i spektret forstærkes og når gennemsnitsværdier.

Klasse A stjerner har temperaturer fra 7,5 til 10 tusind K, de er hvide. Den mindste masse af sådanne himmellegemer begynder fra 3,1 sekunder. M, og radius er fra 2,1 s. s. Objektets lysstyrke ligger i området fra 80 til 20 tusind s. a. Brintlinierne i spektret af disse stjerner er stærke, der er linjer af metaller.

Objekter i klasse F er faktisk gul-hvide, men de ser hvide ud. Temperaturen varierer mellem 6 og 7.500 K, massen varierer fra 1,7 til 3,1 cm. Radien varierer fra 1,3 til 2,1 sekunder. s. Lysstyrken hos sådanne stjerner varierer fra 6 til 80 s. a. Brintlinierne i spektret svækker, derimod forstærkes linjerne af metaller.

Således falder alle former for hvide stjerner inden for grænserne for klasser fra A til F. Endvidere følger i henhold til klassificering gule og orange lysarmaturer.

Gule, orange og røde stjerner

Typer af stjerner i farve er fordelt fra blå til rød, da temperaturen falder, og objektets størrelse og lysstyrke falder.

Stjerner i klasse G, som solen tilhører, når en temperatur på 5 til 6000 K, de er gule. Massen af sådanne objekter er fra 1,1 til 1,7 sekunder. M, radius er fra 1,1 til 1,3 s. s. Lysstyrken er fra 1,2 til 6 s. a. Spektrallinjerne af helium og metaller er intense, hydrogenlinjer bliver svagere.

Armaturer tilhørende klasse K har en temperatur på 3,5 til 5 tusind K. De ser gul-orange, men den sande farve af disse stjerner er orange. Radien af disse objekter ligger i området fra 0,9 til 1,1 s. P., Masse - fra 0,8 til 1,1 med. M. Lysstyrken varierer fra 0,4 til 1,2 s. a. Brintlinierne er næsten usynlige, metallinierne er meget stærke.

De koldeste og mindste stjerner er af klasse M. Deres temperatur er kun 2,5 - 3,5 tusind K, og de virker røde, selvom disse ting i virkeligheden er orange-røde. Stjernens masse ligger i intervallet fra 0,3 til 0,8 s. M, radius er fra 0,4 til 0,9 s. s. Lysstyrken er kun 0,04-0,4 s. a. Disse er døende stjerner. Deres eneste nyligt åbnede brune dværge er koldere . For dem blev en særskilt klasse M-T allokeret.