Մեծություն

© Գիտելիքը ուժ է

Պտղոմեոսը և Ալմագեստը

Աստղերի կատալոգ կազմելու առաջին փորձը՝ հիմնվելով նրանց պայծառության աստիճանի սկզբունքի վրա, արվել է հելլենացի աստղագետ Հիպարքոս Նիկիայի կողմից մ.թ.ա. 2-րդ դարում։ Նրա բազմաթիվ ստեղծագործությունների մեջ (ցավոք, գրեթե բոլորը կորել են) հայտնվել են «Աստղային կատալոգ», որը պարունակում է 850 աստղերի նկարագրություն՝ դասակարգված ըստ կոորդինատների և պայծառության։ Հիպարքոսի հավաքած տվյալները, ով, ի լրումն, հայտնաբերել է պրեցեսիոն երեւույթը, մշակվել և ստացվել են. հետագա զարգացում 2-րդ դարում Ալեքսանդրիայից (Եգիպտոս) Կլավդիոս Պտղոմեոսի շնորհիվ։ ՀԱՅՏԱՐԱՐՈՒԹՅՈՒՆ Նա ստեղծեց հիմնարար օպուս «Ալմագեստ»տասներեք գրքում: Պտղոմեոսը հավաքել է այն ժամանակվա աստղագիտական ​​ողջ գիտելիքները, դասակարգել դրանք և ներկայացրել մատչելի ու հասկանալի ձևով։ Almagest-ը ներառել է նաև Աստղերի կատալոգը: Այն հիմնված էր չորս դար առաջ Հիպարքոսի կատարած դիտարկումների վրա։ Բայց Պտղոմեոսի «Աստղերի կատալոգն» արդեն պարունակում էր մոտ հազար ևս աստղեր:

Պտղոմեոսի կատալոգը հազարամյակի ընթացքում օգտագործվել է գրեթե ամենուր։ Նա աստղերը բաժանել է վեց դասի՝ ըստ իրենց պայծառության՝ ամենապայծառները դասակարգվել են որպես առաջին դասի, նվազ պայծառները՝ երկրորդի և այլն։ Վեցերորդ դասը ներառում է աստղեր, որոնք հազիվ տեսանելի են անզեն աչքով: «Երկնային մարմինների պայծառություն» կամ «աստղային մեծություն» տերմինը դեռևս այսօր օգտագործվում է երկնային մարմինների, ոչ միայն աստղերի, այլ նաև միգամածությունների, գալակտիկաների և այլ երկնային երևույթների պայծառության չափը որոշելու համար։

Աստղի պայծառությունը և տեսողական մեծությունը

Նայելով աստղազարդ երկնքին՝ կարելի է նկատել, որ աստղերը տարբերվում են իրենց պայծառությամբ կամ ակնհայտ փայլով։ Ամենապայծառ աստղերը կոչվում են 1-ին մեծության աստղեր; այն աստղերը, որոնց պայծառությունը 2,5 անգամ ավելի թույլ է, քան 1-ին մեծության աստղերը, ունեն 2-րդ մեծություն: 3-րդ մեծության աստղերը ներառում են նրանցից աստղերը: որոնք 2,5 անգամ թույլ են 2-րդ մեծության աստղերից և այլն։ Անզեն աչքով տեսանելի ամենաթույլ աստղերը դասակարգվում են որպես 6-րդ մեծության աստղեր։ Պետք է հիշել, որ «աստղային մեծություն» անվանումը ցույց չի տալիս աստղերի չափը, այլ միայն նրանց ակնհայտ պայծառությունը:

Ընդհանուր առմամբ, երկնքում կան 20 ամենապայծառ աստղեր, որոնք սովորաբար ասում են, որ առաջին մեծության աստղեր են: Բայց դա չի նշանակում, որ նրանք ունեն նույն պայծառությունը։ Իրականում, դրանցից մի քանիսը մի փոքր ավելի պայծառ են, քան 1-ին մեծությունը, մյուսները որոշ չափով ավելի թույլ են, և նրանցից միայն մեկն է ուղիղ 1-ին մեծության աստղ: Նույն իրավիճակը վերաբերում է 2-րդ, 3-րդ և հաջորդող մեծությունների աստղերին: Հետեւաբար, կոնկրետ աստղի պայծառությունն ավելի ճշգրիտ նշելու համար նրանք օգտագործում են կոտորակային արժեքներ. Այսպիսով, օրինակ, այն աստղերը, որոնք իրենց պայծառությամբ գտնվում են միջինում 1-ին և 2-րդ մեծության աստղերի միջև, համարվում են 1,5-րդ մեծության: Կան աստղեր 1,6 մեծություններով; 2.3; 3.4; 5.5 և այլն: Երկնքում տեսանելի են մի քանի հատկապես պայծառ աստղեր, որոնք իրենց պայծառությամբ գերազանցում են 1-ին մեծության աստղերի փայլը։ Այս աստղերի համար զրո և բացասական մեծություններ. Այսպես, օրինակ, երկնքի հյուսիսային կիսագնդի ամենապայծառ աստղը՝ Վեգան, ունի 0,03 (0,04) մագնիտուդ, իսկ ամենապայծառ աստղը՝ Սիրիուսը, ունի մինուս 1,47 (1,46) մագնիտուդ, հարավային կիսագնդում։ ամենապայծառ աստղն է Կանոպուս(Կանոպուսը գտնվում է Կարինա համաստեղությունում: Մինուս 0,72 ակնհայտ մեծությամբ, Կանոպուսը Արեգակից 700 լուսատարի հեռավորության վրա գտնվող աստղերից ամենաբարձր պայծառությունն ունի: Համեմատության համար՝ Սիրիուսը մեր Արեգակից ընդամենը 22 անգամ ավելի պայծառ է, բայց այն շատ է: մեզ ավելի մոտ, քան Կանոպուսը Արեգակի ամենամոտ հարևաններից շատ աստղերի համար իրենց երկնքի ամենապայծառ աստղն է:

Մեծությունը ժամանակակից գիտության մեջ

19-րդ դարի կեսերին։ անգլիացի աստղագետ Նորման Պոգսոնբարելավեց աստղերի դասակարգման մեթոդը՝ հիմնված լուսավորության սկզբունքի վրա, որը գոյություն ուներ Հիպարխոսի և Պտղոմեոսի ժամանակներից սկսած։ Պոգսոնը հաշվի է առել, որ երկու դասերի լուսավորության տարբերությունը 2,5 է (օրինակ, երրորդ կարգի աստղի լուսային ինտենսիվությունը 2,5 անգամ ավելի մեծ է, քան չորրորդ կարգի աստղինը)։ Պոգսոնը ներկայացրեց նոր սանդղակ, ըստ որի առաջին և վեցերորդ դասերի աստղերի տարբերությունը 100-ից 1 է (5 մեծության տարբերությունը համապատասխանում է աստղերի պայծառության փոփոխությանը 100 գործակցով)։ Այսպիսով, յուրաքանչյուր դասի միջև պայծառության տարբերությունը ոչ թե 2,5 է, այլ 2,512-ից 1-ը:

Անգլիացի աստղագետի մշակած համակարգը հնարավորություն է տվել պահպանել գոյություն ունեցող սանդղակը (բաժանումը վեց դասի), սակայն տվել է մաթեմատիկական առավելագույն ճշգրտություն։ Նախ, բևեռային աստղը ընտրվեց որպես զրոյական կետ մեծության համակարգի համար, նրա մեծությունը, ըստ Պտղոմեոսի համակարգի, որոշվեց 2,12: Հետագայում, երբ պարզ դարձավ, որ Հյուսիսային աստղը փոփոխական աստղ է, զրոյական կետի դերը պայմանականորեն վերագրվեցին հաստատուն բնութագրերով աստղերին։ Քանի որ տեխնոլոգիան և սարքավորումները կատարելագործվեցին, գիտնականները կարողացան ավելի մեծ ճշգրտությամբ որոշել աստղերի մեծությունները՝ մինչև տասներորդական, իսկ ավելի ուշ՝ մինչև հարյուրերորդական միավոր:

Աստղերի ակնհայտ մեծությունների միջև կապն արտահայտվում է Պոգսոնի բանաձևով. մ 2 -մ 1 =-2,5լոգ(Ե 2 /Ե 1) .

L-ից մեծ տեսողական մեծությամբ աստղերի թիվը n

Լ	n	Լ	n	Լ	n
1	13	8	4.2*10 4	15	3.2*10 7
2	40	9	1.25*10 5	16	7.1*10 7
3	100	10	3.5*10 5	17	1.5*10 8
4	500	11	9*10 5	18	3*10 8
5	1.6*10 3	12	2.3*10 6	19	5.5*10 8
6	4.8*10 3	13	5.7*10 6	20	10 9
7	1.5*10 4	14	1.4*10 7	21	2*10 9

Հարաբերական և բացարձակ մեծություն

Աստղային մեծությունը, որը չափվում է աստղադիտակում տեղադրված հատուկ գործիքների (ֆոտոմետրերի) միջոցով, ցույց է տալիս, թե աստղից որքան լույս է հասնում Երկրի դիտորդին: Լույսը անցնում է աստղից դեպի մեզ հեռավորությունը, և, համապատասխանաբար, որքան հեռու է աստղը, այնքան ավելի թույլ է այն հայտնվում: Այլ կերպ ասած, այն փաստը, որ աստղերը տարբերվում են պայծառությունից, դեռևս ամբողջական տեղեկատվություն չի տալիս աստղի մասին։ Շատ պայծառ աստղը կարող է ունենալ մեծ պայծառություն, բայց լինել շատ հեռու և, հետևաբար, ունենալ շատ մեծ մագնիտուդ: Աստղերի պայծառությունը համեմատելու համար՝ անկախ Երկրից նրանց հեռավորությունից, ներկայացվեց հայեցակարգը «բացարձակ մեծություն». Բացարձակ մեծությունը որոշելու համար անհրաժեշտ է իմանալ աստղից հեռավորությունը: Բացարձակ M մեծությունը բնութագրում է աստղի պայծառությունը դիտորդից 10 պարսեկ հեռավորության վրա։ (1 պարսեկ = 3,26 լուսային տարի): M բացարձակ մեծության, տեսանելի m մեծության և R աստղից հեռավորության կապը պարսեկներով՝ M = m + 5 – 5 log R:

Համեմատաբար մոտ աստղերի համար, որոնք հեռու են մի քանի տասնյակ պարսեկից ոչ ավելի հեռավորության վրա, հեռավորությունը որոշվում է պարալաքսով այնպես, որ հայտնի է երկու հարյուր տարի: Այս դեպքում աստղերի աննշան անկյունային տեղաշարժերը չափվում են, երբ դրանք դիտվում են երկրի ուղեծրի տարբեր կետերից, այսինքն՝ տարվա տարբեր ժամանակներում: Նույնիսկ ամենամոտ աստղերի պարալաքսները 1-ից պակաս են»: Պարալաքս հասկացությունը կապված է աստղագիտության հիմնական միավորներից մեկի անվան հետ՝ պարսեկ: Պարսեկը հեռավորությունն է մինչև երևակայական աստղը, որի տարեկան պարալաքսը հավասար է. 1"

Հարգելի այցելուներ.

Ձեր աշխատանքն անջատված է JavaScript. Խնդրում ենք միացնել սկրիպտները ձեր բրաուզերում, և կայքի ամբողջական ֆունկցիոնալությունը կբացվի ձեզ համար:

Աստղագիտություն

• Թարգմանություն

Գիտե՞ք բոլորին, ինչպես նաև դրանց պայծառության պատճառները:

Ես քաղցած եմ նոր գիտելիքների: Խնդիրն այն է, որ ամեն օր սովորես և դառնաս ավելի ու ավելի պայծառ: Սա է այս աշխարհի էությունը:
- Ջեյ Զի

Երբ պատկերացնում եք գիշերային երկինքը, դուք, ամենայն հավանականությամբ, մտածում եք հազարավոր աստղերի մասին, որոնք փայլում են գիշերվա սև ծածկույթի դեմ, մի բան, որը իրականում կարելի է տեսնել միայն քաղաքներից և լուսային աղտոտվածության այլ աղբյուրներից հեռու:

Բայց մեզանից նրանք, ովքեր չեն կարողանում պարբերաբար ականատես լինել նման տեսարանին, բացակայում է այն փաստը, որ բարձր լուսային աղտոտվածությամբ քաղաքային վայրերից երևացող աստղերը տարբեր տեսք ունեն, քան երբ դրանք դիտվում են: մութ պայմաններ. Նրանց գույնը և հարաբերական պայծառությունը անմիջապես առանձնացնում են նրանց հարևան աստղերից, և յուրաքանչյուրն ունի իր պատմությունը:

Հյուսիսային կիսագնդի մարդիկ, հավանաբար, կարող են անմիջապես ճանաչել Մեծ Արջը կամ W տառը Կասիոպեիայում, մինչդեռ հարավային կիսագնդում ամենահայտնի համաստեղությունը պետք է լինի Հարավային Խաչը: Բայց այս աստղերը ամենապայծառ տասնյակի մեջ չեն:

Ծիր Կաթին Հարավային Խաչի կողքին

Յուրաքանչյուր աստղ ունի իր կյանքի ցիկլը, որի հետ կապված է ծննդյան պահից։ Երբ որևէ աստղ ձևավորվի, գերիշխող տարրը կլինի ջրածինը` Տիեզերքի ամենաառատ տարրը, և նրա ճակատագիրը որոշվում է միայն զանգվածով: Արեգակի 8% զանգված ունեցող աստղերը կարող են իրենց միջուկներում բորբոքել միջուկային միաձուլման ռեակցիաները՝ միաձուլելով հելիումը ջրածնից, և նրանց էներգիան աստիճանաբար շարժվում է ներսից դեպի դուրս և թափվում Տիեզերք: Ցածր զանգված ունեցող աստղերը կարմիր են (ցածր ջերմաստիճանի պատճառով), մթագնում են և դանդաղ են վառում իրենց վառելիքը. ամենաերկարակյաց աստղերը նախատեսված են այրվելու տրիլիոն տարիներ:

Բայց որքան մեծ զանգված է ստանում աստղը, այնքան ավելի տաք է նրա միջուկը, և այնքան մեծ է այն տարածքը, որտեղ տեղի է ունենում միջուկային միաձուլում: Երբ աստղը հասնում է արեգակնային զանգվածին, աստղն ընկնում է G դասին, և նրա կյանքի տևողությունը չի գերազանցում տասը միլիարդ տարին: Կրկնապատկեք արևի զանգվածը և կստանաք A դասի աստղ, որը վառ կապույտ է և ապրում է երկու միլիարդ տարուց պակաս: Իսկ ամենազանգվածային աստղերը՝ O և B դասերը, ապրում են ընդամենը մի քանի միլիոն տարի, որից հետո նրանց միջուկը սպառվում է ջրածնային վառելիքով: Զարմանալի չէ, որ ամենազանգվածային և տաք աստղերը նաև ամենապայծառն են: Սովորական A դասի աստղը կարող է 20 անգամ ավելի պայծառ լինել, քան Արեգակը, իսկ ամենազանգվածները կարող են լինել տասնյակ հազարավոր անգամ ավելի պայծառ:

Բայց անկախ նրանից, թե ինչպես է աստղը սկսում կյանքը, նրա միջուկում ջրածնային վառելիքը վերջանում է:

Եվ այդ պահից աստղը սկսում է այրել ավելի ծանր տարրեր՝ ընդարձակվելով և վերածվելով հսկա աստղի՝ ավելի սառը, բայց նաև ավելի պայծառ, քան սկզբնականը։ Հսկա փուլն ավելի կարճ է, քան ջրածնի այրման փուլը, սակայն նրա անհավատալի պայծառությունը տեսանելի է դարձնում այն ​​շատ ավելի մեծ հեռավորություններից, քան սկզբնական աստղը տեսանելի էր:

Այս ամենը հաշվի առնելով՝ եկեք անցնենք մեր երկնքի տասը ամենապայծառ աստղերին՝ պայծառության աճող կարգով։

10. Աչերնար. Պայծառ կապույտ աստղ՝ Արեգակից յոթ անգամ մեծ զանգվածով և 3000 անգամ ավելի պայծառ: Սա մեզ հայտնի ամենաարագ պտտվող աստղերից մեկն է: Այն այնքան արագ է պտտվում, որ նրա հասարակածային շառավիղը 56%-ով մեծ է իր բևեռային շառավղից, իսկ բևեռի ջերմաստիճանը, քանի որ այն շատ ավելի մոտ է միջուկին, 10000 Կ բարձր է: Բայց դա մեզնից բավականին հեռու է՝ 139 լուսային տարի հեռավորության վրա։

9. Բետելգեյզ. Կարմիր հսկա աստղ Օրիոնի համաստեղությունում, Բեթելգեյզը վառ և տաք O դասի աստղ էր, մինչև որ ջրածինը սպառվեց և անցավ հելիումի: Չնայած ցածր ջերմաստիճան 3500 K-ի դեպքում այն ​​ավելի քան 100000 անգամ ավելի պայծառ է, քան Արեգակը, այդ իսկ պատճառով այն գտնվում է տասը ամենապայծառների թվում՝ չնայած նրան, որ գտնվում է 600 լուսատարի հեռավորության վրա: Հաջորդ միլիոն տարիների ընթացքում Բեթելգեյզը կդառնա գերնոր աստղ և ժամանակավորապես կդառնա երկնքի ամենապայծառ աստղը, որը հնարավոր է տեսանելի լինի օրվա ընթացքում:

8. Պրոցյոն. Աստղը շատ է տարբերվում մեր դիտարկածներից: Պրոցյոնը F դասի համեստ աստղ է, Արեգակից ընդամենը 40%-ով մեծ և գտնվում է իր միջուկում ջրածնի պակասի եզրին, ինչը նշանակում է, որ այն էվոլյուցիայի գործընթացում գտնվող ենթահսկա է: Այն մոտավորապես 7 անգամ ավելի պայծառ է, քան Արեգակը, բայց գտնվում է մեզնից ընդամենը 11,5 լուսային տարի, ուստի այն կարող է ավելի պայծառ լինել, քան մեր երկնքի բոլոր աստղերը, բացի յոթից:

7. Ռիգել. Օրիոնում Բետելգեյզը աստղերից ամենապայծառը չէ. այս մրցանակը շնորհվում է Ռիգելին՝ մեզանից էլ ավելի հեռու աստղին: Այն գտնվում է մեզանից 860 լուսային տարի, և ընդամենը 12000 աստիճան ջերմաստիճանի դեպքում Ռիգելը հիմնական հաջորդականության աստղ չէ, այն հազվագյուտ կապույտ գերհսկա է: Այն 120 000 անգամ ավելի պայծառ է, քան Արեգակը, և այնքան պայծառ է փայլում ոչ թե մեզնից իր հեռավորության, այլ սեփական պայծառության պատճառով:

6. Մատուռ. Սա տարօրինակ աստղ է, քանի որ այն իրականում երկու կարմիր հսկաներ են, որոնց ջերմաստիճանը համեմատելի է Արեգակի հետ, բայց յուրաքանչյուրը մոտ 78 անգամ ավելի պայծառ է, քան Արեգակը: 42 լուսային տարվա հեռավորության վրա դա սեփական պայծառության, համեմատաբար փոքր հեռավորության և դրանցից երկուսի համակցումն է, որը թույլ է տալիս Կապելային լինել մեր ցուցակում:

5. Վեգա. Ամառ-աշուն եռանկյունու ամենավառ աստղը՝ «Կապ» ֆիլմի այլմոլորակայինների տունը։ Աստղագետներն այն օգտագործել են որպես ստանդարտ «զրոյական մեծության» աստղ։ Այն գտնվում է մեզանից ընդամենը 25 լուսային տարի հեռավորության վրա, պատկանում է հիմնական հաջորդականության աստղերին և մեզ հայտնի A դասի ամենապայծառ աստղերից է և նույնպես բավականին երիտասարդ է՝ ընդամենը 400-500 միլիոն տարեկան։ Ավելին, այն 40 անգամ ավելի պայծառ է, քան Արեգակը, և հինգերորդ ամենապայծառ աստղն է երկնքում: Իսկ հյուսիսային կիսագնդի բոլոր աստղերից Վեգան զիջում է միայն մեկ աստղին...

4. Արկտուրուս. Նարնջագույն հսկան, էվոլյուցիոն մասշտաբով, գտնվում է Պրոցյոնի և Կապելլայի միջև: Այն հյուսիսային կիսագնդի ամենապայծառ աստղն է և հեշտությամբ կարելի է գտնել Մեծ արջի «բռնակով»: Այն 170 անգամ ավելի պայծառ է, քան Արեգակը, և հետևելով իր էվոլյուցիոն ճանապարհին, այն կարող է ավելի պայծառ դառնալ: Այն գտնվում է մեզանից ընդամենը 37 լուսային տարի, և միայն երեք աստղ են ավելի պայծառ, քան բոլորը գտնվում են հարավային կիսագնդում:

3. Ալֆա Կենտավրի. Սա եռակի համակարգ է, որի հիմնական անդամը շատ նման է Արեգակին, և ինքնին ավելի թույլ է, քան տասնյակի ցանկացած աստղ: Սակայն Alpha Centauri համակարգը բաղկացած է մեզ ամենամոտ աստղերից, ուստի նրա գտնվելու վայրը ազդում է նրա ակնհայտ պայծառության վրա. ի վերջո, այն գտնվում է մեզնից ընդամենը 4,4 լուսային տարի հեռավորության վրա: Բոլորովին նման չէ ցուցակի 2-րդ համարին:

2. Կանոպուս. Գերհսկա սպիտակԿանոպուսը 15000 անգամ ավելի պայծառ է, քան Արեգակը և գիշերային երկնքի երկրորդ ամենապայծառ աստղն է, չնայած նրան, որ գտնվում է մեզանից 310 լուսային տարի հեռավորության վրա: Այն տասն անգամ ավելի զանգված է, քան Արեգակը և 71 անգամ ավելի մեծ, զարմանալի չէ, որ այն փայլում է այդքան պայծառ, բայց չի կարողացել հասնել առաջին տեղ: Ի վերջո, երկնքի ամենապայծառ աստղը...

1. Սիրիուս. Այն երկու անգամ ավելի պայծառ է քան Canopus-ը, և հյուսիսային կիսագնդի դիտորդները հաճախ կարող են տեսնել, որ ձմռանը բարձրանում է Օրիոն համաստեղության հետևում: Այն հաճախ թարթում է, քանի որ նրա պայծառ լույսը կարող է ավելի լավ թափանցել ցածր մթնոլորտ, քան մյուս աստղերը: Այն գտնվում է մեզնից ընդամենը 8,6 լուսային տարի հեռավորության վրա, բայց դա A դասի աստղ է՝ երկու անգամ ավելի զանգվածային և 25 անգամ ավելի պայծառ, քան Արեգակը:

Ձեզ կարող է զարմացնել, որ ցուցակի գլխավոր աստղերը ոչ թե ամենապայծառ կամ ամենամոտ աստղերն են, այլ բավականաչափ պայծառ ու մոտիկ համակցություններ՝ ամենապայծառը փայլելու համար: Երկու անգամ ավելի հեռու գտնվող աստղերը չորս անգամ ավելի քիչ պայծառություն ունեն, հետևաբար Սիրիուսը ավելի պայծառ է փայլում, քան Կանոպուսը, որն ավելի պայծառ է փայլում, քան Ալֆա Կենտավրոսը և այլն: Հետաքրքիր է, որ M դասի գաճաճ աստղերը, որոնց պատկանում է Տիեզերքի յուրաքանչյուր չորս աստղից երեքը, ընդհանրապես այս ցանկում չեն:

Ինչ կարող ենք վերցնել այս դասից. երբեմն այն բաները, որոնք մեզ համար առավել տպավորիչ և ակնհայտ են թվում, ամենաանսովորն են դառնում: Ընդհանուր բաները կարող է շատ ավելի դժվար լինել գտնելը, բայց դա նշանակում է, որ մենք պետք է բարելավենք մեր դիտարկման մեթոդները:

Տեսանելի պայծառություն

Նայիր երկնքին գիշերը. Ամենայն հավանականությամբ, դուք կտեսնեք մեկ տասնյակ կամ մեկուկես շատ պայծառ աստղեր (կախված սեզոնից և ձեր գտնվելու վայրից Երկրի վրա), մի քանի տասնյակ ավելի մռայլ աստղեր և շատ ու շատ շատ մռայլ աստղեր:

Աստղերի պայծառությունը նրանց ամենահին հատկանիշն է, որը նկատել է մարդը: Նույնիսկ հին ժամանակներում մարդիկ աստղերի պայծառության չափում էին գտել՝ «աստղային մեծություն»: Չնայած այն կոչվում է «մեծություն», մենք, իհարկե, չենք խոսում աստղերի չափերի, այլ միայն նրանց պայծառության մասին, որը ընկալվում է աչքով: Որոշ պայծառ աստղերի նշանակվել է առաջին մեծությունը: Աստղերի համար, որոնք որոշակիորեն մթագնում էին, երկրորդը: Աստղեր, որոնք նույնքան մթագնում էին, քան նախորդները՝ երրորդը: Եվ այսպես շարունակ։

Նշենք, որ որքան պայծառ է աստղը, այնքան փոքր է մեծությունը: Առաջին մեծության աստղերը հեռու են երկնքի ամենապայծառից: Անհրաժեշտ էր մուտքագրել զրոյական և նույնիսկ բացասական մեծություններ։ Հնարավոր են նաև կոտորակային մեծություններ։ Ամենաթեժ աստղերը, որ կարող է տեսնել մարդու աչքը, վեցերորդ մեծության աստղերն են: Հեռադիտակով կարելի է տեսնել մինչև յոթերորդը, սիրողական աստղադիտակով` մինչև տասներորդը կամ տասներկուերորդը, իսկ ժամանակակից Hubble ուղեծրային աստղադիտակը հասնում է մինչև երեսուներորդի:

Ահա մեր ծանոթ աստղերի մեծությունները՝ Սիրիուս (-1,5), Ալֆա Կենտավրոս (-0,3), Բեթելգեյզ 0,3 (միջինում, քանի որ փոփոխական): Բոլորը հայտնի աստղերՄեծ արջը երկրորդ մեծության աստղ է: Վեներայի մեծությունը կարող է հասնել մինչև (-4,5) - լավ, շատ լուսավոր կետ, եթե բախտ վիճակվի տեսնել այն, Յուպիտերը՝ մինչև (-2,9):

Ահա թե ինչպես են աստղերի պայծառությունը չափում դարեր շարունակ՝ աչքով՝ համեմատելով աստղերը ստանդարտների հետ։ Բայց հետո հայտնվեցին անաչառ գործիքներ, և դա բացահայտվեց հետաքրքիր փաստ. Որքա՞ն է աստղի ակնհայտ պայծառությունը: Այն կարող է սահմանվել որպես լույսի (ֆոտոնների) քանակություն այդ աստղից, որը միանգամից մտնում է մեր աչքը: Այսպիսով, պարզվեց, որ մեծության սանդղակը լոգարիթմական է (ինչպես բոլոր սանդղակները, որոնք հիմնված են զգայարանների ընկալման վրա): Այսինքն՝ մեկ մեծության պայծառության տարբերությունը ֆոտոնների թվի տարբերությունն է երկուսուկես անգամ։ Համեմատեք, օրինակ, երաժշտական ​​մասշտաբի հետ, դա նույնն է. ձայնի բարձրության օկտավայի տարբերությունը հաճախականության կրկնակի տարբերություն է:

Աստղերի տեսանելի պայծառությունը մեծություններով չափելը դեռ օգտագործվում է տեսողական դիտարկումներում մեծության արժեքները գրանցվում են բոլոր աստղագիտական ​​տեղեկատու գրքերում: Հարմար է, օրինակ, աստղերի պայծառությունն արագ գնահատելու և համեմատելու համար։

Ռադիացիոն հզորություն

Աստղերի պայծառությունը, որը մենք տեսնում ենք մեր աչքերով, կախված է ոչ միայն բուն աստղի պարամետրերից, այլև աստղից հեռավորությունից: Օրինակ, փոքրիկ, բայց մոտիկ Սիրիուսը մեզ ավելի պայծառ է թվում, քան հեռավոր գերհսկա Բեթելգեյզը:

Աստղերն ուսումնասիրելու համար, իհարկե, պետք է համեմատել հեռավորությունից չկախված պայծառությունը: (Դրանք կարող են հաշվարկվել՝ իմանալով աստղի ակնհայտ պայծառությունը, նրան հեռավորությունը և տվյալ ուղղությամբ լույսի կլանման գնահատականը):

Սկզբում որպես այդպիսի չափիչ օգտագործվեց բացարձակ մեծությունը՝ տեսական մեծությունը, որը կունենա աստղը, եթե տեղադրվեր 10 պարսեկ (32 լուսային տարի) ստանդարտ հեռավորության վրա։ Բայց, այնուամենայնիվ, աստղաֆիզիկական հաշվարկների համար սա անհարմար մեծություն է՝ հիմնված սուբյեկտիվ ընկալման վրա։ Պարզվեց, որ շատ ավելի հարմար է չափել ոչ թե տեսական ակնհայտ պայծառությունը, այլ աստղի իրական ճառագայթման հզորությունը։ Այս մեծությունը կոչվում է պայծառություն և չափվում է Արեգակի լուսավորությամբ:

Հղման համար՝ Արեգակի պայծառությունը 3,846 * 10 է մինչև քսանվեցերորդ վտ հզորությունը:

Հայտնի աստղերի պայծառության շրջանակը հսկայական է՝ արևի հազարերորդականից (և նույնիսկ միլիոներորդականից) մինչև հինգից վեց միլիոն:

Մեզ հայտնի աստղերի պայծառությունները՝ Բետելգեյզ՝ 65,000 արև, Սիրիուս՝ 25 արև, Ալֆա Կենտավրի Ա՝ 1,5 արև, Ալֆա Կենտավրոս Բ՝ 0,5 արև, Պրոքսիմա Կենտավրի՝ 0,00006 արև։

Բայց քանի որ պայծառության մասին խոսելուց անցանք ճառագայթային հզորության մասին խոսելուն, պետք է հաշվի առնել, որ մեկը մյուսի հետ ամենևին էլ միանշանակ կապված չէ։ Փաստն այն է, որ տեսանելի պայծառությունը չափվում է միայն տեսանելի տիրույթում, և աստղերն արձակում են շատ ավելին, քան միայն այս տիրույթը: Մենք գիտենք, որ մեր Արևը ոչ միայն փայլում է (տեսանելի լույս), այլև տաքացնում է (ինֆրակարմիր ճառագայթում) և առաջացնում է արևայրուք (ուլտրամանուշակագույն ճառագայթում), իսկ ավելի կոշտ ճառագայթումը պահպանվում է մթնոլորտում: Արեգակի առավելագույն ճառագայթումը ընկնում է տեսանելի տիրույթի ուղիղ մեջտեղում, ինչը զարմանալի չէ. էվոլյուցիայի գործընթացում մեր աչքերը հատուկ լարվել են արեգակնային ճառագայթմանը. Նույն պատճառով Արեգակը վակուումում ամբողջովին սպիտակ է թվում։ Սակայն ավելի սառը աստղերի դեպքում առավելագույն ճառագայթումը տեղափոխվում է կարմիր կամ նույնիսկ ինֆրակարմիր շրջան: Կան շատ զով աստղեր, ինչպիսիք են R Doradus-ը, որոնք իրենց ճառագայթման մեծ մասն արձակում են ինֆրակարմիր ճառագայթում: Ավելի տաք աստղերում, ընդհակառակը, առավելագույն ճառագայթումը տեղափոխվում է կապույտ, մանուշակագույն կամ նույնիսկ ուլտրամանուշակագույն շրջան: Տեսանելի ճառագայթումից նման աստղերի ճառագայթման հզորության գնահատումն էլ ավելի սխալ կլինի։

Հետևաբար, օգտագործվում է աստղի «բոլոմետրիկ պայծառություն» հասկացությունը, այսինքն. ներառյալ ճառագայթումը բոլոր տիրույթներում: Բոլոմետրիկ պայծառությունը, ինչպես պարզ է վերը նշվածից, կարող է նկատելիորեն տարբերվել սովորականից (տեսանելի միջակայքում): Օրինակ, Բեթելգեյզի սովորական լուսավորությունը 65000 արեգակնային է, իսկ բոլոմետրիկ լուսավորությունը 100000 է:

Ի՞նչն է որոշում աստղի ճառագայթման հզորությունը:

Աստղի ճառագայթման հզորությունը (և հետևաբար՝ պայծառությունը) կախված է երկու հիմնական պարամետրերից՝ ջերմաստիճանից (որքան տաք է, այնքան ավելի շատ էներգիա է արտանետվում մեկ միավորի մակերեսի վրա) և մակերեսի (որքան մեծ է, այնքան ավելի շատ էներգիա կարող է արձակել աստղը): նույն ջերմաստիճանը):

Այստեղից հետևում է, որ Տիեզերքի ամենապայծառ աստղերը պետք է լինեն կապույտ հիպերհսկաներ։ Սա ճիշտ է, այդպիսի աստղերը կոչվում են «վառ կապույտ փոփոխականներ»: Բարեբախտաբար, դրանք քիչ են, և նրանք բոլորն էլ շատ հեռու են մեզանից (ինչը չափազանց օգտակար է սպիտակուցային կյանքի համար), բայց դրանք ներառում են հայտնի «Ատրճանակի աստղը», Էտա Կարինան և տիեզերքի այլ չեմպիոններ պայծառությամբ:

Մի բան, որ պետք է հիշել, այն է, որ թեև վառ կապույտ փոփոխականներն իսկապես հայտնի ամենապայծառ աստղերն են (5-6 միլիոն արևային պայծառություն), նրանք ամենամեծը չեն: Կարմիր հիպերհսկաները շատ ավելի մեծ են, քան կապույտ հիպերհսկաները, բայց դրանք ավելի քիչ լուսավոր են ջերմաստիճանի պատճառով:

Եկեք ընդմիջենք էկզոտիկ հիպերհսկաներից և նայենք հիմնական հաջորդականության աստղերին: Սկզբունքորեն, բոլոր հիմնական հաջորդականության աստղերում տեղի ունեցող գործընթացները նման են (ռադիացիոն գոտիների և կոնվեկցիոն գոտիների բաշխումը աստղի ծավալով տարբեր է, բայց քանի դեռ ամբողջ ջերմամիջուկային միաձուլումը տեղի է ունենում միջուկում, դա առանձնահատուկ դեր չի խաղում: ). Հետևաբար, հիմնական հաջորդականության աստղի ջերմաստիճանը որոշող միակ պարամետրը զանգվածն է: Դա նույնքան պարզ է. որքան ծանր է, այնքան տաք: Հիմնական հաջորդականության աստղերի չափերը որոշվում են նաև զանգվածով (նույն պատճառով՝ կառուցվածքի և ընթացող գործընթացների նմանությունը)։ Այսպիսով, պարզվում է, որ որքան ծանր, այնքան մեծ և տաք, այսինքն՝ հիմնական հաջորդականության ամենաթեժ աստղերը նույնպես ամենամեծն են: Հիշու՞մ եք աստղերի տեսանելի գույներով նկարը: Այն շատ լավ ցույց է տալիս այս սկզբունքը:

Սա նշանակում է, որ գլխավոր հաջորդականության ամենաթեժ աստղերը նաև ամենահզորն են (ամենապայծառ), և որքան ցածր է նրանց ջերմաստիճանը, այնքան ցածր է նրանց պայծառությունը։ Հետևաբար, Հերցպրունգ-Ռասել գծապատկերի հիմնական հաջորդականությունը վերին ձախ անկյունից (ամենաշոգ աստղերն ամենապայծառն են) դեպի ներքևի աջ անկյունագծային շերտի ձև ունի (ամենափոքր աստղերն ամենամութն են):

Կան ավելի քիչ լուսարձակներ, քան կայծոռիկները

Կա ևս մեկ կանոն՝ կապված աստղերի պայծառության հետ. Այն ստացվել է վիճակագրորեն և այնուհետև բացատրվել աստղերի էվոլյուցիայի տեսության մեջ: Որքան պայծառ են աստղերը, այնքան քիչ է նրանց թիվը:

Այսինքն՝ շատ ավելի աղոտ աստղեր կան, քան պայծառ աստղերը։ Կան շատ քիչ շլացուցիչ աստղեր սպեկտրալ տիպի O; նկատելիորեն ավելի շատ են սպեկտրալ B դասի աստղերը. կան նույնիսկ ավելի շատ սպեկտրալ A տիպի աստղեր և այլն: Ավելին, յուրաքանչյուր սպեկտրային դասի հետ աստղերի թիվը էքսպոնենցիալ աճում է։ Այսպիսով, տիեզերքի ամենամեծ աստղային բնակչությունը կարմիր թզուկներն են՝ ամենափոքր և ամենաթույլ աստղերը:

Եվ սրանից հետևում է, որ մեր Արևը հզորությամբ հեռու է «սովորական» աստղից, բայց շատ պարկեշտ։ Հայտնի են Արեգակի նման համեմատաբար քիչ աստղեր, և նույնիսկ ավելի քիչ՝ ավելի հզոր:

Լուսավորություն

Երկար ժամանակ աստղագետները կարծում էին, որ աստղերի ակնհայտ պայծառության տարբերությունը կապված է միայն նրանց հեռավորության հետ. որքան հեռու է աստղը, այնքան պակաս պայծառ պետք է երևա: Բայց երբ հայտնի դարձավ մինչև աստղերի հեռավորությունը, աստղագետները պարզեցին, որ երբեմն ավելի հեռավոր աստղերն ավելի մեծ տեսանելի պայծառություն ունեն: Սա նշանակում է, որ աստղերի ակնհայտ պայծառությունը կախված է ոչ միայն նրանց հեռավորությունից, այլև նրանց լույսի իրական ուժից, այսինքն՝ նրանց պայծառությունից։ Աստղի պայծառությունը կախված է աստղերի մակերեսի չափից և նրա ջերմաստիճանից։ Աստղի պայծառությունն արտահայտում է նրա իրական լուսավոր ինտենսիվությունը՝ համեմատած Արեգակի լուսավոր ինտենսիվության հետ։ Օրինակ, երբ ասում են, որ Սիրիուսի պայծառությունը 17 է, դա նշանակում է, որ նրա լույսի իրական ինտենսիվությունը 17 անգամ ավելի մեծ է, քան Արեգակի ուժգնությունը:

Որոշելով աստղերի պայծառությունը՝ աստղագետները պարզել են, որ շատ աստղեր հազարավոր անգամ ավելի պայծառ են, քան Արեգակը, օրինակ՝ Դենեբի (ալֆա ցողունի) պայծառությունը 9400 է: Աստղերի մեջ կան այնպիսիք, որոնք հարյուր հազարավոր անգամ ավելի են արձակում։ լույս, քան արևը: Օրինակ՝ Դորադո համաստեղության S տառով խորհրդանշվող աստղը։ Այն փայլում է 1,000,000 անգամ ավելի պայծառ, քան Արեգակը: Մյուս աստղերն ունեն նույն կամ գրեթե նույն պայծառությունը, ինչ մեր Արեգակը, օրինակ՝ Ալթաիրը (Ալֆա Ակվիլա) -8: Կան աստղեր, որոնց պայծառությունն արտահայտվում է հազարերորդականներով, այսինքն՝ նրանց լուսավորության ինտենսիվությունը հարյուրավոր անգամ ավելի քիչ է, քան Արեգակը։

Աստղերի գույնը, ջերմաստիճանը և կազմը

Աստղերն ունեն տարբեր գույն. Օրինակ՝ Վեգան և Դենեբը սպիտակ են, Կապելլան՝ դեղնավուն, իսկ Բեթելգեյզը՝ կարմրավուն։ Որքան ցածր է աստղի ջերմաստիճանը, այնքան այն կարմիր է: Սպիտակ աստղերի ջերմաստիճանը հասնում է 30000 և նույնիսկ 100000 աստիճանի; դեղին աստղերի ջերմաստիճանը մոտ 6000 աստիճան է, իսկ կարմիր աստղերինը՝ 3000 աստիճան և ցածր:

Աստղերը կազմված են տաք գազային նյութերից՝ ջրածին, հելիում, երկաթ, նատրիում, ածխածին, թթվածին և այլն։

Աստղերի կուտակում

Գալակտիկայի հսկայական տարածության աստղերը բաշխված են բավականին հավասարաչափ։ Բայց դրանցից մի քանիսը դեռ կուտակվում են որոշակի վայրերում։ Իհարկե, նույնիսկ այնտեղ աստղերի միջև հեռավորությունները դեռ շատ մեծ են։ Բայց ահռելի հեռավորությունների պատճառով նման սերտորեն տեղակայված աստղերը նման են աստղային կլաստերի: Դրա համար էլ այդպես են կոչվում։ Աստղային կուտակումներից ամենահայտնին Ցուլ համաստեղության Պլեադներն են: Անզեն աչքով իրար շատ մոտ գտնվող Պլեադներում կարելի է առանձնացնել 6-7 աստղ։ Աստղադիտակի միջոցով դրանցից ավելի քան հարյուրը կարելի է տեսնել փոքր տարածքում։ Սա այն կույտերից մեկն է, որտեղ աստղերը կազմում են քիչ թե շատ մեկուսացված համակարգ՝ կապված տարածության մեջ ընդհանուր շարժման միջոցով։ Այս աստղային կլաստերի տրամագիծը մոտ 50 լուսային տարի է։ Բայց նույնիսկ այս կլաստերի աստղերի ակնհայտ մոտիկության դեպքում նրանք իրականում բավականին հեռու են միմյանցից: Նույն համաստեղությունում, որը շրջապատում է իր գլխավոր՝ ամենապայծառ, կարմրավուն աստղ Ալ-Դեբարանը, կա մեկ այլ, ավելի ցրված աստղային կուտակում՝ Հյադեսը:

Որոշ աստղային կուտակումներ թույլ աստղադիտակներում հայտնվում են որպես մշուշոտ, մշուշոտ կետեր: Ավելի հզոր աստղադիտակներում այս բծերը, հատկապես դեպի ծայրերը, բաժանվում են առանձին աստղերի: Խոշոր աստղադիտակները թույլ են տալիս պարզել, որ դրանք հատկապես մոտ աստղային կուտակումներ են, որոնք ունեն գնդաձև ձև: Հետեւաբար, նման կլաստերները կոչվում են գնդաձեւ: Այժմ հայտնի են հարյուրից ավելի գնդաձև աստղային կուտակումներ: Նրանք բոլորը մեզանից շատ հեռու են։ Նրանցից յուրաքանչյուրը բաղկացած է հարյուր հազարավոր աստղերից։

Հարցը, թե որն է աստղերի աշխարհը, ըստ երևույթին, առաջին հարցերից է, որին բախվել է մարդկությունը քաղաքակրթության սկզբից ի վեր: Աստղային երկնքի մասին մտածող ցանկացած մարդ ակամա կապում է ամենապայծառ աստղերը միմյանց հետ ամենապարզ ձևերով՝ քառակուսիներ, եռանկյուններ, խաչեր՝ դառնալով աստղային երկնքի իր քարտեզի ակամա ստեղծողը: Մեր նախնիները գնացին նույն ճանապարհով, աստղային երկինքը բաժանելով աստղերի հստակորեն տարբերվող համակցությունների, որոնք կոչվում են համաստեղություններ: Հին մշակույթներում մենք հանդիպում ենք առաջին համաստեղություններին, որոնք նույնացվում են աստվածների կամ առասպելների խորհրդանիշների հետ, որոնք մեզ են հասել բանաստեղծական անունների տեսքով՝ Օրիոնի համաստեղություն, Canes Venatici համաստեղություն, Անդրոմեդայի համաստեղություն, և այլն: Այս անունները կարծես խորհրդանշում էին մեր նախնիների պատկերացումները տիեզերքի հավերժության և անփոփոխության, տիեզերքի ներդաշնակության կայունության և անփոփոխության մասին:

Որքա՞ն կարող է աստղը ապրել: Նախ, եկեք սահմանենք այն. աստղի կյանքի տևողություն ասելով մենք հասկանում ենք միջուկային միաձուլում իրականացնելու նրա կարողությունը: Որովհետև «աստղի դիակը» կարող է երկար ժամանակ կախվել նույնիսկ սինթեզի ավարտից հետո։

Սովորաբար, որքան քիչ զանգված է աստղը, այնքան երկար կապրի: Ամենացածր զանգված ունեցող աստղերը կարմիր թզուկներ են։ Դրանք կարող են լինել 7,5-ից մինչև 50 տոկոս արևային զանգվածի միջև: Ավելի քիչ զանգվածը չի կարող միջուկային միաձուլման ենթարկվել և աստղ չի լինի: Ներկայիս մոդելները ենթադրում են, որ ամենափոքր կարմիր թզուկները կարող են գոյատևել մինչև 10 տրիլիոն տարի: Համեմատեք սա մեր Արեգակի հետ, որտեղ միաձուլումը կտևի մոտավորապես 10 միլիարդ տարի՝ հազար անգամ ավելի քիչ: Տեսության համաձայն, երբ ջրածնի մեծ մասը միաձուլվի, բաց կարմիր թզուկը կդառնա կապույտ թզուկ, և երբ մնացած ջրածինը սպառվի, միջուկում միաձուլումը կդադարի, և թզուկը կդառնա սպիտակ:

Ամենահին աստղերը

Ամենահին աստղերը կարծես նրանք են, որոնք առաջացել են Մեծ պայթյունից անմիջապես հետո (մոտ 13,8 միլիարդ տարի առաջ): Աստղագետները կարող են գնահատել աստղերի տարիքը՝ նայելով նրանց աստղային լույսին. սա ցույց է տալիս նրանց, թե յուրաքանչյուր տարրից որքան է աստղում (օրինակ՝ ջրածին, հելիում, լիթիում): Ամենահին աստղերը հիմնականում կազմված են ջրածնից և հելիումից՝ շատ քիչ զանգվածով, որը հատկացված է ավելի ծանր տարրերին:

Դիտարկված ամենահին աստղը SMSS J031300.36-670839.3 է: Դրա հայտնաբերման մասին հայտարարվել է 2014 թվականի փետրվարին։ Նրա տարիքը գնահատվում է 13,6 միլիարդ տարի, և այն դեռ առաջին աստղերից չէ: Նման աստղեր դեռևս չեն հայտնաբերվել, բայց նրանք, իհարկե, կարող են լինել: Կարմիր թզուկները, ինչպես նշեցինք, ապրում են տրիլիոնավոր տարիներ, բայց նրանց հայտնաբերելը շատ դժվար է: Ամեն դեպքում, եթե նույնիսկ այդպիսի աստղեր կան, ապա նրանց փնտրելը նման է խոտի դեզում ասեղ փնտրելուն։

Ամենամութ աստղերը

Ո՞ր աստղերն են ամենամութը: Մինչ այս հարցին պատասխանելը, եկեք հասկանանք, թե ինչ է «դիմը»: Որքան հեռու եք աստղից, այնքան ավելի մթագնում է այն, այնպես որ մենք պարզապես պետք է հեռացնենք հեռավորությունը որպես գործոն և չափենք դրա պայծառությունը կամ աստղի արտանետվող էներգիայի ընդհանուր քանակը ֆոտոնների, լույսի մասնիկների տեսքով:

Եթե ​​մենք սահմանափակվենք աստղերով, որոնք դեռևս միաձուլման գործընթացում են, ապա ամենացածր պայծառությունը հանդիպում է կարմիր թզուկների մոտ: Ներկայում ամենացածր պայծառությամբ ամենասառը աստղը 2MASS J0523-1403 կարմիր թզուկն է: Մի քիչ պակաս լույս, և մենք կմտնենք շագանակագույն թզուկների թագավորություն, որոնք այլևս աստղեր չեն:

Կարող են լինել նաև աստղերի մնացորդներ՝ սպիտակ թզուկներ, նեյտրոնային աստղեր և այլն։ Որքա՞ն կարող են դրանք մռայլ լինել: Սպիտակ թզուկները մի փոքր ավելի թեթև են, բայց սառչելու համար երկար ժամանակ է պահանջվում: Որոշ ժամանակ անց դրանք վերածվում են ածխի սառը կտորների, գործնականում ոչ լույս արձակող- դառնալ «սև թզուկներ»: Սպիտակ թզուկները շատ երկար ժամանակ են պահանջում սառչելու համար, ուստի նրանք պարզապես դեռ գոյություն չունեն:

Աստղաֆիզիկոսները դեռ չգիտեն, թե ինչ է տեղի ունենում նեյտրոնային աստղերի նյութի հետ, երբ նրանք սառչում են: Դիտարկելով այլ գալակտիկաների գերնոր աստղերը՝ նրանք կարող են կռահել, որ մի քանի հարյուր միլիոն նեյտրոնային աստղեր պետք է գոյացած լինեն մեր գալակտիկայում, սակայն մինչ այժմ այս թվի միայն մի փոքր մասն է գրանցվել: Մնացածը պետք է այնքան սառած լինեն, որ ուղղակի անտեսանելի են դարձել։

Ի՞նչ կասեք միջգալակտիկական խորը տարածության սև խոռոչների մասին, որոնց ուղեծրում ոչինչ չկա: Նրանք դեռևս արձակում են որոշակի ճառագայթում, որը հայտնի է որպես Հոքինգի ճառագայթում, բայց ոչ շատ: Նման միայնակ սև խոռոչները հավանաբար ավելի քիչ են փայլում, քան աստղերի մնացորդները: Կա՞ն արդյոք դրանք։ Միգուցե։

Ամենապայծառ աստղերը

Ամենապայծառ աստղերը նույնպես հակված են ամենազանգվածին: Նրանք նաև հակված են լինել Վոլֆ-Ռայեի աստղեր, ինչը նշանակում է, որ նրանք տաք են և մեծ զանգված են թափում աստղային ուժեղ քամիների մեջ: Ամենապայծառ աստղերը նույնպես առանձնապես երկար չեն ապրում՝ «արագ ապրիր, երիտասարդ մեռիր»։

Մինչ օրս ամենապայծառ աստղը (և ամենազանգվածը) համարվում է R136a1-ը։ Դրա բացման մասին հայտարարվել է 2010թ. Այն Վոլֆ-Ռայեի աստղ է, որի պայծառությունը մոտավորապես 8,700,000 արև է և զանգվածը 265 անգամ ավելի մեծ, քան մեր հայրենի աստղը: Ժամանակին նրա զանգվածը 320 արեգակնային էր:

R136a1-ը իրականում R136 կոչվող աստղերի խիտ կլաստերի մի մասն է: Ըստ հայտնագործողներից մեկի՝ Փոլ Քրոութերի, «Մոլորակների ձևավորումն ավելի երկար է տևում, քան նման աստղի ապրելու և մեռնելու համար: Եթե ​​նույնիսկ այնտեղ մոլորակներ լինեին, նրանց վրա աստղագետներ չէին լինի, քանի որ գիշերային երկինքը նույնքան պայծառ էր, որքան ցերեկը»:

Ամենամեծ աստղերը

Չնայած իր հսկայական զանգվածին, R136a1-ը ամենամեծ աստղը չէ (ըստ չափի): Կան շատ ավելի մեծ աստղեր, և նրանք բոլորն էլ կարմիր գերհսկաներ են. աստղեր, որոնք իրենց ողջ կյանքի ընթացքում շատ ավելի փոքր էին, մինչև որ նրանց ջրածինը վերջացավ, սկսեցին միաձուլել հելիումը և սկսեցին ջերմաստիճանի բարձրացում և ընդլայնում: Մեր Արևին ի վերջո նման ճակատագիր է սպասվում: Ջրածինը կսպառվի, իսկ աստղը կընդլայնվի՝ վերածվելով կարմիր հսկայի։ Կարմիր գերհսկա դառնալու համար աստղը պետք է լինի 10 անգամ ավելի զանգված, քան մեր Արեգակը: Կարմիր գերհսկայի փուլը սովորաբար կարճ է, տևում է ընդամենը մի քանի հազարից մինչև միլիարդ տարի: Աստղագիտական ​​չափանիշներով սա շատ չէ։

Ամենահայտնի կարմիր սուպերհսկաներն են Ալֆա Անտարեսը և Բեթելգեյզը, բայց նրանք նույնպես բավականին փոքր են՝ համեմատած ամենամեծերի: Ամենամեծ կարմիր գերհսկային գտնելը շատ անպտուղ աշխատանք է, քանի որ նման աստղերի ճշգրիտ չափերը շատ դժվար է միանշանակ գնահատել: Ամենամեծերը պետք է լինեն 1500 անգամ ավելի լայն, քան Արեգակը, գուցե ավելին:

Աստղեր ամենապայծառ պայթյուններով

Բարձր էներգիայի ֆոտոնները կոչվում են գամմա ճառագայթներ: Նրանք ծնվում են միջուկային պայթյունների արդյունքում, ուստի որոշ երկրներ արձակում են հատուկ արբանյակներ՝ միջուկային փորձարկումների արդյունքում առաջացած գամմա ճառագայթները որոնելու համար։ 1967 թվականի հուլիսին ԱՄՆ-ի նման արբանյակները հայտնաբերել են գամմա ճառագայթների պայթյուն, որը չի առաջացել միջուկային պայթյունից։ Այդ ժամանակից ի վեր նմանատիպ շատ պայթյուններ են հայտնաբերվել: Դրանք սովորաբար կարճատև են, տևում են ընդամենը մի քանի միլիվայրկյանից մինչև մի քանի րոպե: Բայց շատ պայծառ - շատ ավելի պայծառ, քան ամենապայծառ աստղերը: Նրանց աղբյուրը Երկրի վրա չէ:

Ինչն է առաջացնում գամմա ճառագայթների պայթյուն: Գուշակությունները շատ են։ Այսօր ենթադրությունների մեծ մասը հանգում է զանգվածային աստղերի (գերնոր կամ հիպերնոր) պայթյունին, որը վերածվում է նեյտրոնային աստղերի կամ սև խոռոչների: Որոշ գամմա ճառագայթների պոռթկումներ առաջանում են մագնետարներից՝ նեյտրոնային աստղերի տեսակից։ Գամմա ճառագայթների այլ պոռթկումները կարող են լինել երկու նեյտրոնային աստղերի միաձուլման հետևանք, կամ աստղի սև խոռոչի մեջ ընկնելը:

Ամենաթեժ նախկին աստղերը

Սև անցքերը աստղեր չեն, այլ աստղերի մնացորդներ, բայց դրանք հաճելի է համեմատել աստղերի հետ, քանի որ նման համեմատությունները ցույց են տալիս, թե որքան անհավանական կարող են լինել երկուսն էլ:

Սև խոռոչն այն է, ինչ ձևավորվում է, երբ աստղի ձգողականությունը բավականաչափ ուժեղ է, որպեսզի հաղթահարի մնացած բոլոր ուժերը և պատճառ դարձնի, որ աստղը ինքն իրեն փլուզվի մինչև եզակիության կետ: Ոչ զրոյական զանգվածով, բայց զրոյական ծավալով, նման կետը տեսականորեն կունենա անսահման խտություն: Այնուամենայնիվ, անսահմանությունները հազվադեպ են մեր աշխարհում, ուստի մենք պարզապես լավ բացատրություն չունենք այն բանի համար, թե ինչ է տեղի ունենում սև խոռոչի կենտրոնում:

Սև անցքերը կարող են չափազանց զանգվածային լինել: Առանձին գալակտիկաների կենտրոններում հայտնաբերված սև խոռոչները կարող են լինել տասնյակ միլիարդավոր արևի զանգված: Ավելին, գերզանգվածային սև խոռոչների ուղեծրի նյութը կարող է լինել շատ պայծառ, ավելի պայծառ, քան գալակտիկաների բոլոր աստղերը: Սև խոռոչի մոտ կարող են լինել նաև հզոր շիթեր, որոնք շարժվում են գրեթե լույսի արագությամբ։

Ամենաարագ շարժվող աստղերը

2005 թվականին Ուորեն Բրաունը և Հարվարդ-Սմիթսոնյան աստղաֆիզիկայի կենտրոնի այլ աստղագետներ հայտարարեցին աստղի հայտնաբերման մասին, որը շարժվում էր այնքան արագ, որ այն դուրս էր թռել Ծիր Կաթինից և երբեք չէր վերադառնա: Նրա պաշտոնական անվանումն է SDSS J090745.0+024507, սակայն Բրաունն այն անվանել է «սրիկա աստղ»։

Հայտնաբերվել են նաև արագ շարժվող այլ աստղեր։ Նրանք հայտնի են որպես հիպերարագության աստղեր կամ գերարագ աստղեր։ 2014 թվականի կեսերի դրությամբ հայտնաբերվել էր 20 այդպիսի աստղ։ Նրանցից շատերը կարծես գալիս են գալակտիկայի կենտրոնից: Վարկածներից մեկի համաձայն, մի զույգ սերտորեն կապված աստղեր (երկակի համակարգ) անցել են գալակտիկայի կենտրոնում գտնվող սև խոռոչի մոտով, մի աստղ գրավվել է սև խոռոչի կողմից, իսկ մյուսը դուրս է թռչել մեծ արագությամբ:

Կան աստղեր, որոնք էլ ավելի արագ են շարժվում։ Իրականում, ընդհանուր առմամբ, որքան հեռու է աստղը մեր գալակտիկայից, այնքան ավելի արագ է այն հեռանում մեզանից: Դա պայմանավորված է Տիեզերքի ընդլայնմամբ, այլ ոչ թե աստղի տեղաշարժով տիեզերքում:

Առավել փոփոխական աստղերը

Շատ աստղերի պայծառությունը մեծ տատանվում է, երբ դիտվում է Երկրից: Նրանք հայտնի են որպես փոփոխական աստղեր։ Նրանցից շատերը կան. միայն Ծիր Կաթին գալակտիկայում կա մոտ 45000:

Աստղաֆիզիկայի պրոֆեսոր Քոել Հելլիերի խոսքերով, այս աստղերից ամենափոփոխականը կատակլիզմիկ կամ պայթյունավտանգ փոփոխական աստղերն են: Դրանց պայծառությունը օրվա ընթացքում կարող է աճել 100-ով, նվազել, կրկին աճել և այլն: Նման աստղերը հայտնի են սիրողական աստղագետների շրջանում:

Այսօր մենք լավ ենք հասկանում, թե ինչ է տեղի ունենում կատակլիզմիկ փոփոխական աստղերի հետ: Դրանք երկուական համակարգեր են, որոնցում մի աստղ սովորական աստղ է, իսկ մյուսը՝ սպիտակ թզուկ։ Սովորական աստղի նյութն ընկնում է ակրեցիոն սկավառակի վրա, որը պտտվում է սպիտակ թզուկի շուրջը: Երբ սկավառակի զանգվածը բավականաչափ բարձր է, սկսվում է միաձուլումը, որի արդյունքում պայծառությունը մեծանում է: Աստիճանաբար սինթեզը չորանում է, և գործընթացը նորից սկսվում է։ Երբեմն սպիտակ թզուկը փլուզվում է: Կան բավարար զարգացման տարբերակներ:

Ամենաարտասովոր աստղերը

Աստղերի որոշ տեսակներ բավականին անսովոր են: Նրանք պարտադիր չէ, որ ունենան ծայրահեղ հատկանիշներ, ինչպիսիք են պայծառությունը կամ զանգվածը, դրանք պարզապես տարօրինակ են:

Ինչպես, օրինակ, Torna-Zytkow օբյեկտները: Նրանք անվանվել են ի պատիվ ֆիզիկոսներ Կիպ Թորնի և Աննա Ժիտկովի, ովքեր առաջին անգամ առաջարկել են իրենց գոյությունը։ Նրանց գաղափարն այն էր, որ նեյտրոնային աստղը կարող է դառնալ կարմիր հսկայի կամ գերհսկայի միջուկը: Գաղափարն անհավանական է, բայց... վերջերս նման առարկա է հայտնաբերվել։

Երբեմն երկու մեծ դեղին աստղեր այնքան մոտ են պտտվում միմյանց, որ, անկախ նրանց միջև ընկած նյութից, նրանք նման են հսկա տիեզերական գետնանուշի։ Հայտնի է միայն երկու այդպիսի համակարգ.

Պշիբիլսկու աստղը երբեմն նշվում է որպես անսովոր աստղի օրինակ, քանի որ նրա աստղային լույսը տարբերվում է ցանկացած այլ աստղի լույսից: Աստղագետները չափում են յուրաքանչյուր ալիքի երկարության ինտենսիվությունը՝ պարզելու, թե ինչից է կազմված աստղը: Սա սովորաբար խնդիր չէ, սակայն գիտնականները դեռ փորձում են հասկանալ Պրժիբիլսկու աստղի սպեկտրը։

Հիմնվելով listverse.com-ի նյութերի վրա