Lielums

© Zināšanas ir spēks

Ptolemajs un Almagests

Pirmo mēģinājumu izveidot zvaigžņu katalogu, pamatojoties uz to spožuma pakāpes principu, veica Grieķijas astronoms Hiparhs no Nikejas 2. gadsimtā pirms mūsu ēras. Starp viņa daudzajiem darbiem (diemžēl gandrīz visi ir zaudēti) parādījās "Zvaigžņu katalogs", kas satur 850 zvaigžņu aprakstu, kas klasificētas pēc koordinātām un spilgtuma. Hiparhs, kurš turklāt atklāja precesijas fenomenu, savāktie dati tika izstrādāti un tālāk attīstīti, pateicoties Klaudijam Ptolemajam no Aleksandrijas (Ēģipte) 2. gadsimtā. AD Viņš radīja fundamentālu opusu "Almagest" trīspadsmit grāmatās. Ptolemajs savāca visas tā laika astronomiskās zināšanas, klasificēja tās un pasniedza pieejamā un saprotamā formā. Almagest iekļāva arī zvaigžņu katalogu. Tas bija balstīts uz novērojumiem, ko Hiparhs veica pirms četriem gadsimtiem. Bet Ptolemaja “Zvaigžņu katalogā” jau bija vēl aptuveni tūkstotis zvaigžņu.

Ptolemaja katalogs tūkstošgades laikā tika izmantots gandrīz visur. Viņš sadalīja zvaigznes sešās klasēs pēc spožuma pakāpes: spožākās tika iedalītas pirmajā klasē, mazāk spilgtās - otrajā un tā tālāk. Sestajā klasē ietilpst zvaigznes, kas tikko ir redzamas ar neapbruņotu aci. Termins "debesu ķermeņu spožums" vai "zvaigžņu lielums" joprojām tiek lietots, lai noteiktu debess ķermeņu, ne tikai zvaigžņu, bet arī miglāju, galaktiku un citu debess parādību mirdzuma mēru.

Zvaigznes spilgtums un vizuālais lielums

Skatoties uz zvaigžņotajām debesīm, jūs varat pamanīt, ka zvaigznes atšķiras pēc spilgtuma vai šķietamā mirdzuma. Spožākās zvaigznes sauc par 1. lieluma zvaigznēm; tām zvaigznēm, kuru spilgtums ir 2,5 reizes vājāks nekā 1. lieluma zvaigznēm, ir 2. lielums. Tās ir klasificētas kā 3. lieluma zvaigznes. kuras ir 2,5 reizes vājākas par 2. lieluma zvaigznēm utt. Ar neapbruņotu aci redzamās vājākās zvaigznes tiek klasificētas kā 6. lieluma zvaigznes. Jāatceras, ka nosaukums “zvaigžņu lielums” nenorāda zvaigžņu izmēru, bet tikai to šķietamo spilgtumu.

Kopumā debesīs ir 20 spožākās zvaigznes, par kurām parasti saka, ka tās ir pirmā lieluma zvaigznes. Bet tas nenozīmē, ka tiem ir vienāds spilgtums. Patiesībā daži no tiem ir nedaudz spožāki par 1. lielumu, citi ir nedaudz vājāki, un tikai viens no tiem ir tieši 1. lieluma zvaigzne. Tāda pati situācija attiecas uz 2., 3. un turpmāko magnitūdu zvaigznēm. Tāpēc, lai precīzāk norādītu konkrētas zvaigznes spilgtumu, viņi izmanto frakcionēti daudzumi. Tā, piemēram, tās zvaigznes, kuras savā spožumā atrodas pa vidu starp 1. un 2. magnitūdas zvaigznēm, tiek uzskatītas par piederīgām pie 1,5 magnitūdas. Ir zvaigznes ar magnitūdām 1,6; 2,3; 3,4; 5.5 utt. Debesīs redzamas vairākas īpaši spilgtas zvaigznes, kas savā spožumā pārspēj 1. magnitūdas zvaigžņu spožumu. Šīm zvaigznēm nulle un negatīvi lielumi. Tā, piemēram, spožākās zvaigznes debesu ziemeļu puslodē - Vega - ir 0,03 (0,04) magnitūdas, bet spožākās zvaigznes - Sīriusa - dienvidu puslodē ir mīnus 1,47 (1,46) magnitūdas. spožākā ir zvaigzne Canopus(Canopus atrodas Karīnas zvaigznājā. Ar šķietamo magnitūdu mīnus 0,72, Canopus ir lielākais spožums no visām zvaigznēm 700 gaismas gadu robežās no Saules. Salīdzinājumam, Sīriuss ir tikai 22 reizes spožāks par mūsu Sauli, taču tas ir daudz tuvāk mums nekā Canopus. Daudzām Saules tuvākajām zvaigznēm Canopus ir spožākā zvaigzne viņu debesīs.)

Lielums mūsdienu zinātnē

19. gadsimta vidū. angļu astronoms Normans Pogsons pilnveidoja zvaigžņu klasifikācijas metodi pēc spožuma principa, kas pastāvēja kopš Hiparha un Ptolemaja laikiem. Pogsons ņēma vērā, ka spilgtuma atšķirība starp abām klasēm ir 2,5 (piemēram, trešās klases zvaigznes gaismas intensitāte ir 2,5 reizes lielāka nekā ceturtās klases zvaigznei). Pogsons ieviesa jaunu skalu, saskaņā ar kuru starpība starp pirmās un sestās klases zvaigznēm ir 100 pret 1 (5 magnitūdu atšķirība atbilst zvaigžņu spilgtuma izmaiņām 100 reizes). Tādējādi atšķirība starp katras klases spilgtumu ir nevis 2,5, bet gan 2,512 līdz 1.

Angļu astronoma izstrādātā sistēma ļāva saglabāt esošo mērogu (sadalījums sešās klasēs), taču deva tai maksimālu matemātisko precizitāti. Pirmkārt, Polārā zvaigzne tika izvēlēta par nulles punktu zvaigžņu lielumu sistēmai, tās lielums saskaņā ar Ptolemaja sistēmu tika noteikts kā 2,12. Vēlāk, kad kļuva skaidrs, ka Ziemeļzvaigzne ir mainīga zvaigzne, zvaigznes ar nemainīgiem raksturlielumiem nosacīti tika piešķirtas nulles punkta lomai. Uzlabojoties tehnoloģijām un aprīkojumam, zinātnieki varēja noteikt zvaigžņu lielumu ar lielāku precizitāti: līdz desmitdaļām un vēlāk līdz simtdaļām vienību.

Attiecību starp šķietamajiem zvaigžņu lielumiem izsaka ar Pogsona formulu: m 2 -m 1 =-2,5 log(E 2 /E 1) .

To zvaigžņu skaits n, kuru vizuālais lielums ir lielāks par L

L	n	L	n	L	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

Relatīvais un absolūtais lielums

Zvaigžņu lielums, ko mēra, izmantojot īpašus instrumentus, kas uzstādīti teleskopā (fotometri), norāda, cik daudz gaismas no zvaigznes sasniedz novērotāju uz Zemes. Gaisma virzās tālumā no zvaigznes līdz mums, un attiecīgi, jo tālāk zvaigzne atrodas, jo blāvāka tā šķiet. Citiem vārdiem sakot, tas, ka zvaigznēm ir atšķirīgs spilgtums, vēl nesniedz pilnīgu informāciju par zvaigzni. Ļoti spilgtai zvaigznei var būt liels spožums, taču tā var būt ļoti tālu, un tāpēc tai var būt ļoti liels spilgtums. Lai salīdzinātu zvaigžņu spilgtumu neatkarīgi no to attāluma no Zemes, tika ieviests jēdziens "absolūtais lielums". Lai noteiktu absolūto lielumu, jums jāzina attālums līdz zvaigznei. Absolūtais lielums M raksturo zvaigznes spilgtumu 10 parseku attālumā no novērotāja. (1 parseks = 3,26 gaismas gadi.). Attiecība starp absolūto lielumu M, šķietamo magnitūdu m un attālumu līdz zvaigznei R parsekos: M = m + 5 – 5 log R.

Salīdzinoši tuvām zvaigznēm, kas atrodas attālumā, kas nepārsniedz vairākus desmitus parseku, attālumu nosaka paralakss tādā veidā, kas zināms jau divsimt gadus. Šajā gadījumā tiek mērītas niecīgas zvaigžņu leņķiskās nobīdes, kad tās tiek novērotas no dažādiem Zemes orbītas punktiem, tas ir, dažādos gada laikos. Pat tuvāko zvaigžņu paralakses ir mazākas par 1". Paralakses jēdziens ir saistīts ar vienas no astronomijas pamatvienībām nosaukumu - parsec. Parsec ir attālums līdz iedomātai zvaigznei, kuras gada paralakse ir vienāda ar 1".

Cienījamie apmeklētāji!

Jūsu darbs ir atspējots JavaScript. Lūdzu, iespējojiet skriptus savā pārlūkprogrammā, un jums tiks atvērta visa vietnes funkcionalitāte!

Astronomija

• Tulkošana

Vai jūs zināt tos visus, kā arī to spilgtuma iemeslus?

Esmu izsalcis pēc jaunām zināšanām. Mērķis ir mācīties katru dienu un kļūt gaišākam un gaišākam. Tā ir šīs pasaules būtība.
- Džejs-Z

Iedomājoties naksnīgās debesis, jūs, visticamāk, domājat par tūkstošiem zvaigžņu, kas mirgo pret melno nakts segu, ko var redzēt tikai tālu no pilsētām un citiem gaismas piesārņojuma avotiem.

Bet tie no mums, kuri nevar periodiski redzēt šādu uzstāšanos, pietrūkst fakta, ka zvaigznes, kas redzamas no pilsētu teritorijām ar augstu gaismas piesārņojumu, izskatās savādāk nekā tad, ja tās skatās tumšā laikā. To krāsa un relatīvais spilgtums tos uzreiz atšķir no blakus esošajām zvaigznēm, un katrai no tām ir savs stāsts.

Cilvēki ziemeļu puslodē, iespējams, uzreiz var atpazīt Ursa Major vai burtu W Kasiopejā, savukārt dienvidu puslodē slavenākajam zvaigznājam ir jābūt Dienvidu krustam. Bet šīs zvaigznes nav starp desmit spožākajām!

Piena ceļš blakus Dienvidu krustam

Katrai zvaigznei ir savs dzīves cikls, pie kura tā ir piesaistīta no dzimšanas brīža. Kad veidosies kāda zvaigzne, dominējošais elements būs ūdeņradis – visbagātīgākais elements Visumā – un tās likteni nosaka tikai tās masa. Zvaigznes, kuru masa ir 8% no Saules, var izraisīt kodolsintēzes reakcijas savos kodolos, sakausējot hēliju no ūdeņraža, un to enerģija pakāpeniski virzās no iekšpuses uz āru un izplūst Visumā. Zemas masas zvaigznes ir sarkanas (zemas temperatūras dēļ), blāvas un lēnām sadedzina degvielu — visilgāk dzīvojošajām ir paredzēts degt triljoniem gadu.

Bet jo lielāku masu iegūst zvaigzne, jo karstāks ir tās kodols un jo lielāks ir kodolsintēzes reģions. Līdz brīdim, kad tā sasniedz Saules masu, zvaigzne ietilpst G klasē, un tās kalpošanas laiks nepārsniedz desmit miljardus gadu. Divkāršojiet Saules masu, un jūs iegūstat A klases zvaigzni, kas ir spilgti zila un dzīvo mazāk nekā divus miljardus gadu. Un masīvākās zvaigznes, O un B klases, dzīvo tikai dažus miljonus gadu, pēc tam to kodolam beidzas ūdeņraža degviela. Nav pārsteidzoši, ka masīvākās un karstākās zvaigznes ir arī spožākās. Tipiska A klases zvaigzne var būt 20 reizes spožāka par Sauli, bet masīvākā – desmitiem tūkstošu reižu spožāka!

Bet neatkarīgi no tā, kā zvaigzne sāk dzīvi, ūdeņraža degviela tās kodolā beidzas.

Un no šī brīža zvaigzne sāk sadedzināt smagākus elementus, izplešoties par milzu zvaigzni, vēsāku, bet arī spožāku nekā sākotnējā. Milzu fāze ir īsāka nekā ūdeņraža degšanas fāze, taču tās neticami spilgtums padara to redzamu no daudz lielāka attāluma, nekā bija redzama sākotnējā zvaigzne.

Ņemot to visu vērā, pāriesim pie desmit spožākajām zvaigznēm mūsu debesīs, pieaugošā spilgtuma secībā.

10. Ačernārs. Spilgti zila zvaigzne ar septiņas reizes lielāku Saules masu un 3000 reižu lielāku spilgtumu. Šī ir viena no visstraujāk rotējošām mums zināmajām zvaigznēm! Tas griežas tik ātri, ka tā ekvatoriālais rādiuss ir par 56% lielāks nekā polārais rādiuss, un temperatūra polā - tā kā tas ir daudz tuvāk kodolam - ir par 10 000 K augstāka. Bet tas ir diezgan tālu no mums, 139 gaismas gadu attālumā.

9. Betelgeuse. Sarkanā milzu zvaigzne Oriona zvaigznājā Betelgeuse bija spoža un karsta O klases zvaigzne, līdz tai beidzās ūdeņradis un pārgāja uz hēliju. Neskatoties uz zemo temperatūru 3500 K, tā ir vairāk nekā 100 000 reižu spožāka par Sauli, tāpēc tā ir starp desmit spožākajām, neskatoties uz to, ka tā atrodas 600 gaismas gadu attālumā. Nākamo miljonu gadu laikā Betelgeuse kļūs par supernovu un uz laiku kļūs par spožāko zvaigzni debesīs, kas, iespējams, būs redzama dienas laikā.

8. Procyon. Zvaigzne ļoti atšķiras no tām, kuras mēs esam apsvēruši. Procyon ir pieticīga F klases zvaigzne, tikai par 40% lielāka nekā Saule, un tās kodolā drīz beigsies ūdeņradis, kas nozīmē, ka tā ir evolūcijas procesā esoša subgants. Tas ir aptuveni 7 reizes spožāks par Sauli, bet atrodas tikai 11,5 gaismas gadu attālumā, tāpēc tas var būt spožāks par visām zvaigznēm, izņemot septiņas mūsu debesu zvaigznes.

7. Rigels. Orionā Betelgeuse nav spožākā no zvaigznēm - šī atzinība tiek piešķirta Rigelam, zvaigznei, kas atrodas vēl tālāk no mums. Tā atrodas 860 gaismas gadu attālumā, un ar tikai 12 000 grādu temperatūru Rigels nav galvenās secības zvaigzne — tā ir reta zilā supermilzi! Tā ir 120 000 reižu spožāka par Sauli un tik spoži spīd nevis attāluma no mums, bet gan sava spožuma dēļ.

6. Kapela. Šī ir dīvaina zvaigzne, jo patiesībā tā ir divi sarkani milži, kuru temperatūra ir salīdzināma ar Saules temperatūru, bet katra no tām ir aptuveni 78 reizes spožāka par Sauli. 42 gaismas gadu attālumā ir sava spilgtuma, salīdzinoši neliela attāluma un divu no tiem kombinācija, kas ļauj Capellai būt mūsu sarakstā.

5. Vega. Spožākā zvaigzne no vasaras-rudens trīsstūra, citplanētiešu mājas no filmas “Kontakti”. Astronomi to izmantoja kā standarta "nulles magnitūdas" zvaigzni. Tā atrodas tikai 25 gaismas gadu attālumā no mums, pieder pie galvenās secības zvaigznēm un ir viena no spožākajām mums zināmajām A klases zvaigznēm, turklāt ir diezgan jauna, tikai 400-500 miljonus gadu veca. Turklāt tā ir 40 reizes spožāka par Sauli un piektā spožākā zvaigzne debesīs. Un no visām zvaigznēm ziemeļu puslodē Vega ir otrajā vietā aiz vienas zvaigznes...

4. Arktūrs. Oranžais gigants evolūcijas mērogā atrodas kaut kur starp Procyon un Capella. Tā ir spožākā zvaigzne ziemeļu puslodē, un to var viegli atrast pēc Lielā Lāča "roktura". Tā ir 170 reižu spožāka par Sauli, un, sekojot tās evolūcijas ceļam, tā var kļūt vēl spožāka! Tas atrodas tikai 37 gaismas gadu attālumā, un tikai trīs zvaigznes ir spožākas par to, un tās visas atrodas dienvidu puslodē.

3. Alfa Kentauri. Šī ir trīskārša sistēma, kuras galvenais loceklis ir ļoti līdzīgs Saulei un pati par sevi ir blāvāka nekā jebkura zvaigzne šajā desmitniekā. Bet Alpha Centauri sistēma sastāv no mums tuvākajām zvaigznēm, tāpēc tās atrašanās vieta ietekmē tās šķietamo spilgtumu – galu galā tā atrodas tikai 4,4 gaismas gadu attālumā. Nepavisam nelīdzinās ar 2. numuru sarakstā.

2. Canopus. Baltais supermilzis Canopus ir 15 000 reižu spožāks par Sauli un ir otrā spožākā zvaigzne nakts debesīs, neskatoties uz to, ka tā atrodas 310 gaismas gadu attālumā. Tas ir desmit reizes masīvāks par Sauli un 71 reizi lielāks - tas nav pārsteidzoši, ka tā spīd tik spilgti, bet tā nevarēja sasniegt pirmo vietu. Galu galā, spožākā zvaigzne debesīs ir...

1. Sīriuss. Tas ir divreiz spilgtāks par Canopus, un ziemeļu puslodes novērotāji bieži var redzēt, ka tas ziemā paceļas aiz Oriona zvaigznāja. Tas bieži mirgo, jo tā spilgtā gaisma var labāk iekļūt zemākajā atmosfērā nekā citas zvaigznes. Tā atrodas tikai 8,6 gaismas gadu attālumā, taču tā ir A klases zvaigzne, divreiz masīvāka un 25 reizes spožāka par Sauli.

Jūs var pārsteigt, ka saraksta populārākās zvaigznes nav spožākās vai tuvākās zvaigznes, bet gan pietiekami spilgtas un pietiekami tuvu kombinācijas, lai spīdētu visspilgtāk. Zvaigznēm, kas atrodas divreiz tālāk, ir četras reizes mazāks spilgtums, tāpēc Siriuss spīd spožāk nekā Canopus, kas spīd spožāk nekā Alfa Kentauri utt. Interesanti, ka M klases pundurzvaigznes, kurām pieder trīs no četrām Visuma zvaigznēm, šajā sarakstā nemaz nav.

Ko mēs varam paņemt no šīs mācības: dažreiz lietas, kas mums šķiet visspilgtākās un acīmredzamākās, izrādās visneparastākās. Kopīgas lietas var būt daudz grūtāk atrast, bet tas nozīmē, ka mums ir jāuzlabo novērošanas metodes!

Šķietamais spilgtums

Paskaties uz debesīm naktī. Visticamāk, jūs redzēsiet duci vai pusotru ļoti spožu zvaigžņu (atkarībā no gadalaika un jūsu atrašanās vietas uz Zemes), vairākus desmitus blāvāku zvaigžņu un daudzas, daudzas ļoti blāvas.

Zvaigžņu spožums ir to vecākā īpašība, ko pamanījis cilvēks. Pat senos laikos cilvēki izdomāja zvaigžņu spilgtuma mēru - “zvaigžņu lielumu”. Lai gan to sauc par "lielumu", mēs, protams, nerunājam par zvaigžņu lielumu, bet tikai par to spilgtumu, ko uztver acs. Dažām spožām zvaigznēm ir piešķirts pirmais lielums. Zvaigznēm, kuras izskatījās nedaudz blāvākas – otrā. Zvaigznes, kas izskatījās tikpat blāvākas nekā iepriekšējās - trešā. Un tā tālāk.

Ņemiet vērā, ka jo spožāka ir zvaigzne, jo mazāks ir tās lielums. Pirmā lieluma zvaigznes ir tālu no spožākajām debesīm. Bija jāievada nulles lielums un pat negatīvie. Iespējami arī frakcionēti lielumi. Blāvākās zvaigznes, ko var redzēt cilvēka acs, ir sestā lieluma zvaigznes. Ar binokli var redzēt līdz septītajam, ar amatieru teleskopu - līdz desmitajam vai divpadsmitajam, un mūsdienu Habla orbitālais teleskops sniedzas līdz pat trīsdesmitajam.

Šeit ir mūsu pazīstamo zvaigžņu lielums: Sīriuss (-1,5), Alfa Kentauri (-0,3), Betelgeuse 0,3 (vidēji, jo mainīgs). Plaši pazīstamās Ursa Major zvaigznes ir otrā lieluma zvaigznes. Veneras magnitūda var sasniegt līdz (-4,5) - nu, ļoti spilgts punkts, ja palaimējas to ieraudzīt, Jupiters - līdz (-2,9).

Šādi zvaigžņu spilgtums tiek mērīts daudzus gadsimtus, pēc acs, salīdzinot zvaigznes ar standarta zvaigznēm. Bet tad parādījās objektīvi instrumenti, un tika atklāts interesants fakts. Kāds ir zvaigznes šķietamais spilgtums? To var definēt kā gaismas (fotonu) daudzumu no šīs zvaigznes, kas vienā reizē nonāk mūsu acī. Tātad, izrādījās, ka lieluma skala ir logaritmiska (tāpat kā visas skalas, kas balstītas uz sajūtu uztveri). Tas ir, spilgtuma atšķirība par vienu lielumu ir fotonu skaita atšķirība divarpus reizes. Salīdziniet, piemēram, ar mūzikas skalu, tas ir viens un tas pats: oktāvu atšķirība ir divkārša frekvences atšķirība.

Zvaigžņu redzamā spilgtuma mērīšana magnitūdās joprojām tiek izmantota vizuālos novērojumos; lieluma vērtības tiek reģistrētas visās astronomiskajās atsauces grāmatās. Tas ir ērti, piemēram, lai ātri novērtētu un salīdzinātu zvaigžņu spilgtumu.

Radiācijas jauda

Zvaigžņu spilgtums, ko mēs redzam ar acīm, ir atkarīgs ne tikai no pašas zvaigznes parametriem, bet arī no attāluma līdz zvaigznei. Piemēram, mazais, bet tuvais Sīriuss mums izskatās gaišāks nekā tālais supergigants Betelgeuse.

Lai pētītu zvaigznes, protams, ir jāsalīdzina spilgtumi, kas nav atkarīgi no attāluma. (Tos var aprēķināt, zinot zvaigznes šķietamo spilgtumu, attālumu līdz tai un aplēses par gaismas absorbciju noteiktā virzienā.)

Sākumā kā šāds mērs tika izmantots absolūtais lielums - teorētiskais lielums, kāds būtu zvaigznei, ja tā būtu novietota 10 parseku (32 gaismas gadu) standarta attālumā. Bet tomēr astrofiziskiem aprēķiniem tas ir neērts lielums, pamatojoties uz subjektīvo uztveri. Izrādījās, ka daudz ērtāk ir izmērīt nevis teorētisko šķietamo spilgtumu, bet gan ļoti reālo zvaigznes starojuma jaudu. Šo lielumu sauc par spožumu, un to mēra ar Saules spožumu; Saules spožums tiek uzskatīts par vienu.

Uzziņai: Saules spilgtums ir 3,846 * 10 līdz divdesmit sestajai vatu jaudai.

Zināmo zvaigžņu spilgtuma diapazons ir milzīgs: no saules tūkstošdaļām (un pat miljondaļām) līdz pieciem līdz sešiem miljoniem.

Mums zināmo zvaigžņu spožums: Betelgeuse - 65 000 saules, Sirius - 25 saules, Alpha Centauri A - 1,5 saules, Alpha Centauri B - 0,5 saules, Proxima Centauri - 0,00006 saules.

Bet, tā kā mēs pārgājām no runāšanas par spilgtumu uz runāšanu par starojuma jaudu, tad jāņem vērā, ka viens ar otru nemaz nav saistīts viennozīmīgi. Fakts ir tāds, ka šķietamais spilgtums tiek mērīts tikai redzamajā diapazonā, un zvaigznes izstaro daudz vairāk nekā tikai šajā diapazonā. Mēs zinām, ka mūsu Saule ne tikai spīd (redzamā gaisma), bet arī silda (infrasarkanais starojums) un izraisa iedegumu (ultravioletais starojums), un stingrāku starojumu saglabā atmosfēra. Saules maksimālais starojums iekrīt tieši redzamā diapazona vidū – kas nav pārsteidzoši: evolūcijas procesā mūsu acis tika īpaši noregulētas uz saules starojumu; Tā paša iemesla dēļ saule vakuumā šķiet pilnīgi balta. Bet vēsākām zvaigznēm maksimālais starojums tiek novirzīts uz sarkano vai pat infrasarkano reģionu. Ir ļoti foršas zvaigznes, piemēram, R Doradus, kas izstaro lielāko daļu sava starojuma infrasarkanajā starā. Karstākajās zvaigznēs, gluži pretēji, maksimālais starojums tiek novirzīts uz zilo, violeto vai pat ultravioleto apgabalu. Šādu zvaigžņu starojuma jaudas novērtējums no redzamā starojuma būs vēl kļūdaināks.

Tāpēc tiek lietots zvaigznes “bolometriskā spilgtuma” jēdziens, t.i. ieskaitot starojumu visos diapazonos. Bolometriskais spožums, kā izriet no iepriekš minētā, var ievērojami atšķirties no parastā (redzamajā diapazonā). Piemēram, parastais Betelgeuse spilgtums ir 65 000 saules, un bolometriskais spilgtums ir 100 000!

Kas nosaka zvaigznes starojuma jaudu?

Zvaigznes starojuma jauda (un līdz ar to arī spilgtums) ir atkarīga no diviem galvenajiem parametriem: temperatūras (jo tas ir karstāks, jo vairāk enerģijas tiek izstarots uz laukuma vienību) un virsmas laukuma (jo lielāks tas ir, jo vairāk enerģijas zvaigzne var izstarot plkst. tāda pati temperatūra).

No tā izriet, ka spožākajām zvaigznēm Visumā jābūt zilajiem hipergiantiem. Tā ir taisnība; šādas zvaigznes sauc par "spilgti ziliem mainīgajiem". Par laimi, to ir maz un viņi visi ir ļoti tālu no mums (kas ir ārkārtīgi noderīgi proteīnu dzīvībai), taču tajos ietilpst slavenā “Pistoles zvaigzne”, Eta Carinae un citi Visuma čempioni spilgtuma ziņā.

Viena lieta, kas jāpatur prātā, ir tāda, ka, lai gan spilgti zilie mainīgie lielumi patiešām ir spožākās zināmās zvaigznes (5–6 miljoni saules spožuma), tie nav vislielākie. Sarkanie hipergianti ir daudz lielāki nekā zilie hipergianti, taču temperatūras dēļ tie ir mazāk gaismas.

Atpūtīsimies no eksotiskajiem hipergiantiem un apskatīsim galvenās kārtas zvaigznes. Principā visās galvenās secības zvaigznēs notiekošie procesi ir līdzīgi (starojuma zonu un konvekcijas zonu sadalījums zvaigznes tilpumā ir atšķirīgs, taču, kamēr visa kodolsintēze notiek kodolā, tam nav īpašas nozīmes ). Tāpēc vienīgais parametrs, kas nosaka galvenās secības zvaigznes temperatūru, ir masa. Tas ir tik vienkārši: jo smagāks, jo karstāks. Galvenās secības zvaigžņu izmērus nosaka arī masa (tā paša iemesla dēļ struktūras līdzība un notiekošie procesi). Tātad izrādās, ka smagākas, lielākas un karstākas, tas ir, galvenās secības karstākās zvaigznes ir arī lielākās. Atcerieties attēlu ar redzamajām zvaigžņu krāsām? Tas ļoti labi ilustrē šo principu.

Tas nozīmē, ka karstākās galvenās secības zvaigznes ir arī visspēcīgākās (spilgtākās), un jo zemāka ir to temperatūra, jo zemāks ir to spilgtums. Tāpēc Hertzsprung-Russell diagrammas galvenajai secībai ir diagonālas joslas forma no augšējā kreisā stūra (viskarstākās zvaigznes ir visspilgtākās) uz apakšējo labo (mazākās ir visblāvākās).

Prožektoru ir mazāk nekā ugunspuķu

Ir vēl viens noteikums, kas saistīts ar zvaigžņu spilgtumu. Tas tika iegūts statistiski un pēc tam izskaidrots zvaigžņu evolūcijas teorijā. Jo spožākas zvaigznes, jo mazāks to skaits.

Tas ir, blāvu zvaigžņu ir daudz vairāk nekā spožu. Ir ļoti maz žilbinošu O spektrālā tipa zvaigžņu; ir manāmi vairāk B spektrālās klases zvaigžņu; ir vēl vairāk A spektrālā tipa zvaigžņu utt. Turklāt ar katru spektrālo klasi zvaigžņu skaits palielinās eksponenciāli. Tātad lielākā zvaigžņu populācija Visumā ir sarkanie punduri - mazākās un vājākās zvaigznes.

Un no tā izriet, ka mūsu Saule jaudas ziņā ir tālu no “parastas” zvaigznes, bet ļoti pieklājīga. Ir zināms salīdzinoši maz tādu zvaigžņu kā Saule un vēl mazāk spēcīgāku.

Spilgtums

Ilgu laiku astronomi uzskatīja, ka zvaigžņu šķietamā spilgtuma atšķirība ir saistīta tikai ar attālumu līdz tām: jo tālāk zvaigzne, jo mazāk spilgtai tai vajadzētu parādīties. Bet, kad kļuva zināmi attālumi līdz zvaigznēm, astronomi atklāja, ka dažreiz attālākām zvaigznēm ir lielāks redzamais spilgtums. Tas nozīmē, ka zvaigžņu šķietamais spilgtums ir atkarīgs ne tikai no to attāluma, bet arī no to gaismas faktiskā stipruma, tas ir, no to spilgtuma. Zvaigznes spožums ir atkarīgs no zvaigžņu virsmas lieluma un tās temperatūras. Zvaigznes spožums izsaka tās patieso gaismas intensitāti salīdzinājumā ar Saules gaismas intensitāti. Piemēram, kad viņi saka, ka Sīriusa spilgtums ir 17, tas nozīmē, ka tā gaismas patiesā intensitāte ir 17 reizes lielāka nekā Saules intensitāte.

Nosakot zvaigžņu spožumu, astronomi atklājuši, ka daudzas zvaigznes ir tūkstošiem reižu spožākas par Sauli, piemēram, Denebas (alpha Cygnus) spožums ir 9400. Starp zvaigznēm ir tādas, kuras izstaro simtiem tūkstošu reižu vairāk. gaišāka nekā Saule. Piemērs ir zvaigzne, ko simbolizē burts S Dorado zvaigznājā. Tas spīd 1 000 000 reižu spožāk nekā Saule. Citām zvaigznēm ir tāds pats vai gandrīz tāds pats spilgtums kā mūsu Saulei, piemēram, Altair (Alpha Aquila) -8. Ir zvaigznes, kuru spožums ir izteikts tūkstošdaļās, tas ir, to gaismas intensitāte ir simtiem reižu mazāka nekā Saulei.

Zvaigžņu krāsa, temperatūra un sastāvs

Zvaigznēm ir dažādas krāsas. Piemēram, Vega un Deneb ir balti, Capella ir dzeltenīgi un Betelgeuse ir sarkanīgi. Jo zemāka zvaigznes temperatūra, jo sarkanāka tā ir. Balto zvaigžņu temperatūra sasniedz 30 000 un pat 100 000 grādu; dzelteno zvaigžņu temperatūra ir aptuveni 6000 grādu, bet sarkano zvaigžņu temperatūra ir 3000 grādu un zemāka.

Zvaigznes sastāv no karstām gāzveida vielām: ūdeņraža, hēlija, dzelzs, nātrija, oglekļa, skābekļa un citām.

Zvaigžņu kopa

Zvaigznes plašajā Galaktikas telpā ir sadalītas diezgan vienmērīgi. Bet daži no tiem joprojām uzkrājas noteiktās vietās. Protams, pat tur attālumi starp zvaigznēm joprojām ir ļoti lieli. Taču milzīgo attālumu dēļ šādas tuvu izvietotas zvaigznes izskatās kā zvaigžņu kopa. Tāpēc viņus tā sauc. Slavenākā no zvaigžņu kopām ir Plejādes Vērša zvaigznājā. Ar neapbruņotu aci Plejādēs var atšķirt 6-7 zvaigznes, kas atrodas ļoti tuvu viena otrai. Caur teleskopu nelielā teritorijā ir redzami vairāk nekā simts no tiem. Šī ir viena no kopām, kurā zvaigznes veido vairāk vai mazāk izolētu sistēmu, ko savieno kopīga kustība telpā. Šīs zvaigžņu kopas diametrs ir aptuveni 50 gaismas gadi. Bet pat ar šķietamo zvaigžņu tuvumu šajā kopā, tās patiesībā ir diezgan tālu viena no otras. Tajā pašā zvaigznājā, ap tās galveno – spožāko – sarkanīgo zvaigzni Al-debaranu, atrodas vēl viena, izkliedētāka zvaigžņu kopa – Hiādes.

Dažas zvaigžņu kopas vājos teleskopos parādās kā miglaini, izplūduši plankumi. Jaudīgākos teleskopos šie plankumi, īpaši virzienā uz malām, sadalās atsevišķās zvaigznēs. Lielie teleskopi ļauj konstatēt, ka tās ir īpaši tuvas zvaigžņu kopas, kurām ir sfēriska forma. Tāpēc šādas kopas sauc par lodveida. Šobrīd ir zināmi vairāk nekā simts lodveida zvaigžņu kopu. Viņi visi ir ļoti tālu no mums. Katrs no tiem sastāv no simtiem tūkstošu zvaigžņu.

Jautājums par to, kas ir zvaigžņu pasaule, acīmredzot ir viens no pirmajiem jautājumiem, ar ko cilvēce ir saskārusies kopš civilizācijas rītausmas. Jebkurš cilvēks, kurš domā par zvaigžņotajām debesīm, spožākās zvaigznes neviļus savieno savā starpā visvienkāršākajās formās - kvadrātos, trīsstūros, krustos, kļūstot par savas zvaigžņoto debesu kartes veidotāju. Mūsu senči gāja to pašu ceļu, sadalot zvaigžņotās debesis skaidri atšķiramās zvaigžņu kombinācijās, ko sauc par zvaigznājiem. Senajās kultūrās atrodam atsauces uz pirmajiem zvaigznājiem, kas identificēti ar dievu vai mītu simboliem, kas līdz mums nonākuši poētisku nosaukumu veidā - Oriona zvaigznājs, Canes Venatici zvaigznājs, Andromēdas zvaigznājs, utt. Šķita, ka šie nosaukumi simbolizēja mūsu senču priekšstatus par Visuma mūžību un nemainīgumu, kosmosa harmonijas pastāvību un nemainīgumu.

Cik ilgi var dzīvot zvaigzne? Pirmkārt, definēsim to: ar zvaigznes dzīves ilgumu mēs domājam tās spēju veikt kodolsintēzi. Jo “zvaigznes līķis” var ilgi karāties arī pēc sintēzes beigām.

Parasti, jo mazāk masīva ir zvaigzne, jo ilgāk tā dzīvos. Zvaigznes ar mazāko masu ir sarkanie punduri. Tie var būt no 7,5 līdz 50 procentiem saules masas. Nekas, kas ir mazāk masīvs, nevar tikt pakļauts kodolsintēzei, un tas nebūs zvaigzne. Pašreizējie modeļi liecina, ka mazākie sarkanie punduri var izturēt līdz 10 triljoniem gadu. Salīdziniet to ar mūsu Sauli, kur kodolsintēze prasīs aptuveni 10 miljardus gadu — tūkstoš reižu mazāk. Kad lielākā daļa ūdeņraža ir sapludināta, saskaņā ar teoriju gaiši sarkanais punduris kļūs par zilu punduri, un, kad atlikušais ūdeņradis būs izsmelts, kodolsintēze apstāsies un punduris kļūs balts.

Vecākās zvaigznes

Šķiet, ka vecākās zvaigznes ir tās, kas radās tūlīt pēc Lielā sprādziena (apmēram pirms 13,8 miljardiem gadu). Astronomi var novērtēt zvaigžņu vecumu, aplūkojot to zvaigžņu gaismu — tas viņiem parāda, cik daudz katra elementa atrodas zvaigznē (piemēram, ūdeņradis, hēlijs, litijs). Vecākās zvaigznes parasti sastāv galvenokārt no ūdeņraža un hēlija, un smagākiem elementiem ir ļoti maza masa.

Vecākā novērotā zvaigzne ir SMSS J031300.36-670839.3. Par tās atklāšanu tika paziņots 2014. gada februārī. Tiek lēsts, ka tās vecums ir 13,6 miljardi gadu, un tā joprojām nav viena no pirmajām zvaigznēm. Šādas zvaigznes vēl nav atklātas, taču tās noteikti varētu būt. Sarkanie punduri, kā mēs atzīmējām, dzīvo triljoniem gadu, taču tos ir ļoti grūti noteikt. Jebkurā gadījumā, pat ja šādas zvaigznes pastāv, to meklēšana ir kā adatas meklēšana siena kaudzē.

Visblāvākās zvaigznes

Kuras zvaigznes ir visblāvākās? Pirms atbildam uz šo jautājumu, sapratīsim, kas ir "blāvs". Jo tālāk atrodaties no zvaigznes, jo blāvāka tā parādās, tāpēc mums vienkārši jānoņem attālums kā faktors un jāizmēra tās spilgtums jeb kopējais enerģijas daudzums, ko zvaigzne izstaro fotonu, gaismas daļiņu veidā.

Ja mēs aprobežojamies ar zvaigznēm, kuras joprojām ir saplūšanas procesā, tad vismazākais spožums ir sarkanajiem punduriem. Patlaban stilīgākā zvaigzne ar vismazāko spilgtumu ir sarkanais punduris 2MASS J0523-1403. Mazliet mazāk gaismas - un mēs ieiesim brūno punduru valstībā, kas vairs nav zvaigznes.

Var būt arī zvaigžņu paliekas: baltie punduri, neitronu zvaigznes utt. Cik blāvi tie var būt? Baltie punduri ir nedaudz gaišāki, taču tiem nepieciešams ilgs laiks, lai tie atdziest. Pēc noteikta laika tie pārvēršas aukstos ogļu gabaliņos, kas praktiski neizstaro gaismu - kļūst par “melnajiem punduriem”. Baltajiem punduriem nepieciešams ļoti ilgs laiks, lai atdzist, tāpēc to vienkārši vēl nav.

Astrofiziķi vēl nezina, kas notiek ar neitronu zvaigznēm, kad tās atdziest. Novērojot supernovas citās galaktikās, viņi var uzminēt, ka mūsu galaktikā noteikti ir izveidojušies vairāki simti miljonu neitronu zvaigžņu, taču līdz šim ir reģistrēta tikai neliela daļa no šī skaita. Pārējie laikam bija tik ļoti atdzisuši, ka vienkārši kļuva neredzami.

Kā ir ar melnajiem caurumiem dziļā starpgalaktikas telpā, kur orbītā nav nekā? Tie joprojām izstaro zināmu starojumu, kas pazīstams kā Hokinga starojums, bet ne daudz. Šādi vientuļi melnie caurumi, iespējams, spīd mazāk nekā zvaigžņu paliekas. Vai tās pastāv? Var būt.

Spožākās zvaigznes

Spožākās zvaigznes mēdz būt arī vismasīvākās. Tās mēdz būt arī Wolf-Rayet zvaigznes, kas nozīmē, ka tās ir karstas un spēcīgos zvaigžņu vējos izmet lielu masu. Arī spožākās zvaigznes nedzīvo īpaši ilgi: "dzīvo ātri, mirsti jauna."

Par spožāko zvaigzni līdz šim (un masīvāko) uzskata R136a1. Tās atvēršana tika paziņota 2010. gadā. Tā ir Wolf-Rayet zvaigzne, kuras spilgtums ir aptuveni 8 700 000 Saules un kura masa ir 265 reizes lielāka nekā mūsu mājas zvaigznei. Reiz tā masa bija 320 saules.

R136a1 faktiski ir daļa no blīvas zvaigžņu kopas, ko sauc par R136. Pēc viena no atklājējiem Pola Krotera teiktā: “Planētām ir nepieciešams ilgāks laiks, lai izveidotu, nekā tādai zvaigznei, kas dzīvo un nomirst. Pat ja tur būtu planētas, uz tām nebūtu astronomu, jo nakts debesis bija tikpat gaišas kā dienas debesis.

Lielākās zvaigznes

Neskatoties uz milzīgo masu, R136a1 nav lielākā zvaigzne (pēc izmēra). Ir daudz lielāku zvaigžņu, un tās visas ir sarkanie supergiganti – zvaigznes, kas visu mūžu bija daudz mazākas, līdz tām beidzās ūdeņradis, sāka sakausēt hēliju un sāka celties temperatūras un paplašināties. Mūsu Sauli galu galā gaida līdzīgs liktenis. Ūdeņradis beigsies, un zvaigzne paplašināsies, pārvēršoties par sarkanu milzi. Lai kļūtu par sarkano supergigantu, zvaigznei ir jābūt 10 reizes masīvākai par mūsu Sauli. Sarkanā supergiganta fāze parasti ir īsa un ilgst tikai no dažiem tūkstošiem līdz miljardam gadu. Pēc astronomiskajiem standartiem tas nav daudz.

Slavenākie sarkanie supergiganti ir Alpha Antares un Betelgeuse, taču tie ir arī diezgan mazi, salīdzinot ar lielākajiem. Lielākā sarkanā supergiganta atrašana ir ļoti neauglīgs darbs, jo precīzu šādu zvaigžņu izmēru ir ļoti grūti precīzi noteikt. Lielākajiem vajadzētu būt 1500 reižu platākiem par Sauli, varbūt vairāk.

Zvaigznes ar spožākajiem sprādzieniem

Augstas enerģijas fotonus sauc par gamma stariem. Tie ir dzimuši kodolsprādzienu rezultātā, tāpēc dažas valstis palaiž īpašus pavadoņus, lai meklētu kodolizmēģinājumu radītos gamma starus. 1967. gada jūlijā šādi ASV satelīti atklāja gamma staru eksploziju, ko neizraisīja kodolsprādziens. Kopš tā laika ir atklāti vēl daudzi līdzīgi sprādzieni. Tie parasti ir īslaicīgi, ilgst tikai no dažām milisekundēm līdz dažām minūtēm. Bet ļoti spilgti – daudz spožāki par spožākajām zvaigznēm. Viņu avots nav uz Zemes.

Kas izraisa gamma staru uzliesmojumus? Ir daudz minējumu. Mūsdienās lielākā daļa spekulāciju ir saistītas ar masīvu zvaigžņu (supernovu vai hipernovu) eksploziju, kļūstot par neitronu zvaigznēm vai melnajiem caurumiem. Dažus gamma staru uzliesmojumus izraisa magnetāri, neitronu zvaigznes veids. Citi gamma staru uzliesmojumi var būt divu neitronu zvaigžņu saplūšanas rezultātā vienā vai zvaigznei, kas iekrīt melnajā caurumā.

Stilīgākās bijušās zvaigznes

Melnie caurumi nav zvaigznes, bet gan zvaigžņu paliekas, taču tos ir jautri salīdzināt ar zvaigznēm, jo ​​šādi salīdzinājumi parāda, cik neticami var būt abi.

Melnais caurums veidojas, kad zvaigznes gravitācija ir pietiekami spēcīga, lai pārvarētu visus citus spēkus un liktu zvaigznei sabrukt sevī līdz singularitātes punktam. Ja masa nav nulle, bet tilpums ir nulle, šādam punktam teorētiski būtu bezgalīgs blīvums. Tomēr bezgalības mūsu pasaulē ir reti sastopamas, tāpēc mums vienkārši nav laba izskaidrojuma tam, kas notiek melnā cauruma centrā.

Melnie caurumi var būt ārkārtīgi masīvi. Atsevišķu galaktiku centros atklātie melnie caurumi var būt desmitiem miljardu saules masu. Turklāt matērija supermasīvo melno caurumu orbītā var būt ļoti spilgta, spilgtāka nekā visas galaktiku zvaigznes. Melnā cauruma tuvumā var būt arī spēcīgas strūklas, kas pārvietojas gandrīz ar gaismas ātrumu.

Ātrāk kustīgās zvaigznes

2005. gadā Vorens Brauns un citi astronomi Hārvarda-Smitsona Astrofizikas centrā paziņoja par zvaigznes atklāšanu, kas pārvietojas tik ātri, ka tā bija izlidojusi no Piena ceļa un vairs nekad neatgriezīsies. Tās oficiālais nosaukums ir SDSS J090745.0+024507, taču Brauns to nosauca par "negodīgu zvaigzni".

Ir atklātas arī citas ātri kustīgas zvaigznes. Tās ir pazīstamas kā hiperātrās zvaigznes vai īpaši ātras zvaigznes. Līdz 2014. gada vidum bija atklātas 20 šādas zvaigznes. Šķiet, ka lielākā daļa no tām nāk no galaktikas centra. Saskaņā ar vienu hipotēzi, netālu no melnā cauruma galaktikas centrā pagāja cieši saistītu zvaigžņu pāris (binārā sistēma), vienu zvaigzni notvēra melnais caurums, bet otru lielā ātrumā izmeta.

Ir zvaigznes, kas kustas vēl ātrāk. Patiesībā, vispārīgi runājot, jo tālāk zvaigzne atrodas no mūsu galaktikas, jo ātrāk tā attālinās no mums. Tas ir saistīts ar Visuma paplašināšanos, nevis zvaigznes kustību kosmosā.

Vismainīgākās zvaigznes

Daudzu zvaigžņu spilgtums ļoti svārstās, skatoties no Zemes. Tās ir pazīstamas kā mainīgas zvaigznes. To ir daudz: Piena Ceļa galaktikā vien ir aptuveni 45 000 no tiem.

Saskaņā ar astrofizikas profesora Koela Heljē teikto, vismainīgākās no šīm zvaigznēm ir kataklizmiskās jeb sprādzienbīstamās mainīgās zvaigznes. To spilgtums dienas laikā var palielināties 100 reizes, samazināties, atkal palielināties utt. Šādas zvaigznes ir populāras astronomu amatieru vidū.

Šodien mums ir laba izpratne par to, kas notiek ar kataklizmiskām mainīgajām zvaigznēm. Tās ir bināras sistēmas, kurās viena zvaigzne ir parasta zvaigzne, bet otra ir baltais punduris. Matērija no parastas zvaigznes nokrīt uz akrecijas diska, kas riņķo ap balto punduri. Kad diska masa ir pietiekami liela, sākas saplūšana, kā rezultātā palielinās spilgtums. Pamazām sintēze izžūst un process sākas no jauna. Dažreiz baltais punduris sabrūk. Attīstības iespēju ir pietiekami daudz.

Neparastākās zvaigznes

Daži zvaigžņu veidi ir diezgan neparasti. Viņiem ne vienmēr ir ārkārtējas īpašības, piemēram, spilgtums vai masa, tie ir vienkārši dīvaini.

Tāpat kā, piemēram, Torna-Zytkow objekti. Tie ir nosaukti fiziķu Kipa Torna un Annas Žitkovas vārdā, kuri pirmo reizi ierosināja viņu eksistenci. Viņu ideja bija tāda, ka neitronu zvaigzne varētu kļūt par sarkanā milža vai supergiganta kodolu. Ideja ir neticama, bet... tāds objekts nesen tika atklāts.

Dažkārt divas lielas dzeltenas zvaigznes riņķo tik tuvu viena otrai, ka neatkarīgi no matērijas, kas atrodas starp tām, tās izskatās kā milzīgs kosmisks zemesrieksts. Ir zināmas tikai divas šādas sistēmas.

Przybylski's Star dažreiz tiek minēts kā neparastas zvaigznes piemērs, jo tās zvaigžņu gaisma atšķiras no jebkuras citas zvaigznes gaismas. Astronomi mēra katra viļņa garuma intensitāti, lai noskaidrotu, no kā sastāv zvaigzne. Parasti tā nav problēma, taču zinātnieki joprojām cenšas izprast Przybylski zvaigznes spektru.

Pamatojoties uz materiāliem no listverse.com