色の例による星 3. 星。星の明るさと色

専門家は、それらの発生についていくつかの理論を提唱しました。一番下の可能性が最も高いのは、そのような青い星は非常に長い間連星であり、合併プロセスがあったと言っています。 2つの星が合体すると、明るさ、質量、温度がはるかに高い新しい星が現れます。

青い星の例:

ガンマ帆;
リゲル;
ゼータオリオン;
アルファキリン;
ゼータコルマ;
大犬タウ。

白い星 - 白い星

ある科学者は、シリウスの衛星である非常に暗い白い星を発見し、シリウス B と名付けました。このユニークな星の表面は 25,000 ケルビンに加熱されており、その半径は小さいです。

白い星の例:

イーグル座のアルタイル。
こと座のベガ。
足車;
シリウス。

黄色い星 - 黄色い星

そのような星は黄色く輝き、その質量は太陽の質量の範囲内です - それは約0.8-1.4です。そのような星の表面は通常、4〜6千ケルビンの温度に加熱されています。そのような星は約100億年生きます。

黄色い星の例:

スター HD 82943;
トリマン;
ダビ;
原;
アリタ。

赤い星赤い星

最初の赤い星が発見されたのは 1868 年です。それらの温度は非常に低く、赤色巨星の外層は多くの炭素で満たされています。以前は、そのような星は 2 つのスペクトルクラス (N と R) を構成していましたが、現在、科学者は別の一般的なクラス (C) を特定できるようになりました。

固体、液体、気体の 3 つの状態を誰もが知っています。. 閉じた空間で連続的に高温に加熱されると、物質はどうなりますか? - 集約のある状態から別の状態への順次遷移: 固体 - 液体 - 気体（温度の上昇に伴う分子の移動速度の増加による）。 1,200℃を超える温度でガスをさらに加熱すると、ガス分子の原子への崩壊が始まり、10,000℃を超える温度で、ガス原子が部分的または完全に崩壊して構成要素の素粒子（電子と原子核）になります。プラズマは、物質の分子または原子が高温またはその他の理由で部分的または完全に破壊される、物質の第 4 の状態です。宇宙の物質の 99.9% はプラズマの状態です。

星は、質量が 10 26 -10 29 kg の宇宙体のクラスです。 星は、通常、流体力学的および熱力学的平衡にある高温プラズマ球状宇宙体です。

平衡が乱されると、星は脈動し始めます (星の寸法、光度、温度が変化します)。星は変光星になります。

変光星輝き（空の見かけの明るさ）が時間とともに変化する星です。変動性の理由は、星の内部の物理的プロセスである可能性があります。そのような星は呼ばれます 物理変数（例えば、δCephei。それに似た変光星を呼び始めた） セファイド).

会って 日食変数構成要素の相互食によって変動性が引き起こされる星(たとえば、β ペルセウス - アルゴル。その変動性は、1669 年にイタリアの経済学者で天文学者のジェミニアーノモンタナリによって最初に発見されました)。.

食変光星は常に ダブル, それらの。 2 つの近接した星で構成されています。星図の変光星は、丸で囲まれた円で示されます。

星は必ずしもボールではありません。星が非常に速く回転する場合、その形状は球形ではありません。星は極から縮み、ミカンやカボチャのようになります (たとえば、ベガ、レグルス)。星が二重の場合、これらの星の相互の引力も形状に影響します。それらは卵形またはメロン形になります (たとえば、連星 Lyra または Spica の構成要素)。

星は私たちの銀河の主な住人です（私たちの銀河は大文字で書かれています）。約2000億個の星が含まれています。最大の望遠鏡の助けを借りても、銀河の星の総数の半分しか見ることができません. 自然界で観測されるすべての物質の 95% 以上が星に集中しています。残りの 5% は、星間ガス、塵、およびすべての非発光体です。

太陽を除いて、すべての星は私たちから遠く離れているため、最大の望遠鏡でさえ、さまざまな色と輝きの輝点の形で観察されます. 太陽に最も近いのは、3 つの星からなる α ケンタウリ系です。そのうちの 1 つであるプロキシマと呼ばれる赤色矮星は、最も近い星です。距離は4.2光年。シリウスへ - 8.6 St. 年、Altair - 17 St. 年。ベガ行き - 26 St. 年。北極星へ - 830 St. 年。 Denebへ - 1,500 St. 年。 1837年に初めて、別の星（ベガでした）までの距離がV.Yaを決定することができました。がんばれ。

円盤 (およびその上のいくつかのスポット) の画像を取得することに成功した最初の星は、ベテルギウス (α オリオン) です。しかし、これは、ベテルギウスの直径が太陽の 500 ～ 800 倍大きいためです (星は脈動しています)。アルタイル（αイーグル）の円盤の画像も得られましたが、これはアルタイルが最も近い恒星の一つだからです。

星の色は、外層の温度によって異なります。温度範囲 - 2000 ～ 60000 °C。最も冷たい星は赤で、最も熱い星は青です。星の色で、外層がどれだけ熱いかを判断できます。

赤い星の例: アンタレス (α さそり座) とベテルギウス (α オリオン)。

オレンジ色の星の例: アルデバラン (α おうし座)、 アークトゥルス（αうしかい座） とポルックス（βジェミニ）。

黄色い星の例: 太陽、カペラ (α アウリガエ)、トリマン (α ケンタウリ)。

黄白色の星の例は、プロキオン (α 小犬座α) とカノープス (α カリーナ) です。

白い星の例としては、シリウス (α Canis Major)、ベガ (α Lyrae)、アルタイル (α Eagle)、デネブ (α Cygnus) があります。

青みがかった星の例: レグルス (α レオ) とスピカ (α 乙女座)。

星からの光はほとんどないため、人間の目は、最も明るい部分でのみ色の濃淡を識別することができます。双眼鏡、さらには望遠鏡 (目よりも多くの光を捉えます) を使用すると、星の色がより目立ちます。

深さとともに温度が上昇します。中心にある最も冷たい星でさえ、数百万度に達します。太陽の中心温度は約 15,000,000 °C です (彼らは絶対温度のスケールであるケルビンスケールも使用しますが、非常に高い温度になると、ケルビンと摂氏スケールの 273 º の差は無視できます)。

星の内部をこれほどまでに熱くしているのは何なのでしょうか? あることが判明 熱核プロセスとなり、大量のエネルギーが放出されます。ギリシャ語で「サーモス」は暖かいという意味。星を構成する主な化学元素は、 水素。熱核プロセスの燃料であるのは彼です。これらのプロセスでは、水素原子の原子核がヘリウム原子の原子核に変換され、エネルギーの放出が伴います。星の中の水素原子核の数は減少し、ヘリウム原子核の数は増加します。時間が経つにつれて、他の化学元素が星の中で合成されます。 さまざまな物質の分子を構成するすべての化学元素は、かつて星の奥深くで生まれました。「星は人間の過去であり、人間は星の未来である」 - これは比喩的に言われることがあります。

星が電磁波と粒子の形でエネルギーを放出するプロセスは、 放射線. 星は、光と熱の形でエネルギーを放射するだけでなく、ガンマ線、X線、紫外線、電波放射など、他の種類の放射も放射します。さらに、星は中性粒子と荷電粒子の流れを放出します。これらの流れは星風を形成します。星風星から宇宙空間への物質の流出のプロセスです。その結果、星の質量は絶えず、そして徐々に減少しています。地球や他の惑星でオーロラを発生させるのは、太陽からの恒星風（太陽風）です。彗星の尾を太陽から遠ざけるのは太陽風です。

もちろん、星は空から現れるわけではありません（星と星の間は絶対的な真空ではありません）。物質はガスとダストです。それらは空間に不均一に分布しており、密度が非常に低く、1、2 光年から数十光年の形のない雲を形成しています。そのような雲は呼ばれます びまん性 ガス星雲と塵星雲。それらの温度は非常に低く、約-250°Cです。しかし、すべてのガス塵星雲が星を生み出すわけではありません。星雲の中には、恒星なしで長期間存在できるものがあります。星の誕生のプロセスを開始するには、どのような条件が必要ですか? 1つ目は雲の質量です。十分な物質がなければ、もちろん星は現れません。第二に、コンパクトさ。伸びすぎてゆるい雲では、その圧縮のプロセスを開始できません。さて、そして3番目に、シードが必要です-つまりちりとガスの束で、後に星の胚、つまり原始星になります。 原始星形成の最終段階にある星です。これらの条件が満たされると、雲の重力圧縮と加熱が始まります。このプロセスは終了します 星形成- 新しい星の出現。このプロセスには数百万年かかります。天文学者は、星形成のプロセスが本格化している星雲を発見しました。一部の星はすでに点灯しており、一部の星は胚の形をしています-原始星であり、星雲はまだ保存されています。オリオン大星雲がその例です。

星の主な物理的特徴は、光度、質量、半径です。(または直径)、観測から決定されます。それらと星の化学組成（スペクトルによって決定される）を知ることで、星のモデルを計算することができます。その中で起こるプロセスを探求するために、その深部の物理的条件。星の主な特徴について詳しく見ていきましょう。

重さ。質量は、周囲の天体に対する星の重力効果によってのみ直接推定できます。たとえば、太陽の質量は、その周りの惑星の既知の公転周期から決定されました。他の星は惑星を直接観測しません。質量の信頼できる測定が可能なのは、連星のみです (この場合、ニュートン III によって一般化されたケプラーの法則が使用され、no そしてエラーは 20-60% です）。私たちの銀河系のすべての星の約半分は連星です。星の質量は約0.08から約100太陽質量の範囲です。太陽の質量の 0.08 未満の質量を持つ星は存在せず、単に星にはならず、暗黒体のままです。太陽質量の 100 倍を超える質量を持つ星は非常にまれです。ほとんどの星の質量は太陽質量の 5 未満です。 星の運命は質量に依存します。星が発達し、進化するシナリオ。小さな冷たい赤色矮星は水素を非常に経済的に使用するため、その寿命は数千億年に及びます。黄色矮星である太陽の寿命は約 100 億年です (太陽はすでにその寿命の約半分を生きています)。巨大な超巨星は水素を急速に消費し、誕生後数百万年以内に消滅します。 星の質量が大きいほど、その寿命は短くなります。

宇宙の年齢は137億年と推定されています。したがって、137 億年より古い星はまだ存在しません。

質量のある星 0,08 太陽の質量は褐色矮星です。それらの運命は、すべての熱核反応の停止と暗い惑星のような体への変化を伴う、絶え間ない収縮と冷却です。

質量のある星 0,08-0,5 水素を消費した後の太陽の質量（これらは常に赤色矮星です）はゆっくりと収縮し始め、加熱されて白色矮星になります.

質量のある星 0,5-8 寿命が尽きた太陽の質量は、最初に赤色巨星になり、次に白色矮星になります。この場合、星の外層は次のような形で宇宙空間に散らばっています。 惑星状星雲. 惑星状星雲は、多くの場合、球状またはリング状です。

質量のある星 8-10 太陽質量は寿命の終わりに爆発するか、静かに年を取り、最初は赤色超巨星になり、次に赤色矮星になります。

以上の質量を持つ星 10 太陽の大部分が寿命を迎えると、最初に赤色超巨星になり、次に超新星として爆発し (超新星は新しい星ではなく、古い星です)、中性子星またはブラックホールになります。

ブラックホール- これらは宇宙空間の穴ではなく、非常に大きな質量と密度を持つオブジェクト (大質量星の残骸) です。ブラックホールは超自然的な力や魔法の力を持たず、「宇宙の怪物」ではありません。それらは非常に強い重力場を持っているため、放射線（可視光も不可視光も）がそれらを離れることはできません。したがって、ブラックホールは見えません。ただし、それらは周囲の星、星雲への影響によって検出できます。ブラックホールは宇宙でよく見られる現象であり、恐れる必要はありません。私たちの銀河系の中心に超大質量ブラックホールがあるかもしれません。

半径 (または直径). 星のサイズは、数キロメートル (中性子星) から 2,000 個の太陽直径 (超巨星) まで、さまざまです。 原則として、星が小さいほど、その平均密度は高くなります。中性子星では、密度は10 13 g / cm 3に達します！そのような物質の指ぬきは、地球上で 1,000 万トンの重さになります。しかし、超巨星では、密度は地球の表面近くの空気の密度よりも小さくなります。

太陽と比較したいくつかの星の直径:

シリウスとアルタイルは1.7倍の大きさで、

ベガは2.5倍の大きさで、

レグルス 3.5倍

アークトゥルスは26倍大きい

極は30倍の大きさで、

リゲルは70倍の大きさで、

デネブは200倍

アンタレスは800倍大きい

おおいぬ座 YV は 2,000 倍大きい (知られている最大の星)。

光度は、単位時間あたりにオブジェクト (この場合は星) から放出される総エネルギーです。通常、星の光度は太陽の光度と比較されます（星の光度は太陽の光度で表されます）。たとえば、シリウスは太陽の 22 倍のエネルギーを放射します (シリウスの光度は太陽の 22 倍です)。ベガの光度は 50 サンであり、デネブの光度は 54,000 サンです (デネブは最も強力な星の 1 つです)。

地球の空の星の見かけの明るさ (より正確には輝き) は、次の要素に依存します。

- 星までの距離。星が近づいてくると、見かけの明るさが徐々に増していきます。逆に、星が私たちから遠ざかるにつれて、その見かけの明るさは徐々に減少します。 2 つの同じ星を撮影すると、最も近い星がより明るく見えます。

- 外層の温度について。星が熱くなればなるほど、より多くの光エネルギーが宇宙に送られ、明るくなります。星が冷えると、空の見かけの明るさが減少します。私たちから同じ距離にある同じサイズの 2 つの星は、同じ量の光エネルギーを放出する場合、見かけの明るさは同じに見えます。外層と同じ温度です。星の 1 つが他の星よりも寒い場合、その明るさは低くなります。

- サイズ（直径）。外層の温度が同じ (同じ色) の 2 つの星を同じ距離に配置すると、大きい方の星がより多くの光エネルギーを放出します。つまり、空でより明るく見えます。

- 視線の経路にある宇宙の塵とガスの雲による光の吸収から。宇宙のちりの層が厚いほど、星からの光をより多く吸収し、星は暗くなります。 2 つの同一の星を取り、そのうちの 1 つの前にガス塵星雲を配置すると、この星だけが明るく見えなくなります。

- 地平線上の星の高さから。地平線の近くには常に濃いもやがあり、星からの光の一部を吸収します。地平線近く (日の出直後または日没直前) の星は、頭上にあるときよりも常に暗く見えます。

「現れる」と「ある」という概念を混同しないことが非常に重要です。 スターメイ することがそれ自体はとても明るいのですが、 思われるさまざまな理由で暗くなります。距離が大きいため、サイズが小さいため、宇宙の塵または地球の大気中の塵による光の吸収によるものです。したがって、地球の空の星の明るさについて話すとき、彼らはこのフレーズを使用します。「見かけの明るさ」または「輝き」。

すでに述べたように、連星があります。しかし、トリプル (たとえば α Centauri)、4 つ (たとえば ε Lyra)、5 つ、6 つ (たとえば Castor) などもあります。星系の個々の星は呼ばれます コンポーネント. 2つ以上の成分を持つ星は呼ばれます倍数出演者。複数の星のすべてのコンポーネントは、相互の重力によって接続され (星のシステムを形成します)、複雑な軌道に沿って移動します。

構成要素が多い場合は、これはもはや複数の星ではありませんが、星団. 区別玉と 散らばっている星団。球状星団には多くの古い星が含まれており、多くの若い星を含む散開星団よりも古いです。球状星団は非常に安定しています。それらの星は互いにわずかな距離にあり、それらの間の相互引力の力は、散開星団の星の間よりもはるかに大きくなります。散開星団は、時間の経過とともにさらに散逸します。

正しいように、散開星団は天の川の帯またはその近くにあります。逆に、球状星団は天の川から離れた星空にあります。

いくつかの星団は、肉眼でも空に見ることができます。たとえば、おうし座のヒアデスとプレアデスの散開星団 (M 45)、かに座の飼い葉桶の散開星団 (M 44)、ヘラクレスの球状星団 M 13。その多くは双眼鏡で見ることができます。

望遠鏡では、21 等級までの 20 億個の星を観察できます。星のハーバードスペクトル分類があります。その中には、星の温度が下がる順にスペクトルの種類が並べられています。クラスはラテンアルファベットの文字で指定されます。 O - B - A - P - O - K - M の 7 つがあります。

星の外層の温度の良い指標は、星の色です。スペクトルタイプ O と B のホットスターは青色です。太陽に似た星 (スペクトルタイプが 02) は黄色に見えますが、スペクトルクラス K と M の星は赤です。

星の明るさと色

すべての星には色があります。青、白、黄色、黄色、オレンジ、赤の星があります。例えば、ベテルギウスは赤い星、キャスターは白い星、カペラは黄色い星です。明るさによって、それらは 1 等、2 等、... n 等 (n max = 25) の星に分けられます。「大きさ」という用語は、実際の次元とは何の関係もありません。等級は、星から地球にやってくる光束を特徴付けます。星の等級は、分数と負の両方になる可能性があります。等級は、目による光の知覚に基づいています。見かけの明るさによる星の等級への分割は、古代ギリシャの天文学者ヒッパルコス (紀元前 180 年 - 紀元前 110 年) によって行われました。ヒッパルコスは、最初の等級を最も明るい星に帰した。彼は、次の明るさのグラデーション (つまり、約 2.5 倍弱い) を 2 等級の星であると考えました。 2 等星の 2.5 倍弱い星は 3 等星と呼ばれました。肉眼で見える限界にある星には、6等級が割り当てられました。

星の明るさのこのようなグラデーションでは、6等の星は1等の星よりも2.55倍弱いことがわかりました。そのため、1856 年に英国の天文学者 N. K. ポグソイ (1829-1891) は、1 等級の星よりちょうど 100 倍暗い星を 6 等級の星と見なすことを提案しました。すべての星は、地球からの距離が異なります。距離が等しければ、等級を比較しやすくなります。

10 パーセクの距離にある星の等級を絶対等級と呼びます。恒星の絶対等級が示されています - M、および恒星の見かけの等級 - メートル.

星の放射が発生する星の外層の化学組成は、水素が完全に優勢であることを特徴としています。 2位はヘリウムで、他の元素の含有量はかなり少ないです。

星の温度と質量

星のスペクトルの種類や色がわかれば、すぐにその表面の温度がわかります。星は対応する温度の完全な黒体とほぼ同じように放射するため、単位時間あたりの表面の単位から放射されるパワーは、ステファン-ボルツマンの法則から決定されます。

星の光度と温度、色、絶対等級の比較に基づく星の分割 (ヘルツスプルング-ラッセル図):

主系列 (中心にあるのは太陽 - 黄色矮星)
超巨星（大きくて光度の高いもの：アンタレス、ベテルギウス）
赤色巨星系列
小人（白 - シリウス）
準矮星
白青シーケンス

この区分も星の年齢に基づいています。

次の星が区別されます。

通常（日）;
double (Mizar、Albkor) は次のように分類されます。

a) 望遠鏡で観察したときに双対性に気づいた場合、視覚的な二重。
b) 倍数 - これは、2 より大きく 10 より小さい数の星のシステムです。
c) 光学二重 - これらは、それらの近接が空へのランダムな投影の結果であり、宇宙では遠く離れている星です。
d) 物理的な連星は、単一のシステムを形成し、共通の重心の周りに相互引力の作用の下で循環する星です。
e) 分光連星は、相互に公転しているときに互いに接近し、その双対性をスペクトルから決定できる星です。
e) 食連星 - これらは星であり、「相互に公転するとき、互いにブロックします。

変数 (b Cephei)。セファイドは星の明るさの変数です。明るさの変化の振幅は 1.5 等級以下です。これらは脈動する星です。つまり、定期的に膨張したり収縮したりします。外層の圧縮により、外層が加熱されます。

非定常。

新しい星- これらは長い間存在していた星ですが、突然燃え上がりました。それらの明るさは、短時間で 10,000 倍 (明るさの変化の振幅が 7 から 14 等級) に増加しました。

超新星- これらは、空では見えなかった星ですが、突然点滅し、通常の新しい星と比較して1000倍の明るさになりました.

パルサー- 超新星爆発の際に発生する中性子星。

パルサーの総数とその寿命に関するデータは、平均して 1 世紀に 2 ～ 3 個のパルサーが生まれていることを示しており、これは銀河での超新星爆発の頻度とほぼ一致しています。

星の進化

自然界のすべての物体と同様に、星も変化せず、生まれ、進化し、最後に死にます。天文学者は、星間ガスと塵から星が形成されるまでに何百万年もかかると考えていました。しかし近年、オリオン座の大星雲の一部である空の領域の写真が撮影されており、そこでは数年にわたって星の小さなクラスターが現れています。 1947 年の写真では、3 つの星のようなオブジェクトのグループがこの場所で記録されました。 1954 年までにそれらのいくつかは楕円形になり、1959 年までにこれらの楕円形の構成は個々の星に崩壊しました。人類の歴史上初めて、人々は星の誕生を文字通り目の前で観察しました。

空の多くの部分には、星の出現に必要な条件があります。天の川のぼんやりした領域の写真を調べると、不規則な形の小さな黒い斑点、または小球を見つけることができました。これは、塵とガスの大量の蓄積です。これらのガスと塵の雲には、背後の星から来る光を非常に強く吸収する塵の粒子が含まれています。小球のサイズは巨大で、直径は最大で数光年です。これらのクラスターの物質は非常に希薄であるという事実にもかかわらず、それらの総体積は非常に大きいため、質量が太陽に近い星の小さなクラスターを形成するのに十分です.

黒い小球では、周囲の星から放出される放射圧の影響を受けて、物質が圧縮されて圧縮されます。このような圧縮は、小球を取り囲む放射線源とその強度に応じて、しばらくの間進行します。小球の中心に質量が集中することから生じる重力も、小球を圧縮する傾向があり、物質をその中心に向かって落下させます。落下すると、物質の粒子が運動エネルギーを獲得し、ガスと雲を加熱します。

物質の崩壊は何百年も続くことがあります。粒子を中心に引き寄せる重力がまだ非常に弱いため、最初はゆっくりとゆったりと発生します。しばらくすると、小球が小さくなり、重力場が増加すると、落下がより速く発生し始めます。しかし、小球は巨大で、直径が1光年以上あります。これは、その外側の境界から中心までの距離が 10 兆キロメートルを超える可能性があることを意味します。小球の端から粒子が中心に向かって秒速 2 km 弱の速度で落下し始めると、中心に到達するまでに 20 万年かかります。

星の寿命はその質量に依存します。太陽よりも質量が小さい星は、核燃料を非常に控えめに使用し、何百億年もの間輝くことができます。私たちの太陽のような星の外層は、質量が太陽質量の 1.2 以下であり、徐々に膨張し、最終的に星の中心から完全に離れます。巨人の代わりに、小さくて熱い白色矮星が残っています。

私たちは、私たちの惑星、太陽系以外に生命が存在する可能性があるとは考えていません。おそらく、青、白、赤、または黄色の星の周りを回転する惑星のいくつかに生命がいる. おそらく、同じ人々が住んでいる別の惑星地球があるかもしれませんが、私たちはまだそれについて何も知りません。私たちの衛星や望遠鏡は、生命が存在する可能性のある多くの惑星を発見しましたが、これらの惑星は数万光年、さらには数百万光年離れています.

青いストラグラー - 青い星

球状星団に位置する星で、温度が通常の星よりも高く、スペクトルが同様の光度を持つ星団星よりも青色領域に大きくシフトすることを特徴とする星は、青色はぐれ星と呼ばれます。この機能により、ヘルツスプルング-ラッセル図で、この星団内の他の星と比較して目立つようになります。そのような星の存在は、星の進化のすべての理論に反論します。その本質は、同じ期間に発生した星は、ヘルツスプルング-ラッセル図の明確に定義された領域に配置されると想定されているということです。この場合、星の正確な位置に影響を与える唯一の要因は、最初の質量です。上記の曲線の外側に青いはぐれ星が頻繁に発生することは、異常な星の進化などの存在の確認である可能性があります。

それらの発生の性質を説明しようとする専門家は、いくつかの理論を提唱しました。それらの中で最も可能性が高いのは、これらの青い星が過去に連星であったことを示しており、その後、合体のプロセスが発生し始めたか、現在進行中です。 2つの星が合体した結果、同じ年齢の星よりもはるかに大きな質量、明るさ、温度を持つ新しい星が出現します。

この理論の正しさが何らかの形で証明できれば、星の進化論は青いはぐれ者の形の問題から解放されるでしょう。結果として生じる星は、より多くの水素を含み、それは若い星と同様に振る舞うでしょう. この理論を裏付ける事実があります。観測によると、漂遊星は球状星団の中心領域で最も頻繁に見られることが示されています。単位体積の星の数が多いため、接近した通路や衝突が発生する可能性が高くなります。

この仮説を検証するには、青いはぐれ者の脈動を研究する必要があります。合体した星と通常は脈動する変光星のアステオ地震学的特性の間には、いくつかの違いがあるかもしれません。脈動を測定するのはかなり難しいことに注意してください。このプロセスは、星空の過密、青いストラグラーの脈動の小さな変動、およびそれらの変数の希少性によっても悪影響を受けます。

合併の一例は、2008 年 8 月にそのような事件が天体 V1309 に影響を与えたときに観測され、その明るさは検出後に数万倍になり、数か月後に元の値に戻りました。 6年間の観察の結果、科学者たちは、この物体が2つの星であり、互いの周りの公転周期が1.4日であるという結論に達しました。これらの事実により、科学者は、2008 年 8 月にこれら 2 つの星の合体のプロセスが起こったという考えに至りました。

ブルーストラグラーは高トルクが特徴。例えば、ツカナエ47番星団の真ん中に位置する星の自転速度は、太陽の自転速度の75倍です。仮説によると、それらの質量は、クラスター内にある他の星の質量の 2 ～ 3 倍です。また、研究の助けを借りて、青い星が他の星に近い場合、後者は隣接する星よりも酸素と炭素の割合が低いことがわかりました。おそらく、星は軌道上を移動する他の星からこれらの物質を引き寄せ、その結果、明るさと温度が上昇します。「奪われた」星は、最初の炭素が他の元素に変換されるプロセスが行われた場所を明らかにします。

青い星の名前 - 例

リゲル、ガンマセイルズ、アルファキリン、ゼータオリオン、タウカニスメジャー、ゼータパピス

白い星 - 白い星

ケーニヒスベルク天文台を率いたフリードリヒ・ベッセルは、1844 年に興味深い発見をしました。科学者は、空で最も明るい星であるシリウスが、空の軌道からわずかにずれていることに気付きました。天文学者は、シリウスが衛星を持っていることを示唆し、質量中心の周りの恒星の自転のおおよその周期を計算しました。これは約 50 年でした。ベッセルは、他の科学者からの適切なサポートを見つけられませんでした。その質量に関しては、シリウスに匹敵するはずでしたが、誰も衛星を検出できませんでした。

そしてわずか18年後、当時最高の望遠鏡をテストしていたアルヴァン・グラハム・クラークは、シリウスの近くにぼんやりとした白い星を発見し、それがシリウスBと呼ばれる彼の衛星であることが判明しました.

この白い星の表面は 25,000 ケルビンに加熱されており、その半径は小さいです。これを考慮して、科学者は、衛星は高密度 (106 g/cm 3 のレベルで、シリウス自体の密度は約 0.25 g/cm 3 であり、太陽の密度は 1.4 g/cm 3 である) であると結論付けました。）。 55年後（1917年）、それを発見した科学者にちなんで名付けられた別の白色矮星が発見されました-うお座にあるファンマーネンの星。

白い星の名前 - 例

こと座のベガ、わしのアルタイル（夏と秋に見える）、シリウス、キャスター。

黄色い星 - 黄色い星

黄色矮星は小さな主系列星と呼ばれ、その質量は太陽の質量 (0.8-1.4) 以内です。名前から判断すると、そのような星には黄色の輝きがあり、ヘリウム水素からの熱核融合プロセス中に放出されます。

このような星の表面は 5 ～ 6,000 ケルビンの温度に加熱されており、そのスペクトルタイプは G0V から G9V の間です。黄色矮星の寿命は約100億年。星の中で水素が燃焼すると、星は大きさを増し、赤色巨星になります。赤色巨星の一例はアルデバランです。そのような星は、外層のガスを放出することによって、惑星状星雲を形成することができます。この場合、コアは高密度の白色矮星に変換されます。

Hertzsprung-Russell ダイアグラムを考慮すると、黄色い星は主系列の中央部分にあります。太陽は典型的な黄色矮星と言えるので、そのモデルは黄色矮星の一般的なモデルを考えるのに非常に適しています。しかし、空には他にも特徴的な黄色い星があり、その名前はアルヒタ、ダビフ、トリマン、ハラなどです。これらの星はあまり明るくありません。たとえば、プロキシマケンタウリを考慮しない場合、太陽に最も近い同じトリマンは等級 0 ですが、同時に、その明るさはすべての黄色矮星の中で最高です。この星はケンタウルス座にあり、6 つの星を含む複雑なシステムのリンクでもあります。トリマンのスペクトルクラスは G です。しかし、私たちから 350 光年離れたところにあるダビは、スペクトルクラス F に属します。しかし、その高い明るさは、スペクトルクラス A0 に属する近くの星の存在によるものです。

トリマンに加えて、HD82943 にはスペクトルタイプ G があり、これは主系列にあります。この星は、その化学組成と温度が太陽に似ているため、2 つの大きな惑星も持っています。ただし、これらの惑星の軌道の形状は円形からほど遠いため、HD82943 への接近は比較的頻繁に発生します。現在、天文学者は、この星が以前ははるかに多くの惑星を持っていたことを証明することができましたが、時間の経過とともにそれらすべてを飲み込みました.

黄色い星の名前 - 例

トリマン、星 HD 82943、ハラ、ダビー、アルヒタ

赤い星 - 赤い星

人生で少なくとも一度は、黒い背景に燃える望遠鏡のレンズの空に赤い星を見たことがあれば、この瞬間を思い出すと、この記事に何が書かれるかをより明確に想像するのに役立ちます. そのような星を見たことがない場合は、次回は必ず見つけてみてください。

アマチュア望遠鏡でも簡単に見つけることができる、空で最も明るい赤い星のリストを作成することを約束すると、それらがすべて炭素であることがわかります。最初の赤い星が発見されたのは 1868 年です。そのような赤色巨星の温度は低く、さらに、それらの外層は大量の炭素で満たされています。以前の類似の星が R と N の 2 つのスペクトルクラスを構成していた場合、科学者はそれらを 1 つの一般的なクラス C で識別しました。各スペクトルクラスには、9 から 0 までのサブクラスがあります。同時に、クラス C0 は、星が温度は高いが、C9 星より赤みが少ない。また、すべての炭素優勢の星は、長周期、半規則的、または不規則な、本質的に可変であることも重要です。

さらに、赤い準規則変光星と呼ばれる 2 つの星がそのようなリストに含まれていました。その中で最も有名なのは m Cephei です。ウィリアム・ハーシェルはまた、彼女の珍しい赤い色に興味を持ち、彼女を「ザクロ」と呼んだ. そのような星は、光度の不規則な変化が特徴で、数十日から数百日続くことがあります。このような変光星はクラス M (冷たい星、表面温度が 2400 ～ 3800 K) に属します。

評価のすべての星が変数であるという事実を考えると、指定を明確にする必要があります。赤い星には、ラテンアルファベットの文字と変光星座の名前（T Hareなど）の2つの要素で構成される名前があることが一般に認められています。この星座で発見された最初の変数には、R という文字が割り当てられ、Z まで続きます。そのような変数が多数ある場合は、RR から ZZ までのラテン文字の二重の組み合わせが提供されます。このメソッドを使用すると、334 個のオブジェクトに「名前を付ける」ことができます。さらに、星は、文字 V とシリアル番号を組み合わせて指定することもできます (V228 Cygnus)。評価の最初の列は、変数を指定するために予約されています。

表の次の 2 つの列は、期間 2000.0 の星の位置を示しています。天文学愛好家の間でウラノメトリア 2000.0 の人気が高まった結果、評価の最後の列には、評価にある各星の検索チャートの番号が表示されます。この場合、1 桁目はボリューム番号の表示で、2 桁目はカードのシリアル番号です。

評価には、恒星等級の最大および最小の明るさの値も表示されます。明るさが最小の星では、赤色の彩度が高くなることを覚えておく価値があります。変光周期がわかっている星は日数で表示されますが、周期が正しくない天体はIrrで表示されます。

炭素星を見つけるのに特別なスキルは必要ありません。望遠鏡がそれを見るのに十分なパワーを持っていれば十分です。小さくても、はっきりとした赤い色が目を引きます。したがって、すぐに見つけられなくても動揺しないでください。アトラスを使用して近くの明るい星を見つけ、そこから赤い星に移動するだけで十分です。

観測者が異なれば、炭素星の見方も異なります。一部の人にとっては、ルビーや遠くで燃えている燃えさしに似ています。他の人は、そのような星に真紅または血のような赤い色合いを見ます。まず、ランキングには6つの明るい赤い星のリストがあり、それらを見つけると、その美しさを最大限に楽しむことができます.

赤い星の名前 - 例

色による星の違い

何とも言えない色合いの星がたくさんあります。その結果、1つの星座でもブルーとサファイアの星を基調とした「宝石箱」と呼ばれ、その中心には明るく輝くオレンジ色の星があります。太陽を考えると、淡い黄色をしています。

星の色の違いに影響を与える直接的な要因は、星の表面温度です。簡単に説明されています。光はその性質上、波の形をした放射です。波長 - これは頂点間の距離で、非常に小さいです。それを想像するには、1 cm を 10 万個の同じ部分に分割する必要があります。これらの粒子のいくつかが光の波長を構成します。

この数が非常に小さいことが判明したことを考えると、たとえ最も些細な変化であっても、私たちが観察する状況は変化します。結局のところ、私たちの視覚は光波のさまざまな波長をさまざまな色として認識します。たとえば、青の波の長さは赤の 1.5 分の 1 です。

また、私たちのほぼ全員が、温度が体の色に最も直接的な影響を与える可能性があることを知っています. たとえば、金属製のオブジェクトを取り出して火をつけることができます。加熱すると赤くなります。火の温度が大幅に上昇すると、物体の色も赤からオレンジ、オレンジから黄色、黄色から白、最後に白から青白に変化します。

太陽の表面温度は約 5.5 千 0 ℃ であるため、黄色の星の典型的な例です。しかし、最も熱い青い星は、3 万 3000 度まで暖まることがあります。

色と温度は、物理法則の助けを借りて科学者によって関連付けられています。物体の温度は、その放射に正比例し、波長に反比例します。青は赤より波長が短い。高温ガスは光子を放出し、そのエネルギーは温度に正比例し、波長に反比例します。そのため、青から青の範囲の放射が最も熱い星の特徴です。

星の核燃料は無制限ではないため、消費されやすくなり、星の冷却につながります。したがって、中年の星は黄色に見え、古い星は赤く見えます。

太陽が私たちの惑星に非常に近いという事実の結果として、その色を正確に説明することができます. しかし、100 万光年離れた星の場合、作業はより複雑になります。この目的のために、分光器と呼ばれる装置が使用されます。それを通して、科学者は星から放出された光を通過させ、その結果、ほとんどすべての星をスペクトル分析することが可能になります。

さらに、星の色を使用して、その年齢を判断できます。数式を使用すると、スペクトル分析を使用して星の温度を決定でき、そこから星の年齢を簡単に計算できます。