Ekspertai pateikia keletą jų atsiradimo teorijų. Labiausiai tikėtinas dugnas sako, kad tokios mėlynos žvaigždės labai ilgą laiką buvo dvinarės ir jose vyko susiliejimo procesas. Kai susijungia 2 žvaigždės, atsiranda nauja žvaigždė su daug didesniu ryškumu, mase, temperatūra.

Mėlynųjų žvaigždžių pavyzdžiai:

• Gama burės;
• Rigel;
• Zeta Orion;
• Alfa žirafa;
• Zeta Korma;
• Tau Canis majoras.

Baltos žvaigždės – baltos žvaigždės

Vienas mokslininkas atrado labai blankią baltą žvaigždę, kuri buvo Sirijaus palydovas ir buvo pavadinta Sirius B. Šios unikalios žvaigždės paviršius įkaista iki 25 000 kelvinų, o spindulys yra mažas.

Baltųjų žvaigždžių pavyzdžiai:

• Altairas Erelio žvaigždyne;
• Vega Lyros žvaigždyne;
• ratukas;
• Sirijus.

geltonos žvaigždės - geltonos žvaigždės

Tokios žvaigždės šviečia geltonai, o jų masė atitinka Saulės masę – ji yra apie 0,8–1,4. Tokių žvaigždžių paviršius dažniausiai įkaista iki 4-6 tūkstančių Kelvinų temperatūros. Tokia žvaigždė gyvena apie 10 milijardų metų.

Geltonų žvaigždžių pavyzdžiai:

• Star HD 82943;
• Tolimanas;
• Dabih;
• Hara;
• Alhita.

raudonos žvaigždės raudonos žvaigždės

Pirmosios raudonos žvaigždės buvo aptiktos 1868 m. Jų temperatūra gana žema, o išoriniai raudonųjų milžinų sluoksniai užpildyti daug anglies. Anksčiau tokios žvaigždės sudarė dvi spektrines klases - N ir R, tačiau dabar mokslininkams pavyko nustatyti kitą bendrą klasę - C.

Visi žino tris materijos būsenas – kietą, skystą ir dujinę.. Kas nutinka medžiagai, kai ji uždarame tūryje paeiliui kaitinama iki aukštos temperatūros? - Nuoseklus perėjimas iš vienos agregacijos būsenos į kitą: kieta - skysta - dujinė(dėl molekulių judėjimo greičio padidėjimo kylant temperatūrai). Toliau kaitinant dujas aukštesnėje nei 1200 ºС temperatūroje, prasideda dujų molekulių skilimas į atomus, o esant aukštesnei nei 10 000 ºС temperatūrai - dalinis arba visiškas dujų atomų suirimas į jas sudarančias elementarias daleles - elektronus ir atomų branduolius. Plazma yra ketvirtoji materijos būsena, kurioje medžiagos molekulės arba atomai iš dalies arba visiškai sunaikinami aukštoje temperatūroje ar dėl kitų priežasčių. 99,9% materijos Visatoje yra plazmos būsenoje.

Žvaigždės yra kosminių kūnų klasė, kurios masė yra 10 26 -10 29 kg. Žvaigždė yra karštos plazmos sferinis kosminis kūnas, kuris, kaip taisyklė, yra hidrodinaminėje ir termodinaminėje pusiausvyroje.

Jei pusiausvyra sutrinka, žvaigždė pradeda pulsuoti (kinta jos matmenys, šviesumas ir temperatūra). Žvaigždė tampa kintama žvaigžde.

kintamoji žvaigždė yra žvaigždė, kurios spindesys (tariamas ryškumas danguje) laikui bėgant kinta. Kintamumo priežastys gali būti fiziniai procesai žvaigždės viduje. Tokios žvaigždės vadinamos fiziniai kintamieji(pvz., δ Cephei. Į jį panašios kintamos žvaigždės pradėtos vadinti Cefeidai).

susitikti ir užtemimo kintamiejižvaigždės, kurių kintamumą lemia abipusiai jų komponentų užtemimai(pvz., β Perseus – Algol. Jo kintamumą pirmą kartą 1669 m. atrado italų ekonomistas ir astronomas Geminiano Montanari).

Užtemdančios kintamos žvaigždės visada dvigubai, tie. sudarytas iš dviejų glaudžiai išdėstytų žvaigždžių. Kintamos žvaigždės žvaigždžių diagramose pažymėtos apskritimu:

Žvaigždės ne visada yra kamuoliukai. Jei žvaigždė sukasi labai greitai, vadinasi, jos forma nėra sferinė. Žvaigždė susitraukia nuo ašigalių ir tampa panaši į mandariną ar moliūgą (pavyzdžiui, Vega, Regulus). Jei žvaigždė yra dviguba, tai abipusis šių žvaigždžių trauka viena kitai taip pat turi įtakos jų formai. Jie tampa kiaušinio arba meliono formos (pavyzdžiui, dvinarės žvaigždės β Lyra arba Spica komponentai):

Žvaigždės yra pagrindinės mūsų Galaktikos (mūsų galaktika rašoma didžiąja raide) gyventojai. Jame yra apie 200 milijardų žvaigždžių. Net ir didžiausių teleskopų pagalba galima pamatyti tik pusę procento viso Galaktikos žvaigždžių skaičiaus. Daugiau nei 95% visos gamtoje stebimos medžiagos yra susitelkusios žvaigždėse. Likę 5% yra tarpžvaigždinės dujos, dulkės ir visi nešviečiantys kūnai.

Be Saulės, visos žvaigždės yra taip toli nuo mūsų, kad net didžiausiuose teleskopuose jos stebimos skirtingų spalvų ir ryškumo šviečiančių taškų pavidalu. Arčiausiai Saulės yra α Kentauro sistema, susidedanti iš trijų žvaigždžių. Viena iš jų – raudonoji nykštukė, vadinama Proksima – yra artimiausia žvaigždė. Jis yra 4,2 šviesmečio atstumu. Į Sirijų - 8,6 Šv. metų, į Altairą – 17 Šv. metų. Į Vegą - 26 g. metų. Į Šiaurinę žvaigždę – 830 g. metų. Iki Denebo – 1500 Šv. metų. Pirmą kartą atstumas iki kitos žvaigždės (tai buvo Vega) 1837 m. sugebėjo nustatyti V.Ya. Struvė.

Pirmoji žvaigždė, kuriai pavyko gauti disko vaizdą (ir net kai kurias dėmes ant jo), yra Betelgeuse (α Orion). Bet taip yra todėl, kad Betelgeuse skersmuo yra 500–800 kartų didesnis už Saulę (žvaigždė pulsuoja). Taip pat buvo gautas Altairo (α Eagle) disko vaizdas, tačiau taip yra todėl, kad Altair yra viena iš artimiausių žvaigždžių.

Žvaigždžių spalva priklauso nuo jų išorinių sluoksnių temperatūros. Temperatūros diapazonas – nuo ​​2000 iki 60000 °C. Šalčiausios žvaigždės yra raudonos, o karščiausios – mėlynos. Pagal žvaigždės spalvą galite nuspręsti, kiek karšti jos išoriniai sluoksniai.

Raudonųjų žvaigždžių pavyzdžiai: Antares (α Scorpio) ir Betelgeuse (α Orion).

Oranžinių žvaigždžių pavyzdžiai: Aldebaranas (α Jautis), Arcturus (α Bootes) ir Pollux (β Dvyniai).

Geltonųjų žvaigždžių pavyzdžiai: Saulė, Capella (α Aurigae) ir Tolimanas (α Centauri).

Gelsvai baltų žvaigždžių pavyzdžiai yra Procyon (α Minor Canis) ir Canopus (α Carinae).

Baltųjų žvaigždžių pavyzdžiai yra Sirijus (α Canis Major), Vega (α Lyrae), Altair (α Eagle) ir Denebas (α Cygnus).

Melsvų žvaigždžių pavyzdžiai: Regulus (α Leo) ir Spica (α Mergelė).

Dėl to, kad iš žvaigždžių šviesos sklinda labai mažai, žmogaus akis geba atskirti spalvų atspalvius tik ryškiausiuose iš jų. Per žiūronus ir juo labiau per teleskopą (jie fiksuoja daugiau šviesos nei akis) žvaigždžių spalva tampa labiau pastebima.

Temperatūra didėja didėjant gyliui. Net šalčiausios žvaigždės centre pasiekia milijonus laipsnių. Saulės centre yra apie 15 000 000 ° C (jie taip pat naudoja Kelvino skalę - absoliučios temperatūros skalę, tačiau kai kalbama apie labai aukštą temperatūrą, galima nepaisyti 273 º skirtumo tarp Kelvino ir Celsijaus skalių).

Kas taip įkaitina žvaigždžių interjerą? Pasirodo, yra termobranduoliniai procesai, todėl išsiskiria didžiulis energijos kiekis. Graikų kalba „termosas“ reiškia šiltą. Pagrindinis cheminis elementas, iš kurio sudarytos žvaigždės, yra vandenilis. Būtent jis yra termobranduolinių procesų kuras. Šiuose procesuose vandenilio atomų branduoliai paverčiami helio atomų branduoliais, o tai lydi energijos išsiskyrimas. Vandenilio branduolių skaičius žvaigždėje mažėja, o helio branduolių skaičius didėja. Laikui bėgant žvaigždėje sintetinami kiti cheminiai elementai. Visi cheminiai elementai, sudarantys įvairių medžiagų molekules, kadaise gimė žvaigždžių gelmėse.„Žvaigždės yra žmogaus praeitis, o žmogus – žvaigždės ateitis“, – kartais taip vaizdžiai sakoma.

Procesas, kurio metu žvaigždė skleidžia energiją elektromagnetinių bangų ir dalelių pavidalu, vadinamas radiacija. Žvaigždės spinduliuoja energiją ne tik šviesos ir šilumos pavidalu, bet ir kitų rūšių spinduliuote – gama spinduliais, rentgeno spinduliais, ultravioletiniais, radijo spinduliais. Be to, žvaigždės skleidžia neutralių ir įkrautų dalelių srautus. Šie srautai sudaro žvaigždžių vėją. Žvaigždžių vėjas yra materijos nutekėjimo iš žvaigždžių į kosmosą procesas. Dėl to žvaigždžių masė nuolat ir palaipsniui mažėja. Tai žvaigždžių vėjas iš Saulės (saulės vėjas), dėl kurio Žemėje ir kitose planetose atsiranda auroros. Tai saulės vėjas, kuris nukreipia kometų uodegas nuo Saulės.

Žvaigždės, žinoma, neatsiranda iš tuštumos (tarpas tarp žvaigždžių nėra absoliutus vakuumas). Medžiaga yra dujos ir dulkės. Erdvėje jie pasiskirstę netolygiai, sudarydami beformius labai mažo tankio ir didžiulio masto debesis – nuo ​​vieno ar dviejų iki dešimčių šviesmečių. Tokie debesys vadinami difuzinis dujų ir dulkių ūkai. Temperatūra juose labai žema – apie –250 °C. Tačiau ne kiekvienas dujų ir dulkių ūkas sukuria žvaigždes. Kai kurie ūkai gali egzistuoti ilgą laiką be žvaigždžių. Kokios sąlygos būtinos žvaigždžių gimimo proceso pradžiai? Pirmasis yra debesies masė. Jei nėra pakankamai medžiagos, tada, žinoma, žvaigždė nepasirodys. Antra, kompaktiškumas. Per daug išsiplėtusiame ir laisvame debesyje jo suspaudimo procesai negali prasidėti. Na, ir trečia, mums reikia sėklos – t.y. dulkių ir dujų krūva, kuri vėliau taps žvaigždės – protožvaigždės – užuomazga. protožvaigždė yra žvaigždė paskutinėje formavimosi stadijoje. Jei šios sąlygos yra įvykdytos, prasideda gravitacinis debesies suspaudimas ir kaitinimas. Šis procesas baigiasi žvaigždžių susidarymas- naujų žvaigždžių atsiradimas. Šis procesas trunka milijonus metų. Astronomai aptiko ūkų, kuriuose žvaigždžių formavimosi procesas įsibėgėja – kai kurios žvaigždės jau sužibo, kai kurios yra embrionų – protožvaigždžių pavidalu, o ūkas vis dar išlikęs. Pavyzdys yra Didysis Oriono ūkas.

Pagrindinės fizinės žvaigždės charakteristikos yra šviesumas, masė ir spindulys.(arba skersmuo), kurie nustatomi iš stebėjimų. Žinant juos, taip pat ir žvaigždės cheminę sudėtį (kuri nustatoma pagal jos spektrą), galima apskaičiuoti žvaigždės modelį, t.y. fizines sąlygas jo gelmėse, tyrinėti joje vykstančius procesus.Išsamiau pakalbėkime apie pagrindines žvaigždžių savybes.

Svoris. Masę galima tiesiogiai įvertinti tik pagal gravitacinį žvaigždės poveikį aplinkiniams kūnams. Pavyzdžiui, Saulės masė buvo nustatyta iš žinomų aplinkinių planetų apsisukimo laikotarpių. Kitos žvaigždės planetų tiesiogiai nestebi. Patikimai išmatuoti masę galima tik dvinarėms žvaigždėms (šiuo atveju naudojamas Keplerio dėsnis, apibendrintas Niutono III, no tada klaida yra 20-60%). Maždaug pusė visų mūsų galaktikos žvaigždžių yra dvejetainės. Žvaigždžių masė svyruoja nuo ≈0,08 iki ≈100 Saulės masių.Žvaigždžių, kurių masė mažesnė nei 0,08 Saulės masės, nėra, jos tiesiog netampa žvaigždėmis, o lieka tamsiais kūnais.Žvaigždės, kurių masė didesnė nei 100 Saulės masių, yra labai retos. Daugumos žvaigždžių masė mažesnė nei 5 Saulės masės. Žvaigždės likimas priklauso nuo masės, t.y. scenarijus, pagal kurį žvaigždė vystosi, vystosi. Mažos šaltos raudonosios nykštukės vandenilį naudoja labai ekonomiškai, todėl jų gyvenimo trukmė siekia šimtus milijardų metų. Saulės – geltonosios nykštukės – gyvenimo trukmė yra apie 10 milijardų metų (Saulė jau nugyveno apie pusę savo gyvenimo). Didžiuliai supergigantai greitai sunaudoja vandenilį ir išnyksta per kelis milijonus metų po gimimo. Kuo žvaigždė masyvesnė, tuo trumpesnis jos gyvenimo kelias.

Manoma, kad visatos amžius yra 13,7 milijardo metų. Todėl senesnių nei 13,7 milijardų metų žvaigždžių dar nėra.

• Žvaigždės su mase 0,08 Saulės masės yra rudos nykštukės; jų likimas – nuolatinis susitraukimas ir atšalimas, pasibaigus visoms termobranduolinėms reakcijoms ir virstant į tamsius planetos pavidalo kūnus.

• Žvaigždės su mase 0,08-0,5 Saulės masės (tai visada yra raudonosios nykštukės) po vandenilio suvartojimo pradeda lėtai trauktis, o kaisti ir tapti balta nykštuke.
  

• Žvaigždės su mase 0,5-8 Saulės masės gyvenimo pabaigoje pirmiausia virsta raudonaisiais milžinais, o paskui – baltais nykštukais. Šiuo atveju išoriniai žvaigždės sluoksniai yra išsklaidyti išorinėje erdvėje formoje planetinis ūkas. Planetinis ūkas dažnai būna rutulio arba žiedo formos.
  

• Žvaigždės su mase 8-10 Saulės masės gali sprogti savo gyvenimo pabaigoje arba ramiai pasenti, iš pradžių virsdamos raudonaisiais supermilžinais, o vėliau – raudonaisiais nykštukais.

• Žvaigždės, kurių masė didesnė nei 10 Saulės masės savo gyvenimo kelio pabaigoje iš pradžių tampa raudonaisiais supermilžinais, paskui sprogsta kaip supernovos (supernova – ne nauja, o sena žvaigždė), o vėliau virsta neutroninėmis žvaigždėmis arba juodosiomis skylėmis.
  

Juodosios skylės- tai ne skylės kosminėje erdvėje, o labai didelės masės ir tankio objektai (masyvių žvaigždžių liekanos). Juodosios skylės neturi jokių antgamtinių ar magiškų galių, jos nėra „Visatos monstrai“. Tiesiog jie turi tokį stiprų gravitacinį lauką, kad jokia spinduliuotė (nei matoma – šviesa, nei nematoma) negali jų palikti. Todėl juodosios skylės nesimato. Tačiau juos galima aptikti pagal jų poveikį aplinkinėms žvaigždėms, ūkams. Juodosios skylės yra visiškai paplitęs reiškinys Visatoje ir neturėtumėte jų bijoti. Mūsų galaktikos centre gali būti supermasyvi juodoji skylė.

Spindulys (arba skersmuo). Žvaigždžių dydžiai yra labai įvairūs – nuo ​​kelių kilometrų (neutroninės žvaigždės) iki 2000 saulės skersmenų (supergiantų). Paprastai kuo mažesnė žvaigždė, tuo didesnis jos vidutinis tankis. Neutroninėse žvaigždėse tankis siekia 10 13 g / cm 3! Tokios medžiagos antpirštis Žemėje svertų 10 mln. Tačiau supermilžiniuose tankis yra mažesnis už oro tankį netoli Žemės paviršiaus.

Kai kurių žvaigždžių skersmenys, palyginti su Saule:

Sirijus ir Altairas yra 1,7 karto didesni,

Vega yra 2,5 karto didesnė,

Regulus 3,5 karto daugiau

Arktūras yra 26 kartus didesnis

Polar yra 30 kartų didesnis,

Rigel yra 70 kartų didesnis,

Denebas yra 200 kartų didesnis

Antares yra 800 kartų didesnis

YV Canis Major yra 2000 kartų didesnė (didžiausia žinoma žvaigždė).

Šviesumas yra bendra objekto (šiuo atveju žvaigždžių) per laiko vienetą skleidžiama energija.Žvaigždžių šviesumas dažniausiai lyginamas su Saulės šviesumu (žvaigždžių šviesumas išreiškiamas Saulės šviesumu). Pavyzdžiui, Sirijus spinduliuoja 22 kartus daugiau energijos nei Saulė (Sirijaus šviesumas yra 22 Saulės). Vegos šviesumas yra 50 Saulių, o Denebo – 54 000 Saulių (Denebas yra viena galingiausių žvaigždžių).

Tariamas žvaigždės ryškumas (tiksliau, spindesys) žemės danguje priklauso nuo:

- atstumas iki žvaigždės. Jei žvaigždė artėja prie mūsų, tada jos tariamas ryškumas palaipsniui didės. Ir atvirkščiai, žvaigždei tolstant nuo mūsų, jos tariamas ryškumas palaipsniui mažės. Jei paimsime dvi identiškas žvaigždes, tada artimiausia mums atrodys ryškesnė.

- dėl išorinių sluoksnių temperatūros. Kuo žvaigždė karštesnė, tuo daugiau šviesos energijos ji siunčia į kosmosą ir tuo šviesesnė ji pasirodys. Jei žvaigždė atvės, jos matomas ryškumas danguje sumažės. Dvi vienodo dydžio ir vienodu atstumu nuo mūsų esančios žvaigždės atrodys vienodai tariamuoju ryškumu, su sąlyga, kad jos skleis vienodą šviesos energijos kiekį, t.y. turi tokią pačią išorinių sluoksnių temperatūrą. Jei viena iš žvaigždžių yra šaltesnė už kitą, ji atrodys ne tokia ryški.

- dydis (skersmuo). Jei paimsime dvi žvaigždes su vienoda išorinių sluoksnių temperatūra (tos pačios spalvos) ir pastatysime jas tokiu pačiu atstumu nuo mūsų, tai didesnė žvaigždė skleis daugiau šviesos energijos, vadinasi, danguje atrodys ryškesnė.

- nuo šviesos sugerties kosminių dulkių ir dujų debesyse, kurie yra regėjimo linijos kelyje. Kuo storesnis kosminių dulkių sluoksnis, tuo daugiau žvaigždės šviesos ji sugeria, o žvaigždė atrodo blankesnė. Jei paimsime dvi identiškas žvaigždes ir prieš vieną iš jų pastatysime dujų-dulkių ūką, tada tik ši žvaigždė atrodys ne tokia ryški.

- nuo žvaigždės aukščio virš horizonto. Prie horizonto visada tvyro tanki migla, kuri sugeria dalį žvaigždžių šviesos. Netoli horizonto (netrukus po saulėtekio arba prieš pat saulėlydį) žvaigždės visada atrodo blankesnės nei tada, kai jos yra virš galvos.

Labai svarbu nepainioti sąvokų „pasirodyti“ ir „būti“. žvaigždė gali būti labai ryškus savaime, bet atrodo blausus dėl įvairių priežasčių: dėl didelio atstumo iki jos, dėl mažo dydžio, dėl jo šviesos sugerties kosminėmis dulkėmis ar dulkėmis Žemės atmosferoje. Todėl, kalbėdami apie žvaigždės ryškumą žemės danguje, jie vartoja šią frazę „tariamas ryškumas“ arba „blizgesys“.

Kaip jau minėta, yra dvejetainių žvaigždžių. Tačiau yra ir trigubų (pavyzdžiui, α Centauri), ir keturviečių (pavyzdžiui, ε Lyra), penkių ir šešių (pavyzdžiui, Castor) ir kt. Atskiros žvaigždžių sistemos žvaigždės vadinamos komponentai. Žvaigždės, turinčios daugiau nei du komponentus, vadinamos kartotiniaižvaigždės. Visi kelių žvaigždžių komponentai yra sujungti abipusių gravitacinių jėgų (sudaro žvaigždžių sistemą) ir juda sudėtingomis trajektorijomis.

Jei yra daug komponentų, tai nebėra kelių žvaigždžių, bet žvaigždžių spiečius. Išskirti kamuolys ir išsibarstęžvaigždžių spiečius. Rutuliniuose spiečiuose yra daug senų žvaigždžių ir jie yra senesni už atvirus spiečių, kuriuose yra daug jaunų žvaigždžių. Rutuliniai klasteriai yra gana stabilūs, nes žvaigždės juose yra mažais atstumais viena nuo kitos ir tarpusavio traukos jėgos tarp jų yra daug didesnės nei tarp atvirų spiečių žvaigždžių. Laikui bėgant atviros grupės dar labiau išsisklaido.

Atviri klasteriai, kaip teisinga, yra Paukščių Tako juostoje arba netoliese. Priešingai, rutuliniai spiečiai yra žvaigždėtame danguje toliau nuo Paukščių Tako.

Kai kurias žvaigždžių spiečius danguje galima pamatyti net plika akimi. Pavyzdžiui, atviros hiadų ir plejadų sankaupos (M 45) Jautis, atviros ėdžios (M 44) sankaupos Vėžyje, rutulinis spiečius M 13 Heraklyje. Nemažai jų galima pamatyti su žiūronais.

Naudodami teleskopą galite stebėti 2 milijardus žvaigždžių iki 21 dydžio. Yra Harvardo žvaigždžių spektrinė klasifikacija. Jame spektriniai tipai išdėstyti mažėjančios žvaigždžių temperatūros tvarka. Klasės žymimos lotyniškos abėcėlės raidėmis. Jų yra septyni: O - B - A - P - O - K - M.

Geras žvaigždės išorinių sluoksnių temperatūros rodiklis yra jos spalva. O ir B spektrinių tipų karštos žvaigždės yra mėlynos; žvaigždės, panašios į mūsų Saulę (kurios spektrinis tipas yra 02), atrodo geltonos, o K ir M spektrinių klasių žvaigždės yra raudonos.

Žvaigždžių ryškumas ir spalva

Visos žvaigždės turi savo spalvą. Yra mėlynos, baltos, geltonos, gelsvos, oranžinės ir raudonos žvaigždės. Pavyzdžiui, Betelgeuse yra raudona žvaigždė, Castor yra balta, Capella yra geltona. Pagal ryškumą jie skirstomi į 1-ojo, 2-ojo, ... n-ojo dydžio žvaigždes (n max = 25). Sąvoka „didumas“ neturi nieko bendra su tikrais matmenimis. Dydis apibūdina šviesos srautą, patenkantį į Žemę iš žvaigždės. Žvaigždžių dydžiai gali būti ir trupmeniniai, ir neigiami. Didumo skalė pagrįsta akies šviesos suvokimu. Žvaigždžių padalijimą į žvaigždžių dydžius pagal regimąjį ryškumą atliko senovės graikų astronomas Hiparchas (180 – 110 m. pr. Kr.). Hiparchas pirmąjį dydį priskyrė ryškiausioms žvaigždėms; sekančias pagal šviesumo laipsnį (t. y. apie 2,5 karto silpnesnę) jis laikė antrojo didumo žvaigždėmis; žvaigždės, 2,5 karto silpnesnės už antrojo didumo žvaigždes, buvo vadinamos trečiojo didumo žvaigždėmis ir kt.; žvaigždėms ties matomumo plika akimi riba buvo priskirtas šeštasis dydis.

Esant tokiai žvaigždžių ryškumo gradacijai, paaiškėjo, kad šeštojo didumo žvaigždės yra 2,55 karto silpnesnės nei pirmojo dydžio žvaigždės. Todėl 1856 metais anglų astronomas N. K. Pogsoy (1829-1891) pasiūlė šeštojo didumo žvaigždėmis laikyti tas, kurios lygiai 100 kartų blankesnės už pirmojo didumo žvaigždes. Visos žvaigždės yra skirtingais atstumais nuo Žemės. Būtų lengviau palyginti dydžius, jei atstumai būtų vienodi.

Dydis, kurį žvaigždė turėtų 10 parsekų atstumu, vadinamas absoliučiu dydžiu. Nurodytas absoliutus žvaigždžių dydis - M ir matomas žvaigždžių dydis - m.

Išorinių žvaigždžių sluoksnių, iš kurių kyla jų spinduliuotė, cheminei sudėčiai būdingas visiškas vandenilio vyravimas. Antroje vietoje yra helis, o kitų elementų kiekis yra gana mažas.

Temperatūra ir žvaigždžių masė

Žinant žvaigždės spektrinį tipą ar spalvą, iškart gaunama jos paviršiaus temperatūra. Kadangi žvaigždės spinduliuoja maždaug kaip absoliučiai juodi atitinkamos temperatūros kūnai, jų paviršiaus vieneto spinduliuojama galia per laiko vienetą nustatoma pagal Stefano-Boltzmanno dėsnį.

Žvaigždžių skirstymas, pagrįstas žvaigždžių šviesumo palyginimu su jų temperatūra ir spalva bei absoliučiu dydžiu (Hertzsprung-Russell diagrama):

1. pagrindinė seka (jos centre yra Saulė - geltona nykštukė)
2. supergigantai (didelio dydžio ir didelio šviesumo: Antares, Betelgeuse)
3. raudonojo milžino seka
4. nykštukai (baltieji – Sirijus)
5. subnykštukai
6. balta-mėlyna seka

Šis skirstymas taip pat pagrįstas žvaigždės amžiumi.

Išskiriamos šios žvaigždės:

1. paprastas (Saulė);
2. dvigubi (Mizar, Albkor) skirstomi į:

• a) vizualinis dvigubas, jei stebint pro teleskopą pastebimas jų dvilypumas;
• b) kartotiniai - tai žvaigždžių, kurių skaičius didesnis nei 2, bet mažesnis nei 10, sistema;
• c) optinės dvigubos - tai žvaigždės, kurių artumas yra atsitiktinės projekcijos į dangų rezultatas, o erdvėje jos yra toli;
• d) fizinės dvinarės yra žvaigždės, kurios sudaro vieną sistemą ir cirkuliuoja veikiamos abipusės traukos jėgų aplink bendrą masės centrą;
• e) spektroskopinės dvinarės – tai žvaigždės, kurios tarpusavyje besisukdamos priartėja viena prie kitos ir iš spektro galima nustatyti jų dvilypumą;
• e) užtemdantis dvejetainis – tai žvaigždės, „kurios tarpusavyje besisukdamos blokuoja viena kitą;

kintamieji (b Cephei). Cefeidai yra žvaigždės ryškumo kintamieji. Ryškumo pokyčio amplitudė yra ne didesnė kaip 1,5 balo. Tai pulsuojančios žvaigždės, tai yra, jos periodiškai plečiasi ir susitraukia. Dėl išorinių sluoksnių suspaudimo jie įkaista;

nestacionarus.

naujos žvaigždės- tai žvaigždės, kurios egzistavo ilgą laiką, bet staiga įsiliepsnojo. Jų ryškumas per trumpą laiką padidėjo 10 000 kartų (ryškumo pokyčio amplitudė nuo 7 iki 14 balų).

supernovos- tai žvaigždės, kurios buvo nematomos danguje, bet staiga blykstelėjo ir padidino ryškumą 1000 kartų, palyginti su įprastomis naujomis žvaigždėmis.

Pulsaras- neutroninė žvaigždė, kuri atsiranda supernovos sprogimo metu.

Duomenys apie bendrą pulsarų skaičių ir jų gyvavimo laiką rodo, kad vidutiniškai per šimtmetį gimsta 2–3 pulsarai, o tai maždaug sutampa su supernovų sprogimų Galaktikoje dažniu.

Žvaigždžių evoliucija

Kaip ir visi gamtos kūnai, žvaigždės nelieka nepakitusios, jos gimsta, vystosi ir galiausiai miršta. Astronomai manė, kad žvaigždei iš tarpžvaigždinių dujų ir dulkių susiformuoti prireikė milijonų metų. Tačiau pastaraisiais metais buvo padarytos nuotraukos iš dangaus regiono, kuris yra Didžiojo Oriono ūko dalis, kur per kelerius metus atsirado nedidelis žvaigždžių spiečius. 1947 metų nuotraukose šioje vietoje užfiksuota trijų į žvaigždę panašių objektų grupė. Iki 1954 m. kai kurie iš jų tapo pailgi, o 1959 m. šie pailgi dariniai subyrėjo į atskiras žvaigždes. Pirmą kartą žmonijos istorijoje žmonės stebėjo žvaigždžių gimimą tiesiogine prasme prieš mūsų akis.

Daugelyje dangaus vietų yra sąlygos, būtinos žvaigždėms atsirasti. Tyrinėjant miglotų Paukščių Tako regionų nuotraukas, buvo galima aptikti mažų netaisyklingos formos juodų dėmių arba rutuliukų, kurie yra didžiulės dulkių ir dujų sankaupos. Šiuose dujų ir dulkių debesyse yra dulkių dalelių, kurios labai stipriai sugeria šviesą, sklindančią iš už jų esančių žvaigždžių. Rutuliukų dydis didžiulis – iki kelių šviesmečių skersmens. Nepaisant to, kad materija šiuose spiečių yra labai reta, jų bendras tūris yra toks didelis, kad jo visiškai pakanka, kad susidarytų maži žvaigždžių spiečiai, artimi Saulei.

Juodajame rutulyje, veikiama aplinkinių žvaigždžių spinduliuotės slėgio, medžiaga suspaudžiama ir sutankinama. Toks suspaudimas tęsiasi tam tikrą laiką, priklausomai nuo rutulį supančių spinduliuotės šaltinių ir pastarojo intensyvumo. Gravitacinės jėgos, atsirandančios dėl masės koncentracijos rutulio centre, taip pat linkusios suspausti rutulį, todėl medžiaga krenta link jo centro. Krisdamos medžiagos dalelės įgyja kinetinės energijos ir įkaitina dujas bei debesį.

Medžiagos kritimas gali trukti šimtus metų. Iš pradžių tai vyksta lėtai, neskubant, nes gravitacinės jėgos, traukiančios daleles į centrą, vis dar yra labai silpnos. Po kurio laiko, kai rutulys tampa mažesnis ir gravitacinis laukas didėja, kritimas pradeda vykti greičiau. Tačiau rutuliukas didžiulis, ne mažesnio kaip šviesmečio skersmens. Tai reiškia, kad atstumas nuo jo išorinės sienos iki centro gali viršyti 10 trilijonų kilometrų. Jei dalelė nuo rutulio krašto pradės kristi link centro kiek mažesniu nei 2 km/s greičiu, tai centrą ji pasieks tik po 200 000 metų.

Žvaigždės gyvenimo trukmė priklauso nuo jos masės. Žvaigždės, kurių masė mažesnė nei Saulės, savo branduolinį kurą naudoja labai taupiai ir gali šviesti dešimtis milijardų metų. Išoriniai žvaigždžių, tokių kaip mūsų Saulė, sluoksniai, kurių masė ne didesnė kaip 1,2 Saulės masės, palaipsniui plečiasi ir galiausiai visiškai palieka žvaigždės šerdį. Milžino vietoje lieka mažas ir karštas baltas nykštukas.

Niekada negalvojame, kad, be mūsų planetos, be mūsų Saulės sistemos, gali būti ir kita gyvybė. Galbūt kai kuriose planetose yra gyvybė, besisukanti aplink mėlyną, baltą ar raudoną, o gal ir geltoną žvaigždę. Galbūt yra dar viena tokia planeta žemė, kurioje gyvena tie patys žmonės, bet mes vis dar nieko apie tai nežinome. Mūsų palydovai ir teleskopai aptiko daugybę planetų, kuriose gali būti gyvybės, tačiau šios planetos yra nutolusios dešimtis tūkstančių ir net milijonus šviesmečių.

Mėlyni stribai – mėlynos žvaigždės

Žvaigždės, esančios rutulinio tipo žvaigždžių spiečiuose, kurių temperatūra yra aukštesnė už įprastų žvaigždžių temperatūrą, o spektrui būdingas reikšmingas poslinkis į mėlyną sritį nei panašaus šviesumo spiečių žvaigždžių, vadinamos mėlynosiomis spiegelėmis. Ši funkcija leidžia jiems išsiskirti iš kitų žvaigždžių šioje grupėje Hertzsprung-Russell diagramoje. Tokių žvaigždžių egzistavimas paneigia visas žvaigždžių evoliucijos teorijas, kurių esmė ta, kad žvaigždėms, atsiradusioms per tą patį laikotarpį, daroma prielaida, kad jos bus patalpintos tiksliai apibrėžtoje Hertzsprung-Russell diagramos srityje. Šiuo atveju vienintelis veiksnys, turintis įtakos tiksliai žvaigždės vietai, yra jos pradinė masė. Dažnas mėlynųjų stribų atsiradimas už aukščiau nurodytos kreivės gali patvirtinti, kad egzistuoja toks dalykas kaip anomali žvaigždžių evoliucija.

Ekspertai, bandantys paaiškinti jų atsiradimo pobūdį, pateikia keletą teorijų. Labiausiai tikėtinas iš jų rodo, kad šios mėlynos žvaigždės anksčiau buvo dvinarės, po to pradėjo vykti arba šiuo metu vyksta susiliejimo procesas. Dviejų žvaigždžių susijungimo rezultatas – nauja žvaigždė, kurios masė, ryškumas ir temperatūra yra daug didesnė nei to paties amžiaus žvaigždės.

Jei šios teorijos teisingumą būtų galima kažkaip įrodyti, žvaigždžių evoliucijos teorijoje nebūtų problemų, susijusių su mėlynaisiais skraidyklėmis. Gautoje žvaigždėje būtų daugiau vandenilio, kuris elgtųsi panašiai kaip jauna žvaigždė. Yra faktų, patvirtinančių šią teoriją. Stebėjimai parodė, kad klaidžiojančios žvaigždės dažniausiai aptinkamos centriniuose rutulinių spiečių regionuose. Dėl to, kad ten vyrauja vienetinio tūrio žvaigždžių skaičius, didėja artimų perėjimų ar susidūrimų tikimybė.

Norint patikrinti šią hipotezę, būtina ištirti mėlynųjų stribų pulsaciją, nes tarp susiliejusių žvaigždžių asteroseismologinių savybių ir įprastai pulsuojančių kintamųjų gali būti tam tikrų skirtumų. Reikia pažymėti, kad pulsaciją išmatuoti gana sunku. Neigiamai šį procesą veikia ir žvaigždėto dangaus perpildymas, nedideli mėlynųjų stribų pulsacijos svyravimai, taip pat jų kintamųjų retumas.

Vieną susijungimo pavyzdį buvo galima pastebėti 2008 metų rugpjūtį, kai toks incidentas palietė objektą V1309, kurio ryškumas po aptikimo padidėjo keliasdešimt tūkstančių kartų, o po kelių mėnesių grįžo į pradinę vertę. Dėl 6 metų stebėjimų mokslininkai priėjo prie išvados, kad šis objektas yra dvi žvaigždės, kurių apsisukimo vienas aplinkui laikotarpis yra 1,4 dienos. Šie faktai paskatino mokslininkus suprasti, kad 2008 m. rugpjūčio mėn. įvyko šių dviejų žvaigždžių susiliejimo procesas.

Mėlynos spalvos strigleriai pasižymi dideliu sukimo momentu. Pavyzdžiui, žvaigždės, esančios 47 Tucanae spiečiaus viduryje, sukimosi greitis yra 75 kartus didesnis už Saulės sukimosi greitį. Remiantis hipoteze, jų masė yra 2–3 kartus didesnė už kitų žvaigždžių, esančių spiečiuje, masę. Taip pat tyrimų pagalba buvo nustatyta, kad jei mėlynos žvaigždės yra arti kitų žvaigždžių, tai pastarosios turės mažesnį deguonies ir anglies procentą nei jų kaimynės. Manoma, kad žvaigždės šias medžiagas traukia iš kitų jų orbitoje judančių žvaigždžių, dėl to padidėja jų ryškumas ir temperatūra. „Apiplėštos“ žvaigždės atskleidžia vietas, kur vyko pradinės anglies virsmo kitais elementais procesas.

Mėlynųjų žvaigždžių pavadinimai – pavyzdžiai

Rigel, Gamma Sails, Alfa žirafa, Zeta Orion, Tau Canis Major, Zeta Puppis

Baltos žvaigždės – baltos žvaigždės

Frydrichas Beselis, vadovavęs Koenigsbergo observatorijai, 1844 m. padarė įdomų atradimą. Mokslininkas pastebėjo menkiausią ryškiausios žvaigždės danguje – Sirijaus – nukrypimą nuo jos trajektorijos danguje. Astronomas pasiūlė, kad Sirijus turėjo palydovą, taip pat apskaičiavo apytikslį žvaigždžių sukimosi aplink jų masės centrą laikotarpį, kuris buvo apie penkiasdešimt metų. Beselis nerado tinkamo palaikymo iš kitų mokslininkų, nes. niekas negalėjo aptikti palydovo, nors pagal savo masę jis turėjo būti panašus į Sirijų.

Ir tik po 18 metų Alvanas Grahamas Clarkas, išbandęs geriausią tų laikų teleskopą, netoli Sirijaus atrado blankią baltą žvaigždę, kuri, kaip paaiškėjo, buvo jo palydovas, pavadintas Sirius B.

Šios baltos žvaigždės paviršius įkaista iki 25 tūkstančių kelvinų, o spindulys mažas. Atsižvelgdami į tai, mokslininkai padarė išvadą, kad palydovo tankis yra didelis (106 g/cm 3 lygyje, o paties Sirijaus tankis yra apie 0,25 g/cm 3 , o Saulės - 1,4 g/cm 3 ). ). Po 55 metų (1917 m.) buvo atrasta dar viena baltoji nykštukė, pavadinta ją atradusio mokslininko vardu – van Maaneno žvaigždė, kuri yra Žuvų žvaigždyne.

Baltųjų žvaigždžių pavadinimai – pavyzdžiai

Vega Lyros žvaigždyne, Altair Erelio žvaigždyne, (matomas vasarą ir rudenį), Sirijus, Kastoras.

geltonos žvaigždės - geltonos žvaigždės

Geltonosios nykštukės vadinamos mažomis pagrindinės sekos žvaigždėmis, kurių masė atitinka Saulės masę (0,8-1,4). Sprendžiant iš pavadinimo, tokios žvaigždės turi geltoną švytėjimą, kuris išsiskiria termobranduolinio sintezės proceso metu iš helio vandenilio.

Tokių žvaigždžių paviršius įkaista iki 5-6 tūkstančių Kelvinų temperatūros, o jų spektriniai tipai yra tarp G0V ir G9V. Geltonoji nykštukė gyvena apie 10 milijardų metų. Dėl vandenilio degimo žvaigždėje ji dauginasi ir tampa raudonuoju milžinu. Vienas iš raudonojo milžino pavyzdžių yra Aldebaranas. Tokios žvaigždės gali sudaryti planetinius ūkus, išskirdamos savo išorinius dujų sluoksnius. Šiuo atveju šerdis paverčiama baltąja nykštuke, kurios tankis yra didelis.

Jei atsižvelgsime į Hertzsprung-Russell diagramą, tada ant jos geltonos žvaigždės yra pagrindinės sekos centrinėje dalyje. Kadangi Saulę galima vadinti tipine geltonąja nykštuke, jos modelis yra gana tinkamas bendrajam geltonųjų nykštukų modeliui apsvarstyti. Tačiau danguje yra ir kitų būdingų geltonų žvaigždžių, kurių pavadinimai yra Alkhita, Dabikh, Tolimanas, Hara ir kt. Šios žvaigždės nėra labai ryškios. Pavyzdžiui, to paties Tolimano, kuris, jei neatsižvelgsite į Proxima Centauri, yra arčiausiai Saulės, yra 0 dydžio, tačiau tuo pat metu jo ryškumas yra didžiausias tarp visų geltonųjų nykštukų. Ši žvaigždė yra Kentauro žvaigždyne, ji taip pat yra sudėtingos sistemos, kurią sudaro 6 žvaigždės, grandis. Tolimano spektrinė klasė yra G. Tačiau Dabihas, esantis už 350 šviesmečių nuo mūsų, priklauso spektrinei klasei F. Tačiau didelis jo ryškumas yra dėl to, kad netoliese yra žvaigždė, priklausanti spektrinei klasei - A0.

Be Tolimano, HD82943 turi G spektrinį tipą, kuris yra pagrindinėje sekoje. Ši žvaigždė dėl savo cheminės sudėties ir temperatūros, panašios į Saulę, taip pat turi dvi dideles planetas. Tačiau šių planetų orbitų forma toli gražu nėra apskrita, todėl jų artėjimas prie HD82943 pasitaiko gana dažnai. Šiuo metu astronomams pavyko įrodyti, kad anksčiau ši žvaigždė turėjo daug daugiau planetų, tačiau laikui bėgant ji visas jas prarijo.

Geltonųjų žvaigždžių pavadinimai – pavyzdžiai

Tolimanas, žvaigždė HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Raudonos žvaigždės - raudonos žvaigždės

Jei bent kartą gyvenime savo teleskopo objektyve matėte danguje raudonas žvaigždes, kurios degė juodame fone, tai prisiminę šią akimirką galėsite aiškiau įsivaizduoti, kas bus parašyta šiame straipsnyje. Jei dar nesate matę tokių žvaigždžių, kitą kartą būtinai pabandykite jas surasti.

Jei imsitės sudaryti ryškiausių raudonų žvaigždžių danguje, kurias nesunkiai rasite net ir mėgėjišku teleskopu, sąrašą, pamatysite, kad visos jos yra anglies. Pirmosios raudonos žvaigždės buvo aptiktos 1868 m. Tokių raudonųjų milžinų temperatūra žema, be to, jų išoriniai sluoksniai užpildyti didžiuliu anglies kiekiu. Jei anksčiau panašios žvaigždės sudarė dvi spektrines klases – R ir N, tai dabar mokslininkai jas nustatė vienoje bendrojoje klasėje – C. Kiekviena spektrinė klasė turi poklasius – nuo ​​9 iki 0. Tuo pačiu metu C0 klasė reiškia, kad žvaigždė turi aukšta temperatūra, bet mažiau raudona nei C9 žvaigždės. Taip pat svarbu, kad visos žvaigždės, kuriose dominuoja anglis, iš prigimties yra kintamos: ilgo periodo, pusiau taisyklingos arba netaisyklingos.

Be to, į tokį sąrašą buvo įtrauktos dvi žvaigždės, vadinamos raudonais pusiau reguliariais kintamaisiais, iš kurių žinomiausia yra m Cephei. Jos neįprasta raudona spalva susidomėjo ir Williamas Herschelis, kuris ją pavadino „granatu“. Tokioms žvaigždėms būdingas nereguliarus šviesumo pokytis, kuris gali trukti nuo poros dešimčių iki kelių šimtų dienų. Tokios kintamos žvaigždės priklauso M klasei (šaltos žvaigždės, kurių paviršiaus temperatūra yra nuo 2400 iki 3800 K).

Atsižvelgiant į tai, kad visos reitingo žvaigždės yra kintamieji, būtina įvesti tam tikrą pavadinimų aiškumą. Visuotinai pripažįstama, kad raudonos žvaigždės turi pavadinimą, kurį sudaro du komponentai - lotyniškos abėcėlės raidė ir kintamojo žvaigždyno pavadinimas (pavyzdžiui, T Hare). Pirmajam kintamajam, kuris buvo atrastas šiame žvaigždyne, priskiriama raidė R ir taip toliau, iki raidės Z. Jei tokių kintamųjų yra daug, jiems numatytas dvigubas lotyniškų raidžių derinys – nuo ​​RR iki ZZ. Šis metodas leidžia „pavadinti“ 334 objektus. Be to, žvaigždes taip pat galima žymėti naudojant V raidę kartu su serijos numeriu (V228 Cygnus). Pirmas reitingo stulpelis skirtas kintamiesiems žymėti.

Kiti du lentelės stulpeliai nurodo žvaigždžių išsidėstymą 2000 m. laikotarpiu.0. Dėl padidėjusio Uranometria 2000.0 populiarumo tarp astronomijos entuziastų paskutiniame reitingo stulpelyje rodomas kiekvienos reitinge esančios žvaigždės paieškos diagramos numeris. Šiuo atveju pirmasis skaitmuo rodo tomo numerį, o antrasis yra kortelės serijos numeris.

Įvertinimas taip pat rodo didžiausią ir mažiausią žvaigždžių ryškumo reikšmes. Verta prisiminti, kad didesnis raudonos spalvos sodrumas pastebimas žvaigždėse, kurių ryškumas yra minimalus. Žvaigždėms, kurių kintamumo laikotarpis yra žinomas, jis rodomas kaip dienų skaičius, bet objektai, kurių periodas nėra teisingas, rodomas kaip Irr.

Norint rasti anglies žvaigždę, nereikia daug įgūdžių, pakanka, kad jūsų teleskopas turėtų pakankamai galios, kad galėtumėte ją pamatyti. Net jei jo dydis yra mažas, jo ryški raudona spalva turėtų atkreipti jūsų dėmesį. Todėl nenusiminkite, jei negalite iš karto jų rasti. Pakanka naudoti atlasą, kad surastumėte netoliese esančią ryškią žvaigždę, o tada pereikite nuo jos prie raudonos.

Skirtingi stebėtojai anglies žvaigždes mato skirtingai. Kai kuriems jos primena rubinus ar tolumoje degančią žarijas. Kiti tokiose žvaigždėse mato tamsiai raudoną arba kraujo raudonumo atspalvį. Pradedantiesiems reitinge yra šešių ryškiausių raudonų žvaigždžių sąrašas, o jei jas rasite, galėsite mėgautis jų grožiu iki galo.

Raudonųjų žvaigždžių vardai – pavyzdžiai

Žvaigždžių skirtumai pagal spalvas

Žvaigždžių su nenusakomais spalvų atspalviais įvairovė yra didžiulė. Dėl to net vienas žvaigždynas gavo pavadinimą „Brangakmenių dėžutė“, kurio pagrindą sudaro mėlynos ir safyro spalvos žvaigždės, o pačiame jo centre yra ryškiai šviečianti oranžinė žvaigždė. Jei atsižvelgsime į Saulę, tada ji turi šviesiai geltoną spalvą.

Tiesioginis veiksnys, turintis įtakos žvaigždžių spalvų skirtumui, yra jų paviršiaus temperatūra. Tai paaiškinama paprastai. Šviesa pagal savo prigimtį yra spinduliuotė bangų pavidalu. Bangos ilgis - tai atstumas tarp jo keterų, yra labai mažas. Norėdami tai įsivaizduoti, turite padalyti 1 cm į 100 tūkstančių identiškų dalių. Kai kurios iš šių dalelių sudarys šviesos bangos ilgį.

Atsižvelgiant į tai, kad šis skaičius yra gana mažas, kiekvienas, net ir pats nereikšmingiausias, jo pasikeitimas pakeis mūsų stebimą vaizdą. Juk mūsų regėjimas skirtingų bangų ilgių šviesos bangas suvokia kaip skirtingas spalvas. Pavyzdžiui, mėlyna turi bangas, kurių ilgis yra 1,5 karto mažesnis nei raudonos.

Be to, beveik kiekvienas iš mūsų žino, kad temperatūra gali turėti tiesioginės įtakos kūnų spalvai. Pavyzdžiui, galite paimti bet kokį metalinį daiktą ir padegti. Kai jis įkaista, jis taps raudonas. Jei ugnies temperatūra smarkiai pakiltų, keistųsi ir objekto spalva – nuo ​​raudonos iki oranžinės, iš oranžinės į geltoną, iš geltonos į baltą, galiausiai iš baltos į mėlynai baltą.

Kadangi Saulės paviršiaus temperatūra yra apie 5,5 tūkst.0 C, tai yra tipiškas geltonų žvaigždžių pavyzdys. Tačiau karščiausios mėlynos žvaigždės gali sušilti iki 33 tūkstančių laipsnių.

Spalvą ir temperatūrą mokslininkai susiejo fiziniais dėsniais. Kūno temperatūra yra tiesiogiai proporcinga jo spinduliuotei ir atvirkščiai proporcinga bangos ilgiui. Mėlyna turi trumpesnį bangos ilgį nei raudona. Karštos dujos skleidžia fotonus, kurių energija yra tiesiogiai proporcinga temperatūrai ir atvirkščiai proporcinga bangos ilgiui. Štai kodėl mėlynai mėlynas spinduliuotės diapazonas būdingas karščiausioms žvaigždėms.

Kadangi branduolinis kuras ant žvaigždžių nėra neribotas, jis yra linkęs sunaudoti, o tai lemia žvaigždžių atšalimą. Todėl vidutinio amžiaus žvaigždės yra geltonos, o senas – raudonas.

Dėl to, kad Saulė yra labai arti mūsų planetos, jos spalvą galima tiksliai apibūdinti. Tačiau žvaigždėms, esančioms už milijono šviesmečių, užduotis tampa sudėtingesnė. Šiam tikslui naudojamas prietaisas, vadinamas spektrografu. Pro ją mokslininkai praleidžia žvaigždžių skleidžiamą šviesą, dėl to spektriniu būdu galima analizuoti beveik bet kurią žvaigždę.

Be to, naudodami žvaigždės spalvą, galite nustatyti jos amžių, nes. matematinės formulės leidžia spektrine analize nustatyti žvaigždės temperatūrą, iš kurios nesunku apskaičiuoti jos amžių.

Žiūrėkite vaizdo įrašą žvaigždžių paslaptys internete