ผู้เชี่ยวชาญหยิบยกทฤษฎีต่างๆ เกี่ยวกับเหตุการณ์ที่เกิดขึ้น จุดที่น่าจะเป็นไปได้มากที่สุดบอกว่าดาวสีน้ำเงินดังกล่าวเป็นดาวคู่มาเป็นเวลานานมาก และพวกมันก็มีกระบวนการควบรวมกิจการ เมื่อดาว 2 ดวงมารวมกัน ดาวดวงใหม่จะปรากฏขึ้นพร้อมความสว่าง มวล และอุณหภูมิที่มากกว่ามาก

ตัวอย่างดาวสีน้ำเงิน:

• เรือใบแกมมา;
• ริเกล;
• ซีต้าโอไรออน;
• อัลฟ่ายีราฟ;
• ซีตาคอร์มา;
• Tau Canis เมเจอร์.

ดาวขาว - ดาวขาว

นักวิทยาศาสตร์คนหนึ่งค้นพบดาวสีขาวสลัวมากซึ่งเป็นบริวารของซีเรียสและมีชื่อว่าซิเรียส บี พื้นผิวของดาวฤกษ์ที่มีลักษณะเฉพาะนี้ได้รับความร้อนถึง 25,000 เคลวิน และรัศมีของมันก็เล็ก

ตัวอย่างดาวสีขาว:

• อัลแทร์ในกลุ่มดาวอินทรี
• เวก้าในกลุ่มดาวไลรา;
• ลูกล้อ;
• ซีเรียส.

ดาวเหลือง - ดาวเหลือง

ดาวดังกล่าวมีแสงสีเหลืองและมวลของพวกมันอยู่ภายในมวลของดวงอาทิตย์ - ประมาณ 0.8-1.4 พื้นผิวของดาวฤกษ์ดังกล่าวมักจะถูกทำให้ร้อนที่อุณหภูมิ 4-6,000 เคลวิน ดาวดังกล่าวมีอายุประมาณ 10 พันล้านปี

ตัวอย่างดาวสีเหลือง:

• สตาร์ HD 82943;
• โทลิมัน;
• ดาบีห์;
• ฮาร่า;
• อัลฮิตา

ดาวแดง ดาวแดง

ดาวแดงดวงแรกถูกค้นพบในปี พ.ศ. 2411 อุณหภูมิของพวกมันค่อนข้างต่ำ และชั้นนอกของดาวยักษ์แดงนั้นเต็มไปด้วยคาร์บอนจำนวนมาก ก่อนหน้านี้ ดาวฤกษ์ดังกล่าวประกอบขึ้นเป็นสองคลาสสเปกตรัม - N และ R แต่ตอนนี้ นักวิทยาศาสตร์สามารถระบุคลาสอื่นร่วมกันได้ - C

ทุกคนรู้สามสถานะของสสาร - ของแข็ง ของเหลว และก๊าซ. จะเกิดอะไรขึ้นกับสารเมื่อได้รับความร้อนตามลำดับจนถึงอุณหภูมิสูงในปริมาตรปิด - การเปลี่ยนลำดับจากสถานะของการรวมเป็นอีกสถานะหนึ่ง: ของแข็ง - ของเหลว - แก๊ส(เนื่องจากการเพิ่มความเร็วของการเคลื่อนที่ของโมเลกุลด้วยอุณหภูมิที่เพิ่มขึ้น) ด้วยความร้อนที่เพิ่มขึ้นของก๊าซที่อุณหภูมิสูงกว่า 1,200 ºСการสลายตัวของโมเลกุลของแก๊สเป็นอะตอมเริ่มต้นขึ้นและที่อุณหภูมิสูงกว่า 10,000 ºСการสลายตัวของอะตอมของก๊าซบางส่วนหรือทั้งหมดเป็นอนุภาคมูลฐานที่เป็นส่วนประกอบ - อิเล็กตรอนและนิวเคลียสของอะตอม พลาสมาเป็นสถานะที่สี่ของสสาร ซึ่งโมเลกุลหรืออะตอมของสสารถูกทำลายบางส่วนหรือทั้งหมดโดยอุณหภูมิสูงหรือด้วยเหตุผลอื่น 99.9% ของสสารในจักรวาลอยู่ในสถานะพลาสมา

ดาวเป็นกลุ่มวัตถุในจักรวาลที่มีมวล 10 26 -10 29 กก. ดาวฤกษ์เป็นวัตถุจักรวาลทรงกลมพลาสม่าร้อนซึ่งตามกฎแล้วอยู่ในสมดุลอุทกพลศาสตร์และอุณหพลศาสตร์

หากสมดุลถูกรบกวน ดาวฤกษ์จะเริ่มเต้นเป็นจังหวะ (ขนาด ความส่องสว่าง และการเปลี่ยนแปลงของอุณหภูมิ) ดาวกลายเป็นดาวแปรผัน

ตัวแปรดาวเป็นดาวฤกษ์ที่มีความสุกใส (สว่างชัดบนท้องฟ้า) เปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลา สาเหตุของความแปรปรวนอาจเป็นกระบวนการทางกายภาพภายในดาวฤกษ์ ดวงดาวดังกล่าวเรียกว่า ตัวแปรทางกายภาพ(เช่น δ Cephei เริ่มเรียกดาวที่แปรผันคล้าย ๆ กัน เซเฟอิดส์).

พบและ ตัวแปรคราสดาวที่มีความแปรปรวนที่เกิดจากอุปราคาร่วมกันของส่วนประกอบต่างๆ(ตัวอย่างเช่น β Perseus - Algol ความแปรปรวนของมันถูกค้นพบครั้งแรกในปี 1669 โดยนักเศรษฐศาสตร์และนักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี Geminiano Montanari).

สุริยุปราคาแปรผันอยู่เสมอ สองเท่า, เหล่านั้น. ประกอบด้วยดาวสองดวงที่อยู่ชิดกัน ดาวที่เปลี่ยนแปลงได้บนแผนภูมิดาวจะแสดงด้วยวงกลมเป็นวงกลม:

ดวงดาวไม่ใช่ลูกบอลเสมอไป ถ้าดาวหมุนเร็วมาก แสดงว่าดาวไม่ได้ทรงกลม ดาวจะหดตัวจากขั้วและกลายเป็นเหมือนส้มเขียวหวานหรือฟักทอง (เช่น Vega, Regulus) หากดาวเป็นสองเท่า แรงดึงดูดซึ่งกันและกันของดาวเหล่านี้ที่มีต่อกันก็จะส่งผลต่อรูปร่างของพวกมันด้วย พวกมันกลายเป็นรูปไข่หรือรูปแตง (เช่น ส่วนประกอบของดาวคู่ β Lyra หรือ Spica):

ดาวเป็นประชากรหลักของกาแล็กซี่ของเรา (กาแล็กซี่ของเราเขียนด้วยอักษรตัวใหญ่) ประกอบด้วยดาวประมาณ 2 แสนล้านดวง ด้วยความช่วยเหลือของกล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุด สามารถมองเห็นดาวได้เพียงครึ่งเปอร์เซ็นต์ของจำนวนดาวทั้งหมดในกาแลคซี่เท่านั้น สสารมากกว่า 95% ที่พบในธรรมชาติกระจุกตัวอยู่ในดวงดาว ส่วนที่เหลืออีก 5% เป็นก๊าซระหว่างดาว ฝุ่น และวัตถุที่ไม่เรืองแสงทั้งหมด

นอกจากดวงอาทิตย์แล้ว ดวงดาวทุกดวงยังห่างไกลจากเรามากจนแม้แต่ในกล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุดก็ยังพบเห็นได้ในรูปของจุดเรืองแสงที่มีสีและความสุกใสต่างกัน ใกล้กับดวงอาทิตย์ที่สุดคือระบบ α Centauri ซึ่งประกอบด้วยดาวสามดวง หนึ่งในนั้น - ดาวแคระแดงที่เรียกว่า Proxima - เป็นดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุด ห่างออกไป 4.2 ปีแสง ถึงซิเรียส - 8.6 เซนต์ ปี ถึง Altair - 17 St. ปี. สู่เวก้า - 26 เซนต์ ปี. สู่ดาวเหนือ - 830 เซนต์ ปี. ถึง Deneb - 1,500 เซนต์ ปี. เป็นครั้งแรกที่ระยะทางไปยังดาวดวงอื่น (คือเวก้า) ในปี พ.ศ. 2380 สามารถระบุ V.Ya ได้ สตรูฟ

ดาวดวงแรกที่จัดการเพื่อให้ได้ภาพของดิสก์ (และแม้แต่บางจุดบนนั้น) คือ Betelgeuse (α Orion) แต่นั่นเป็นเพราะว่าเบเทลจุสมีขนาดใหญ่กว่าดวงอาทิตย์ 500-800 เท่า (ดาวกำลังเต้นเป็นจังหวะ) ยังได้ภาพดิสก์ของ Altair (α Eagle) มาด้วย แต่นี่เป็นเพราะ Altair เป็นหนึ่งในดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุด

สีของดาวขึ้นอยู่กับอุณหภูมิของชั้นนอกช่วงอุณหภูมิ - ตั้งแต่ 2,000 ถึง 60000 °С ดาวที่เย็นที่สุดคือสีแดงและดาวที่ร้อนแรงที่สุดคือสีน้ำเงิน ด้วยสีของดาว คุณสามารถตัดสินได้ว่าชั้นนอกของดาวนั้นร้อนแค่ไหน

ตัวอย่างของดาวสีแดง: Antares (α Scorpio) และ Betelgeuse (α Orion)

ตัวอย่างของดาวสีส้ม: Aldebaran (α Taurus), Arcturus (α Bootes) และพอลลักซ์ (β ราศีเมถุน)

ตัวอย่างของดาวสีเหลือง: ดวงอาทิตย์ คาเพลลา (α Aurigae) และโทลิมัน (α Centauri)

ตัวอย่างของดาวสีขาวอมเหลือง ได้แก่ Procyon (α Minor Canis) และ Canopus (α Carinae)

ตัวอย่างของดาวสีขาว ได้แก่ ซิเรียส (α Canis Major), Vega (α Lyrae), Altair (α Eagle) และ Deneb (α Cygnus)

ตัวอย่างของดาวสีน้ำเงิน: Regulus (α Leo) และ Spica (α Virgo)

เนื่องจากแสงจากดวงดาวน้อยมาก ดวงตาของมนุษย์จึงสามารถแยกแยะเฉดสีได้เฉพาะในที่สว่างที่สุดเท่านั้น ผ่านกล้องส่องทางไกลและยิ่งกว่านั้นด้วยกล้องโทรทรรศน์ (จับแสงได้มากกว่าตา) สีของดวงดาวจะสังเกตเห็นได้ชัดเจนยิ่งขึ้น

อุณหภูมิเพิ่มขึ้นตามความลึก แม้แต่ดาวที่เย็นที่สุดในใจกลางยังมีอุณหภูมินับล้านองศา ดวงอาทิตย์มีอุณหภูมิประมาณ 15,000,000 ° C ตรงกลาง (พวกเขายังใช้มาตราส่วนเคลวิน - มาตราส่วนของอุณหภูมิสัมบูรณ์ แต่เมื่อพูดถึงอุณหภูมิที่สูงมาก ความแตกต่าง 273 º ระหว่างระดับเคลวินและเซลเซียสสามารถละเลยได้)

อะไรที่ทำให้ภายในดวงดาวร้อนขึ้นได้ขนาดนี้? ปรากฎว่ามี กระบวนการเทอร์โมนิวเคลียร์ส่งผลให้มีการปล่อยพลังงานออกมาเป็นจำนวนมาก ในภาษากรีก "thermos" หมายถึงความอบอุ่น องค์ประกอบทางเคมีหลักที่ดาวสร้างขึ้นคือ ไฮโดรเจนเขาเป็นคนที่เป็นเชื้อเพลิงสำหรับกระบวนการแสนสาหัส ในกระบวนการเหล่านี้ นิวเคลียสของอะตอมไฮโดรเจนจะถูกแปลงเป็นนิวเคลียสของอะตอมฮีเลียม ซึ่งมาพร้อมกับการปลดปล่อยพลังงาน จำนวนนิวเคลียสของไฮโดรเจนในดาวฤกษ์ลดลง ในขณะที่จำนวนนิวเคลียสของฮีเลียมเพิ่มขึ้น เมื่อเวลาผ่านไป องค์ประกอบทางเคมีอื่นๆ จะถูกสังเคราะห์ขึ้นในดาวฤกษ์ องค์ประกอบทางเคมีทั้งหมดที่ประกอบขึ้นเป็นโมเลกุลของสารต่างๆ ครั้งหนึ่งเคยเกิดในส่วนลึกของดวงดาว"ดวงดาวคืออดีตของมนุษย์ และมนุษย์คืออนาคตของดวงดาว" บางครั้งก็เปรียบเปรย

กระบวนการที่ดาวปล่อยพลังงานออกมาในรูปของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าและอนุภาคเรียกว่า รังสี. ดาวแผ่พลังงานไม่เพียง แต่ในรูปของแสงและความร้อนเท่านั้น แต่ยังรวมถึงรังสีประเภทอื่นด้วย - รังสีแกมมา, รังสีเอกซ์, รังสีอัลตราไวโอเลต, รังสีวิทยุ นอกจากนี้ดาวยังปล่อยกระแสของอนุภาคที่เป็นกลางและมีประจุ ลำธารเหล่านี้ก่อตัวเป็นลมดาวฤกษ์ ลมดาวเป็นกระบวนการไหลออกของสสารจากดวงดาวสู่อวกาศ ส่งผลให้มวลของดาวฤกษ์ลดลงอย่างต่อเนื่องและค่อยๆ ลดลง เป็นลมดาวฤกษ์จากดวงอาทิตย์ (ลมสุริยะ) ที่นำไปสู่การปรากฏตัวของแสงออโรร่าบนโลกและดาวเคราะห์ดวงอื่น เป็นลมสุริยะที่เบนหางของดาวหางออกจากดวงอาทิตย์

แน่นอนว่าดวงดาวไม่ได้ปรากฏขึ้นจากความว่างเปล่า (ช่องว่างระหว่างดวงดาวไม่ใช่สุญญากาศสัมบูรณ์) วัสดุที่เป็นก๊าซและฝุ่น พวกมันถูกกระจายอย่างไม่สม่ำเสมอในอวกาศ ก่อตัวเป็นเมฆที่ไม่มีรูปร่างซึ่งมีความหนาแน่นต่ำมากและขอบเขตมหาศาล - ตั้งแต่หนึ่งหรือสองปีถึงสิบปีแสง เมฆดังกล่าวเรียกว่า กระจาย เนบิวลาก๊าซและฝุ่นอุณหภูมิในนั้นต่ำมาก - ประมาณ -250 °C แต่ไม่ใช่เนบิวลาฝุ่นก๊าซทุกดวงจะผลิตดาวฤกษ์ เนบิวลาบางชนิดสามารถดำรงอยู่ได้นานโดยไม่มีดาว เงื่อนไขใดบ้างที่จำเป็นสำหรับการเริ่มต้นกระบวนการกำเนิดดาว ประการแรกคือมวลของเมฆ หากมีสสารไม่เพียงพอแน่นอนว่าดาวจะไม่ปรากฏ ประการที่สองความกะทัดรัด ในระบบคลาวด์ที่ขยายและหลวมเกินไป กระบวนการบีบอัดไม่สามารถเริ่มต้นได้ และประการที่สาม เราต้องการเมล็ดพันธุ์ - นั่นคือ ฝุ่นและก๊าซจำนวนหนึ่งซึ่งต่อมาจะกลายเป็นตัวอ่อนของดาวฤกษ์ - โปรโตสตาร์ โปรโตสตาร์เป็นดาวฤกษ์ในขั้นตอนสุดท้ายของการก่อตัว หากตรงตามเงื่อนไขเหล่านี้ การบีบอัดความโน้มถ่วงและความร้อนของเมฆจะเริ่มขึ้น กระบวนการนี้สิ้นสุดลง การก่อตัวของดาว- การเกิดขึ้นของดาวดวงใหม่ กระบวนการนี้ใช้เวลาหลายล้านปี นักดาราศาสตร์ได้พบเนบิวลาซึ่งกระบวนการก่อตัวดาวฤกษ์เต็มวง - ดาวบางดวงสว่างขึ้นแล้ว บางดวงอยู่ในรูปของเอ็มบริโอ - โปรโตสตาร์ และเนบิวลายังคงอยู่ ตัวอย่างคือ Great Nebula of Orion

ลักษณะทางกายภาพที่สำคัญของดาวฤกษ์คือความส่องสว่าง มวล และรัศมี(หรือเส้นผ่านศูนย์กลาง) ซึ่งกำหนดจากการสังเกต การรู้จักพวกมันเช่นเดียวกับองค์ประกอบทางเคมีของดาวฤกษ์ (ซึ่งถูกกำหนดโดยสเปกตรัมของมัน) เป็นไปได้ที่จะคำนวณแบบจำลองของดาวฤกษ์นั่นคือ สภาพร่างกายในส่วนลึกเพื่อสำรวจกระบวนการที่เกิดขึ้นให้เราอาศัยรายละเอียดเพิ่มเติมเกี่ยวกับลักษณะสำคัญของดวงดาว

น้ำหนัก.มวลสามารถประมาณได้โดยตรงโดยผลของแรงโน้มถ่วงของดาวที่มีต่อวัตถุโดยรอบเท่านั้น ตัวอย่างเช่น มวลของดวงอาทิตย์ถูกกำหนดจากช่วงเวลาที่รู้จักของการปฏิวัติของดาวเคราะห์รอบๆ ดาวดวงอื่นไม่ได้สังเกตดาวเคราะห์โดยตรง การวัดมวลที่เชื่อถือได้นั้นทำได้สำหรับดาวคู่เท่านั้น (ในกรณีนี้ กฎของเคปเลอร์ที่สรุปโดยนิวตัน III ถูกใช้ no แล้วข้อผิดพลาดคือ 20-60%). ประมาณครึ่งหนึ่งของดาวทั้งหมดในดาราจักรของเราเป็นดาวคู่ มวลของดาวฤกษ์มีตั้งแต่ ≈0.08 ถึง ≈100 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ดาวที่มีมวลน้อยกว่า 0.08 ของมวลดวงอาทิตย์ไม่มีอยู่จริง พวกมันไม่ได้กลายเป็นดาวฤกษ์ แต่ยังคงเป็นวัตถุมืดดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 100 เท่าของมวลดวงอาทิตย์นั้นหายากมาก ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มีมวลน้อยกว่า 5 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ชะตากรรมของดาวขึ้นอยู่กับมวล กล่าวคือ สถานการณ์ตามที่ดาวพัฒนาวิวัฒนาการดาวแคระแดงเย็นขนาดเล็กใช้ไฮโดรเจนอย่างประหยัด ดังนั้นอายุของพวกมันจึงยาวนานหลายร้อยพันล้านปี ช่วงชีวิตของดวงอาทิตย์ - ดาวแคระเหลือง - อยู่ที่ประมาณ 10 พันล้านปี (ดวงอาทิตย์มีชีวิตอยู่ไปครึ่งชีวิตแล้ว) ยักษ์ยักษ์กินไฮโดรเจนอย่างรวดเร็วและตายภายในไม่กี่ล้านปีหลังคลอด ยิ่งดาวมีมวลมากเท่าใด เส้นทางชีวิตก็ยิ่งสั้นลงเท่านั้น

อายุของเอกภพอยู่ที่ประมาณ 13.7 พันล้านปีดังนั้นดาวที่มีอายุมากกว่า 13.7 พันล้านปีจึงยังไม่มีอยู่จริง

• ดาวกับมวล 0,08 มวลของดวงอาทิตย์เป็นดาวแคระน้ำตาล ชะตากรรมของพวกเขาคือการหดตัวและเย็นลงอย่างต่อเนื่องด้วยการหยุดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ทั้งหมดและเปลี่ยนเป็นวัตถุที่เหมือนดาวเคราะห์มืด

• ดาวกับมวล 0,08-0,5 มวลของดวงอาทิตย์ (มักเป็นดาวแคระแดงเสมอ) หลังจากการบริโภคไฮโดรเจนเริ่มหดตัวลงอย่างช้าๆ ขณะที่ร้อนขึ้นและกลายเป็นดาวแคระขาว
  

• ดาวกับมวล 0,5-8 มวลของดวงอาทิตย์เมื่อสิ้นสุดชีวิตจะเปลี่ยนเป็นดาวยักษ์แดงก่อน และจากนั้นจึงกลายเป็นดาวแคระขาว ในกรณีนี้ชั้นนอกของดาวจะกระจัดกระจายอยู่ในอวกาศในรูปแบบ เนบิวลาดาวเคราะห์. เนบิวลาดาวเคราะห์มักมีรูปร่างเป็นทรงกลมหรือวงแหวน
  

• ดาวกับมวล 8-10 มวลสุริยะสามารถระเบิดได้เมื่อสิ้นอายุขัย หรืออาจแก่อย่างเงียบๆ ก่อนกลายเป็นยักษ์แดง และจากนั้นก็กลายเป็นดาวแคระแดง

• ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 10 มวลของดวงอาทิตย์ที่จุดสิ้นสุดของเส้นทางชีวิต พวกมันกลายเป็นซุปเปอร์ไจแอนต์สีแดงก่อน จากนั้นจึงระเบิดเป็นซุปเปอร์โนวา (ซุปเปอร์โนวาไม่ใช่ดาวดวงใหม่ แต่เป็นดาวดวงเก่า) จากนั้นจึงกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือกลายเป็นหลุมดำ
  

หลุมดำ- สิ่งเหล่านี้ไม่ใช่รูในอวกาศ แต่เป็นวัตถุ (เศษดาวมวลสูงที่เหลืออยู่) ที่มีมวลและความหนาแน่นสูงมาก หลุมดำไม่มีพลังเหนือธรรมชาติหรือเวทย์มนตร์ใด ๆ พวกเขาไม่ใช่ "สัตว์ประหลาดแห่งจักรวาล" พวกมันมีสนามโน้มถ่วงที่แรงจนไม่มีรังสีใดๆ จึงไม่สามารถมองเห็นหลุมดำได้ อย่างไรก็ตาม พวกมันสามารถตรวจพบได้โดยผลกระทบที่มีต่อดาวฤกษ์รอบๆ เนบิวลา หลุมดำเป็นปรากฏการณ์ทั่วไปในจักรวาล และคุณไม่ควรกลัวพวกมัน อาจมีหลุมดำมวลมหาศาลที่ใจกลางกาแลคซีของเรา

รัศมี (หรือเส้นผ่านศูนย์กลาง). ขนาดของดาวแตกต่างกันอย่างมาก - ตั้งแต่ไม่กี่กิโลเมตร (ดาวนิวตรอน) ถึง 2,000 เส้นผ่านศูนย์กลางดวงอาทิตย์ (ซุปเปอร์ไจแอนต์) ตามกฎแล้ว ยิ่งดาวฤกษ์มีขนาดเล็กเท่าใด ความหนาแน่นเฉลี่ยก็จะยิ่งสูงขึ้นในดาวนิวตรอน ความหนาแน่นถึง 10 13 g / cm 3! ปลอกนิ้วของสารดังกล่าวจะมีน้ำหนัก 10 ล้านตันบนโลก แต่สำหรับยักษ์ใหญ่ ความหนาแน่นน้อยกว่าความหนาแน่นของอากาศใกล้พื้นผิวโลก

เส้นผ่านศูนย์กลางของดาวบางดวงเมื่อเทียบกับดวงอาทิตย์:

Sirius และ Altair ใหญ่กว่า 1.7 เท่า

เวก้าใหญ่กว่า 2.5 เท่า

เรกูลัส 3.5 เท่า

Arcturus ใหญ่กว่า 26 เท่า

โพลาร์มีขนาดใหญ่กว่า 30 เท่า

Rigel ใหญ่กว่า 70 เท่า

Deneb มากกว่า 200 เท่า

Antares ใหญ่กว่า 800 เท่า

YV Canis Major มีขนาดใหญ่กว่า 2,000 เท่า (ดาวที่ใหญ่ที่สุดที่รู้จัก)

ความส่องสว่างคือพลังงานทั้งหมดที่ปล่อยออกมาจากวัตถุ (ในกรณีนี้คือดวงดาว) ต่อหน่วยเวลาความส่องสว่างของดวงดาวมักจะถูกนำมาเปรียบเทียบกับความส่องสว่างของดวงอาทิตย์ (ความส่องสว่างของดวงดาวจะแสดงในแง่ของความส่องสว่างของดวงอาทิตย์) ตัวอย่างเช่น ซิเรียสแผ่พลังงานมากกว่าดวงอาทิตย์ 22 เท่า (ความส่องสว่างของซีเรียสเท่ากับ 22 ดวง) ความส่องสว่างของเวก้าคือ 50 ดวง และความส่องสว่างของเดเน็บคือ 54,000 ดวง (เดเน็บเป็นหนึ่งในดาวที่มีพลังมากที่สุด)

ความสว่างที่เห็นได้ชัด (ถูกต้องกว่า ความสุกใส) ของดาวบนท้องฟ้าของโลกขึ้นอยู่กับ:

- ระยะห่างจากดาวหากดาวฤกษ์เข้าใกล้เรา ความสว่างที่เห็นได้ชัดจะค่อยๆ เพิ่มขึ้น ในทางกลับกัน เมื่อดาวเคลื่อนตัวออกห่างจากเรา ความสว่างที่เห็นได้ชัดจะค่อยๆ ลดลง ถ้าเราเอาดาวที่เหมือนกันสองดวง ดาวที่อยู่ใกล้ที่สุดก็จะดูสว่างกว่า

- เกี่ยวกับอุณหภูมิของชั้นนอกยิ่งดาวร้อนมากเท่าใด พลังงานแสงที่ส่งไปในอวกาศก็จะยิ่งมากขึ้นเท่านั้น และดาวก็จะยิ่งสว่างขึ้น ถ้าดาวเย็นลง ความสว่างที่ปรากฎบนท้องฟ้าจะลดลง ดาวสองดวงที่มีขนาดเท่ากันและอยู่ห่างจากเราเท่ากันจะปรากฎความสว่างเท่ากันโดยที่พวกมันปล่อยพลังงานแสงในปริมาณเท่ากัน กล่าวคือ มีอุณหภูมิชั้นนอกเท่ากัน หากดาวดวงใดดวงหนึ่งเย็นกว่าอีกดวงหนึ่ง ดาวนั้นก็จะสว่างน้อยลง

- ขนาด (เส้นผ่านศูนย์กลาง)หากเรานำดาวฤกษ์สองดวงที่มีอุณหภูมิชั้นนอกเท่ากัน (สีเดียวกัน) มาวางไว้ห่างจากเราเท่ากัน ดาวดวงที่ใหญ่กว่าจะปล่อยพลังงานแสงมากขึ้น ซึ่งหมายความว่าดาวจะสว่างขึ้นบนท้องฟ้า

- จากการดูดกลืนแสงโดยเมฆฝุ่นจักรวาลและก๊าซที่อยู่ในเส้นทางสายตายิ่งชั้นของฝุ่นจักรวาลหนาขึ้นเท่าใด แสงจากดาวฤกษ์ก็จะยิ่งดูดซับมากขึ้นเท่านั้น และดาวที่หรี่ลงก็ปรากฏขึ้น หากเรานำดาวฤกษ์ที่เหมือนกันสองดวงมาวางเนบิวลาฝุ่นก๊าซไว้ข้างหน้าดาวดวงใดดวงหนึ่ง ดาวดวงนี้ก็จะสว่างน้อยลง

- จากความสูงของดาวเหนือขอบฟ้ามีหมอกหนาทึบอยู่ใกล้ขอบฟ้าเสมอ ซึ่งดูดซับแสงบางส่วนจากดวงดาว ใกล้ขอบฟ้า (ไม่นานหลังจากพระอาทิตย์ขึ้นหรือก่อนพระอาทิตย์ตกไม่นาน) ดวงดาวมักจะมืดลงกว่าตอนอยู่เหนือศีรษะเสมอ

มันสำคัญมากที่จะไม่สับสนระหว่างแนวคิดเรื่อง "ปรากฏ" และ "เป็น" สตาร์เมย์ เป็นสว่างมากในตัวเอง แต่ ดูเหมือนสลัวเนื่องจากสาเหตุหลายประการ: เนื่องจากระยะทางไกลเนื่องจากขนาดที่เล็กเนื่องจากการดูดกลืนแสงโดยฝุ่นจักรวาลหรือฝุ่นละอองในชั้นบรรยากาศของโลก ดังนั้น เวลาพูดถึงความเจิดจ้าของดาวบนท้องฟ้าโลกจึงใช้คำว่า "ความสว่างชัด" หรือ "ความสดใส"

ดังที่ได้กล่าวไปแล้วมีดาวคู่ แต่ยังมีสามเท่า (เช่น α Centauri) และสี่เท่า (เช่น ε Lyra) และห้าและหก (เช่น Castor) เป็นต้น ดาวแต่ละดวงในระบบดาวเรียกว่า ส่วนประกอบ. ดาวที่มีองค์ประกอบมากกว่าสององค์ประกอบเรียกว่า ทวีคูณดาว ส่วนประกอบทั้งหมดของดาวฤกษ์หลายดวงเชื่อมต่อกันด้วยแรงโน้มถ่วงร่วมกัน (ก่อตัวเป็นระบบดาว) และเคลื่อนที่ไปตามวิถีโคจรที่ซับซ้อน

หากมีหลายองค์ประกอบ แสดงว่านี่ไม่ใช่ดาวหลายดวงอีกต่อไป แต่ กระจุกดาว. แยกแยะ ลูกบอลและ กระจัดกระจายกระจุกดาว กระจุกโลกประกอบด้วยดาวฤกษ์เก่าจำนวนมากและมีอายุมากกว่ากระจุกดาวเปิดซึ่งมีดาวอายุน้อยจำนวนมาก กระจุกดาวทรงกลมค่อนข้างเสถียรเพราะ ดวงดาวในพวกมันอยู่ห่างจากกันและกันเพียงเล็กน้อย และแรงดึงดูดซึ่งกันและกันระหว่างพวกมันนั้นยิ่งใหญ่กว่าระหว่างดวงดาวในกระจุกดาวเปิดมาก คลัสเตอร์แบบเปิดจะค่อยๆ หายไปมากขึ้นเมื่อเวลาผ่านไป

กระจุกดาวเปิดตามที่ถูกต้องตั้งอยู่ในแถบทางช้างเผือกหรือใกล้เคียง กระจุกดาวทรงกลมตั้งอยู่บนท้องฟ้าที่เต็มไปด้วยดวงดาวซึ่งอยู่ห่างจากทางช้างเผือก

กระจุกดาวบางกลุ่มสามารถมองเห็นได้บนท้องฟ้าแม้ด้วยตาเปล่า ตัวอย่างเช่น กลุ่มเปิดของ Hyades และ Pleiades (M 45) ในราศีพฤษภ กลุ่มเปิดของ Manger (M 44) ในมะเร็ง กระจุกดาวทรงกลม M 13 ใน Hercules สามารถเห็นได้ค่อนข้างมากด้วยกล้องส่องทางไกล

ด้วยกล้องโทรทรรศน์ คุณสามารถสังเกตดาว 2 พันล้านดวงได้ถึง 21 ขนาด มีการจำแนกสเปกตรัมของดาวฤกษ์ฮาร์วาร์ด ในนั้น ประเภทสเปกตรัมจะจัดเรียงตามอุณหภูมิของดาวที่ลดลง ชั้นเรียนถูกกำหนดโดยตัวอักษรของตัวอักษรละติน มีเจ็ดคน: O - B - A - P - O - K - M.

ตัวบ่งชี้ที่ดีของอุณหภูมิของชั้นนอกของดาวฤกษ์คือสีของมัน ดาวฤกษ์ร้อนประเภทสเปกตรัม O และ B เป็นสีน้ำเงิน ดาวที่คล้ายกับดวงอาทิตย์ของเรา (ซึ่งมีประเภทสเปกตรัมคือ 02) จะปรากฏเป็นสีเหลือง ในขณะที่ดาวในคลาสสเปกตรัม K และ M จะเป็นสีแดง

ความสว่างและสีของดวงดาว

ดาวทุกดวงมีสี มีดาวสีน้ำเงิน สีขาว สีเหลือง สีเหลือง สีส้ม และสีแดง ตัวอย่างเช่น Betelgeuse เป็นดาวสีแดง Castor เป็นสีขาว Capella เป็นสีเหลือง ตามความสว่าง พวกมันจะถูกแบ่งออกเป็นดาวที่มีขนาดที่ 1, 2, ... n (n สูงสุด = 25) คำว่า "ขนาด" ไม่เกี่ยวข้องกับมิติที่แท้จริง ขนาดเป็นลักษณะของฟลักซ์แสงที่มายังโลกจากดาวฤกษ์ ขนาดดาวฤกษ์สามารถเป็นได้ทั้งเศษส่วนและค่าลบ มาตราส่วนขนาดขึ้นอยู่กับการรับรู้ของแสงด้วยตา การแบ่งดาวฤกษ์ออกเป็นขนาดดาวตามความสว่างที่เห็นได้ชัดนั้นดำเนินการโดยนักดาราศาสตร์ชาวกรีกโบราณ ฮิปปาร์คัส (180 - 110 ปีก่อนคริสตกาล) Hipparchus ถือว่าขนาดแรกเป็นดาวที่สว่างที่สุด เขาถือว่าการไล่ระดับความสว่างครั้งต่อไป (เช่น อ่อนกว่าประมาณ 2.5 เท่า) เป็นดาวฤกษ์ที่มีขนาดที่สอง ดาวที่อ่อนแอกว่าดาวฤกษ์ขนาดที่สอง 2.5 เท่าเรียกว่าดาวฤกษ์ที่มีขนาดสามเป็นต้น ดาวฤกษ์ที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่ามีระดับที่หก

ด้วยการไล่ระดับความสว่างของดวงดาวดังกล่าว ปรากฏว่าดาวฤกษ์ขนาดหกนั้นอ่อนแอกว่าดาวฤกษ์ในขนาดแรก 2.55 เท่า ดังนั้นในปี ค.ศ. 1856 นักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษ เอ็น.เค. ปอกซอย (1829-1891) เสนอให้พิจารณาว่าเป็นดาวฤกษ์ที่มีขนาดหกซึ่งมีขนาดจางกว่าดาวฤกษ์ดวงแรกถึง 100 เท่าพอดี ดาวทุกดวงตั้งอยู่ในระยะทางที่แตกต่างจากโลก การเปรียบเทียบขนาดจะง่ายกว่าหากระยะทางเท่ากัน

ขนาดที่ดาวฤกษ์จะมีระยะทาง 10 พาร์เซกเรียกว่าขนาดสัมบูรณ์ มีการระบุขนาดดาวฤกษ์สัมบูรณ์ - เอ็มและขนาดดาวที่ชัดเจน - ม.

องค์ประกอบทางเคมีของดาวฤกษ์ชั้นนอกซึ่งมีการแผ่รังสีออกมา มีลักษณะเด่นคือมีไฮโดรเจนเหนือกว่าทั้งหมด อันดับที่สองคือฮีเลียมและเนื้อหาขององค์ประกอบอื่น ๆ นั้นค่อนข้างเล็ก

อุณหภูมิและมวลของดวงดาว

การรู้ประเภทสเปกตรัมหรือสีของดาวฤกษ์จะทำให้อุณหภูมิพื้นผิวของมันทันที เนื่องจากดวงดาวแผ่รังสีออกมาราวกับวัตถุสีดำสนิทในอุณหภูมิที่สัมพันธ์กัน กำลังที่แผ่โดยหน่วยของพื้นผิวของพวกมันต่อหน่วยเวลาจึงถูกกำหนดจากกฎของสเตฟาน-โบลต์ซมันน์

การแบ่งกลุ่มดาวโดยพิจารณาจากการเปรียบเทียบความส่องสว่างของดาวกับอุณหภูมิ สี และขนาดสัมบูรณ์ (แผนภาพเฮิรตซ์สปริง-รัสเซลล์):

1. ลำดับหลัก (ตรงกลางคือดวงอาทิตย์ - ดาวแคระเหลือง)
2. supergiants (ขนาดใหญ่และความสว่างสูง: Antares, Betelgeuse)
3. ลำดับยักษ์แดง
4. คนแคระ (ขาว - ซิเรียส)
5. ย่อย
6. ลำดับ ขาว-น้ำเงิน

ส่วนนี้ขึ้นอยู่กับอายุของดาราด้วย

ดาวต่อไปนี้มีความโดดเด่น:

1. สามัญ (อาทิตย์);
2. double (Mizar, Albkor) แบ่งออกเป็น:

• ก) ภาพซ้อนหากสังเกตเห็นความเป็นคู่เมื่อสังเกตผ่านกล้องโทรทรรศน์
• b) ทวีคูณ - นี่คือระบบของดาวที่มีจำนวนมากกว่า 2 แต่น้อยกว่า 10;
• c) ออปติคัลดับเบิ้ล - เหล่านี้คือดวงดาวที่ความใกล้ชิดของพวกมันเป็นผลมาจากการฉายภาพแบบสุ่มบนท้องฟ้าและในอวกาศพวกมันอยู่ไกล
• d) เลขฐานสองทางกายภาพคือดาวฤกษ์ที่ก่อตัวเป็นระบบเดียวและหมุนเวียนอยู่ภายใต้การกระทำของแรงดึงดูดซึ่งกันและกันรอบจุดศูนย์กลางมวลร่วม
• จ) สเปกโตรสโกปีไบนารีเป็นดาวฤกษ์ที่เมื่อโคจรรอบกันและกันเข้ามาใกล้กันและสามารถกำหนดความเป็นคู่ของพวกมันได้จากสเปกตรัม
• e) eclipsing binary - นี่คือดวงดาว "ซึ่งเมื่อโคจรรอบกันจะปิดกั้นซึ่งกันและกัน

ตัวแปร (b Cephei) เซเฟอิดส์เป็นตัวแปรในความสว่างของดาวฤกษ์ แอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงความสว่างไม่เกิน 1.5 ขนาด สิ่งเหล่านี้คือดาวที่เต้นเป็นจังหวะ กล่าวคือ พวกมันจะขยายตัวและหดตัวเป็นระยะ การบีบอัดของชั้นนอกทำให้พวกเขาร้อนขึ้น

ไม่อยู่กับที่

ดาวดวงใหม่- เหล่านี้คือดวงดาวที่ดำรงอยู่มาช้านาน แต่จู่ๆ ก็สว่างวาบขึ้น ความสว่างของพวกเขาเพิ่มขึ้นในระยะเวลาอันสั้น 10,000 เท่า (แอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงความสว่างจาก 7 เป็น 14 ขนาด)

มหานวดารา- เหล่านี้คือดวงดาวที่มองไม่เห็นบนท้องฟ้า แต่จู่ๆ ก็สว่างวาบขึ้นและสว่างขึ้น 1,000 เท่าเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ใหม่ธรรมดา

พัลซาร์- ดาวนิวตรอนที่เกิดขึ้นระหว่างการระเบิดซูเปอร์โนวา

ข้อมูลเกี่ยวกับจำนวนพัลซาร์ทั้งหมดและอายุขัยของพัลซาร์บ่งชี้ว่าโดยเฉลี่ยแล้ว พัลซาร์ 2-3 ดวงจะถือกำเนิดขึ้นต่อศตวรรษ ซึ่งใกล้เคียงกับความถี่ของการระเบิดซูเปอร์โนวาในกาแลคซี่โดยประมาณ

วิวัฒนาการของดาว

เช่นเดียวกับร่างกายในธรรมชาติ ดวงดาวไม่เปลี่ยนแปลง พวกมันเกิด วิวัฒนาการ และตายในที่สุด นักดาราศาสตร์เคยคิดว่าดาวฤกษ์ต้องใช้เวลาหลายล้านปีจึงก่อตัวขึ้นจากก๊าซและฝุ่นในอวกาศ แต่ในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา มีการถ่ายภาพบริเวณท้องฟ้าซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของ Great Nebula of Orion ซึ่งกลุ่มดาวขนาดเล็กได้ปรากฏขึ้นในช่วงหลายปีที่ผ่านมา ในภาพถ่ายปี 1947 กลุ่มวัตถุคล้ายดาวสามดวงถูกบันทึกไว้ในสถานที่นี้ เมื่อถึงปี 1954 พวกมันบางส่วนกลายเป็นรูปสี่เหลี่ยมผืนผ้า และในปี 1959 การก่อตัวเป็นรูปสี่เหลี่ยมผืนผ้าเหล่านี้ได้สลายตัวเป็นดาวฤกษ์แต่ละดวง เป็นครั้งแรกในประวัติศาสตร์ของมนุษยชาติที่ผู้คนสังเกตเห็นการเกิดของดวงดาวต่อหน้าต่อตาเราอย่างแท้จริง

ในหลายพื้นที่ของท้องฟ้า มีเงื่อนไขที่จำเป็นสำหรับการปรากฏของดวงดาว เมื่อศึกษาภาพถ่ายของบริเวณที่พร่ามัวของทางช้างเผือก เป็นไปได้ที่จะพบจุดดำเล็กๆ ที่มีรูปร่างไม่ปกติ หรือทรงกลม ซึ่งเป็นกลุ่มฝุ่นและก๊าซจำนวนมหาศาล เมฆก๊าซและฝุ่นเหล่านี้มีอนุภาคฝุ่นที่ดูดซับแสงที่มาจากดาวที่อยู่ข้างหลังอย่างมาก ขนาดของลูกกลมนั้นใหญ่มาก - เส้นผ่านศูนย์กลางไม่เกินหลายปีแสง แม้ว่าสสารในกระจุกเหล่านี้จะหายากมาก แต่ปริมาตรรวมของพวกมันก็ใหญ่มากจนเพียงพอที่จะก่อตัวเป็นกระจุกดาวขนาดเล็กที่มีมวลใกล้กับดวงอาทิตย์

ในทรงกลมสีดำ ภายใต้อิทธิพลของแรงดันการแผ่รังสีที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์รอบข้าง สสารจะถูกบีบอัดและอัดแน่น การบีบอัดดังกล่าวจะเกิดขึ้นในบางครั้ง ขึ้นอยู่กับแหล่งที่มาของรังสีที่อยู่รอบๆ ทรงกลมและความเข้มของรังสีหลัง แรงโน้มถ่วงที่เกิดจากความเข้มข้นของมวลที่จุดศูนย์กลางของทรงกลมก็มีแนวโน้มที่จะกดทับที่ทรงกลมเช่นกัน ทำให้สสารตกไปยังศูนย์กลางของทรงกลม การตกลงมา อนุภาคของสสารได้รับพลังงานจลน์และทำให้ก๊าซและเมฆร้อนขึ้น

การล่มสลายของสสารสามารถอยู่ได้หลายร้อยปี ในตอนแรกมันเกิดขึ้นอย่างช้าๆ ไม่เร่งรีบ เนื่องจากแรงโน้มถ่วงที่ดึงดูดอนุภาคไปยังจุดศูนย์กลางยังอ่อนมาก เมื่อเวลาผ่านไป เมื่อทรงกลมเล็กลงและสนามโน้มถ่วงเพิ่มขึ้น การตกจะเริ่มเร็วขึ้น แต่ทรงกลมนั้นใหญ่มาก มีเส้นผ่านศูนย์กลางไม่น้อยกว่าหนึ่งปีแสง ซึ่งหมายความว่าระยะทางจากขอบด้านนอกถึงศูนย์กลางสามารถเกิน 10 ล้านล้านกิโลเมตร หากอนุภาคจากขอบของทรงกลมเริ่มตกลงสู่ศูนย์กลางด้วยความเร็วน้อยกว่า 2 กม./วินาทีเล็กน้อย อนุภาคนั้นจะไปถึงศูนย์กลางหลังจากผ่านไป 200,000 ปีเท่านั้น

อายุขัยของดาวฤกษ์ขึ้นอยู่กับมวลของมัน ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่าดวงอาทิตย์ใช้เชื้อเพลิงนิวเคลียร์เพียงเล็กน้อยและสามารถส่องแสงได้หลายหมื่นล้านปี ชั้นนอกของดาวฤกษ์อย่างดวงอาทิตย์ของเรา ซึ่งมีมวลไม่เกิน 1.2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ จะค่อยๆ ขยายออก และสุดท้ายก็ทิ้งแกนกลางของดาวไว้หมด แทนที่จะเป็นดาวยักษ์แคระขาวที่ร้อนจัด

เราไม่เคยคิดว่าอาจมีสิ่งมีชีวิตอื่นนอกเหนือจากโลกของเรา นอกเหนือจากระบบสุริยะของเรา บางทีอาจมีสิ่งมีชีวิตบนดาวเคราะห์บางดวงที่โคจรรอบดาวสีน้ำเงิน สีขาว หรือสีแดง หรืออาจเป็นดาวสีเหลือง บางทีอาจมีดาวเคราะห์ดวงอื่นที่คนเดียวกันอาศัยอยู่ แต่เรายังไม่รู้อะไรเกี่ยวกับมัน ดาวเทียมและกล้องโทรทรรศน์ของเราได้ค้นพบดาวเคราะห์จำนวนหนึ่งที่อาจมีชีวิต แต่ดาวเคราะห์เหล่านี้อยู่ห่างออกไปหลายหมื่นหรือหลายล้านปีแสง

นักพเนจรสีน้ำเงิน - ดาวสีน้ำเงิน

ดาวที่อยู่ในกระจุกดาวทรงกลมซึ่งมีอุณหภูมิสูงกว่าอุณหภูมิของดาวฤกษ์ทั่วไป และสเปกตรัมมีลักษณะเฉพาะด้วยการเปลี่ยนไปเป็นบริเวณสีน้ำเงินอย่างมีนัยสำคัญมากกว่าดาวกระจุกดาวที่มีความส่องสว่างใกล้เคียงกัน เรียกว่า กระจุกดาวสีน้ำเงิน คุณลักษณะนี้ช่วยให้ดาวเหล่านี้โดดเด่นเมื่อเทียบกับดาวดวงอื่นๆ ในกระจุกดาวนี้บนแผนภาพ Hertzsprung-Russell การมีอยู่ของดาวฤกษ์ดังกล่าวได้หักล้างทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวทั้งหมด ซึ่งมีสาระสำคัญคือสำหรับดาวฤกษ์ที่เกิดขึ้นในช่วงเวลาเดียวกัน สันนิษฐานว่าดาวเหล่านี้จะถูกวางไว้ในบริเวณที่กำหนดไว้อย่างดีของแผนภาพ ในกรณีนี้ ปัจจัยเดียวที่ส่งผลต่อตำแหน่งที่แน่นอนของดาวฤกษ์คือมวลเริ่มต้น การเกิดขึ้นบ่อยครั้งของนักพเนจรสีน้ำเงินที่อยู่นอกโค้งด้านบนอาจเป็นการยืนยันถึงการมีอยู่ของสิ่งต่าง ๆ เช่นวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่ผิดปกติ

ผู้เชี่ยวชาญที่พยายามอธิบายธรรมชาติของเหตุการณ์ได้หยิบยกทฤษฎีขึ้นมาหลายข้อ ความน่าจะเป็นมากที่สุดบ่งชี้ว่าดาวสีน้ำเงินเหล่านี้เป็นเลขฐานสองในอดีต หลังจากนั้นกระบวนการรวมตัวเริ่มเกิดขึ้นหรือกำลังเกิดขึ้น ผลของการรวมตัวของดาวสองดวงคือการกำเนิดของดาวดวงใหม่ซึ่งมีมวล ความสว่าง และอุณหภูมิมากกว่าดาวฤกษ์ในวัยเดียวกันมาก

หากสามารถพิสูจน์ความถูกต้องของทฤษฎีนี้ได้ ทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวจะปราศจากปัญหาในรูปของพลัดหลงสีน้ำเงิน ดาวฤกษ์ที่ได้จะมีไฮโดรเจนมากกว่า ซึ่งจะมีลักษณะคล้ายกับดาวอายุน้อย มีข้อเท็จจริงที่สนับสนุนทฤษฎีนี้ การสังเกตพบว่าดาวจรจัดมักพบในบริเวณศูนย์กลางของกระจุกดาวทรงกลม เนื่องด้วยจำนวนดาวที่มีปริมาตรต่อหน่วยที่มีอยู่ที่มีอยู่ การเคลื่อนตัวหรือการชนกันจึงมีโอกาสมากขึ้น

เพื่อทดสอบสมมติฐานนี้ จำเป็นต้องศึกษาการเต้นของคลื่นสีฟ้าเนื่องจาก ระหว่างคุณสมบัติทางดาราศาสตร์ของดาวที่รวมเข้าด้วยกันและตัวแปรที่เต้นเป็นจังหวะตามปกติ อาจมีความแตกต่างบางประการ ควรสังเกตว่าการวัดชีพจรค่อนข้างยาก กระบวนการนี้ยังได้รับผลกระทบในทางลบจากความแออัดของท้องฟ้าเต็มไปด้วยดวงดาว การผันผวนเล็กน้อยในการเต้นเป็นจังหวะของนักพเนจรสีน้ำเงิน และความหายากของตัวแปรของพวกมัน

ตัวอย่างหนึ่งของการควบรวมกิจการสามารถสังเกตได้ในเดือนสิงหาคม 2008 เมื่อเหตุการณ์ดังกล่าวส่งผลกระทบต่อวัตถุ V1309 ซึ่งความสว่างหลังจากการตรวจจับเพิ่มขึ้นหลายหมื่นครั้ง และหลังจากนั้นไม่กี่เดือนก็กลับคืนสู่ค่าเดิม จากการสังเกตการณ์ 6 ปี นักวิทยาศาสตร์ได้ข้อสรุปว่าวัตถุนี้เป็นดาวฤกษ์ 2 ดวง ซึ่งมีระยะเวลาโคจรรอบกันและกันคือ 1.4 วัน ข้อเท็จจริงเหล่านี้ทำให้นักวิทยาศาสตร์เกิดความคิดที่ว่าในเดือนสิงหาคม 2008 กระบวนการรวมดาวสองดวงนี้เกิดขึ้น

นักหลงทางสีน้ำเงินมีลักษณะแรงบิดสูง ตัวอย่างเช่น ความเร็วในการหมุนของดาวฤกษ์ซึ่งอยู่ตรงกลางกระจุก 47 Tucanae คือ 75 เท่าของความเร็วในการหมุนของดวงอาทิตย์ ตามสมมติฐาน มวลของพวกมันมีมวล 2-3 เท่าของมวลดาวฤกษ์อื่นที่อยู่ในกระจุกดาว ด้วยความช่วยเหลือของการวิจัยพบว่าถ้าดาวสีน้ำเงินอยู่ใกล้กับดาวฤกษ์อื่น ๆ ดาวฤกษ์หลังจะมีเปอร์เซ็นต์ออกซิเจนและคาร์บอนต่ำกว่าเพื่อนบ้าน สันนิษฐานได้ว่าดาวดึงสารเหล่านี้จากดาวดวงอื่นที่โคจรอยู่ในวงโคจร อันเป็นผลมาจากความสว่างและอุณหภูมิที่เพิ่มขึ้น ดาวฤกษ์ที่ "ปล้น" เผยให้เห็นสถานที่ที่กระบวนการเปลี่ยนคาร์บอนเริ่มต้นเป็นองค์ประกอบอื่น

ชื่อบลูสตาร์ - ตัวอย่าง

Rigel, Gamma Sails, Alpha Giraffe, Zeta Orion, Tau Canis Major, Zeta Puppis

ดาวขาว - ดาวขาว

ฟรีดริช เบสเซล ซึ่งเป็นผู้นำหอสังเกตการณ์ Koenigsberg ได้ค้นพบสิ่งที่น่าสนใจในปี 1844 นักวิทยาศาสตร์สังเกตเห็นความเบี่ยงเบนเพียงเล็กน้อยของดาวที่สว่างที่สุดในท้องฟ้า - ซิเรียส จากวิถีโคจรบนท้องฟ้า นักดาราศาสตร์แนะนำว่าซิเรียสมีดาวเทียม และยังคำนวณระยะเวลาการหมุนรอบดาวฤกษ์รอบจุดศูนย์กลางมวลโดยประมาณด้วย ซึ่งก็คือประมาณห้าสิบปี Bessel ไม่พบการสนับสนุนที่เหมาะสมจากนักวิทยาศาสตร์คนอื่นเพราะ ไม่มีใครสามารถตรวจจับดาวเทียมได้ แม้ว่าในแง่ของมวลมันควรจะเทียบได้กับซีเรียส

และเพียง 18 ปีต่อมา อัลแวน เกรแฮม คลาร์ก ซึ่งกำลังทดสอบกล้องโทรทรรศน์ที่ดีที่สุดในสมัยนั้น ได้ค้นพบดาวสีขาวสลัวๆ ใกล้ซีเรียส ซึ่งกลายเป็นดาวเทียมของเขา ชื่อซีเรียส บี.

พื้นผิวของดาวสีขาวนี้ถูกทำให้ร้อนถึง 25,000 เคลวิน และรัศมีของมันก็เล็ก นักวิทยาศาสตร์สรุปว่าดาวเทียมมีความหนาแน่นสูง (ที่ระดับ 106 g/cm3 ในขณะที่ความหนาแน่นของ Sirius เองอยู่ที่ประมาณ 0.25 g/cm3 และดวงอาทิตย์คือ 1.4 g/cm 3 ). หลังจาก 55 ปี (ในปี 1917) ดาวแคระขาวอีกดวงถูกค้นพบโดยตั้งชื่อตามนักวิทยาศาสตร์ที่ค้นพบ - ดาวของ Van Maanen ซึ่งตั้งอยู่ในกลุ่มดาวราศีมีน

ชื่อของดาวสีขาว - ตัวอย่าง

Vega ในกลุ่มดาว Lyra, Altair ในกลุ่มดาว Eagle (มองเห็นได้ในฤดูร้อนและฤดูใบไม้ร่วง), Sirius, Castor

ดาวเหลือง - ดาวเหลือง

ดาวแคระเหลืองเรียกว่าดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักขนาดเล็ก ซึ่งมีมวลอยู่ภายในมวลดวงอาทิตย์ (0.8-1.4) เมื่อพิจารณาจากชื่อแล้ว ดาวดังกล่าวจะมีแสงสีเหลืองซึ่งถูกปล่อยออกมาในระหว่างกระบวนการเทอร์โมนิวเคลียร์หลอมเหลวจากฮีเลียมไฮโดรเจน

พื้นผิวของดาวฤกษ์ดังกล่าวถูกทำให้ร้อนที่อุณหภูมิ 5-6,000 เคลวิน และประเภทสเปกตรัมของดาวเหล่านี้อยู่ระหว่าง G0V และ G9V ดาวแคระเหลืองมีอายุประมาณ 10 พันล้านปี การเผาไหม้ของไฮโดรเจนในดาวฤกษ์ทำให้ดาวฤกษ์มีขนาดใหญ่ขึ้นหลายเท่าและกลายเป็นดาวยักษ์แดง ตัวอย่างหนึ่งของยักษ์แดงคืออัลเดบารัน ดาวฤกษ์ดังกล่าวสามารถก่อตัวเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ได้โดยการปล่อยก๊าซชั้นนอกออก ในกรณีนี้ แกนกลางจะเปลี่ยนเป็นดาวแคระขาวซึ่งมีความหนาแน่นสูง

หากเราคำนึงถึงไดอะแกรมของเฮิรตซ์สปริง-รัสเซลล์ ดาวสีเหลืองจะอยู่ที่ส่วนกลางของลำดับหลัก เนื่องจากดวงอาทิตย์สามารถเรียกได้ว่าเป็นดาวแคระเหลืองทั่วไป แบบจำลองของดวงอาทิตย์จึงค่อนข้างเหมาะสมสำหรับการพิจารณาแบบจำลองทั่วไปของดาวแคระเหลือง แต่มีดาวสีเหลืองที่มีลักษณะเฉพาะอื่น ๆ บนท้องฟ้าซึ่งมีชื่อว่า Alkhita, Dabikh, Toliman, Hara เป็นต้น ดาวเหล่านี้ไม่สว่างมาก ตัวอย่างเช่น Toliman เดียวกันซึ่งหากคุณไม่คำนึงถึง Proxima Centauri ซึ่งอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด จะมีขนาดเท่ากับ 0 แต่ในขณะเดียวกัน ความสว่างของมันก็สูงที่สุดในบรรดาดาวแคระเหลืองทั้งหมด ดาวดวงนี้อยู่ในกลุ่มดาว Centaurus นอกจากนี้ยังเชื่อมโยงในระบบที่ซับซ้อนซึ่งประกอบด้วยดาว 6 ดวง คลาสสเปกตรัมของ Toliman คือ G. แต่ Dabih ซึ่งอยู่ห่างจากเรา 350 ปีแสง เป็นของคลาสสเปกตรัม F แต่ความสว่างสูงของมันเกิดจากการมีอยู่ของดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียงซึ่งเป็นของคลาสสเปกตรัม - A0

นอกจาก Toliman แล้ว HD82943 ยังมีสเปกตรัมประเภท G ซึ่งตั้งอยู่บนลำดับหลัก ดาวดวงนี้เนื่องจากมีองค์ประกอบทางเคมีและอุณหภูมิใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์ จึงทำให้มีดาวเคราะห์ขนาดใหญ่สองดวง อย่างไรก็ตาม รูปร่างของวงโคจรของดาวเคราะห์เหล่านี้อยู่ไกลจากวงกลม ดังนั้นการเข้าใกล้ HD82943 จึงเกิดขึ้นค่อนข้างบ่อย ปัจจุบัน นักดาราศาสตร์สามารถพิสูจน์ได้ว่าดาวดวงนี้เคยมีดาวเคราะห์จำนวนมากกว่ามาก แต่เมื่อเวลาผ่านไป มันก็กลืนกินพวกมันไปทั้งหมด

ชื่อดาวสีเหลือง - ตัวอย่าง

Toliman ดาว HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

ดาวแดง - ดาวแดง

หากอย่างน้อยครั้งหนึ่งในชีวิตคุณเคยเห็นดาวสีแดงบนท้องฟ้าในเลนส์ของกล้องโทรทรรศน์ซึ่งถูกเผาไหม้บนพื้นหลังสีดำ การจดจำช่วงเวลานี้จะช่วยให้คุณจินตนาการได้ชัดเจนยิ่งขึ้นว่าจะเขียนอะไรในบทความนี้ หากคุณไม่เคยเห็นดาวเหล่านี้มาก่อน คราวหน้าอย่าลืมพยายามหามันให้เจอ

หากคุณรวบรวมรายชื่อดาวสีแดงที่สว่างที่สุดบนท้องฟ้า ซึ่งสามารถพบได้ง่ายแม้จะใช้กล้องดูดาวสมัครเล่น คุณจะพบว่าพวกมันเป็นคาร์บอนทั้งหมด ดาวแดงดวงแรกถูกค้นพบในปี พ.ศ. 2411 อุณหภูมิของดาวยักษ์แดงดังกล่าวต่ำ นอกจากนี้ ชั้นนอกของพวกมันยังเต็มไปด้วยคาร์บอนจำนวนมาก หากดาวฤกษ์ที่คล้ายกันก่อนหน้านี้ประกอบด้วยคลาสสเปกตรัมสองคลาส - R และ N ตอนนี้นักวิทยาศาสตร์ได้ระบุพวกมันในคลาสทั่วไปหนึ่งคลาส - C แต่ละคลาสสเปกตรัมมีคลาสย่อย - ตั้งแต่ 9 ถึง 0 ในเวลาเดียวกันคลาส C0 หมายความว่าดาวมี อุณหภูมิสูง แต่มีสีแดงน้อยกว่าดาว C9 เป็นสิ่งสำคัญเช่นกันที่ดาวฤกษ์ที่มีคาร์บอนทั้งหมดมีความแปรปรวนโดยเนื้อแท้: คาบยาว กึ่งปกติ หรือไม่สม่ำเสมอ

นอกจากนี้ ยังมีดาวสองดวงที่เรียกว่าตัวแปรกึ่งปกติสีแดงรวมอยู่ในรายการดังกล่าว ซึ่งมีชื่อเสียงมากที่สุดคือ m Cephei วิลเลียม เฮอร์เชลเริ่มสนใจสีแดงที่ผิดปกติของเธอ ซึ่งเรียกเธอว่า "ทับทิม" ดาวดังกล่าวมีลักษณะการเปลี่ยนแปลงความส่องสว่างที่ผิดปกติ ซึ่งอาจอยู่ได้ตั้งแต่สองสามสิบถึงหลายร้อยวัน ดาวแปรผันดังกล่าวอยู่ในคลาส M (ดาวเย็น อุณหภูมิพื้นผิวอยู่ระหว่าง 2400 ถึง 3800 K)

เนื่องจากดาวทุกดวงในการจัดอันดับเป็นตัวแปร จึงจำเป็นต้องเพิ่มความชัดเจนในการกำหนด เป็นที่ยอมรับกันโดยทั่วไปว่าดาวสีแดงมีชื่อที่ประกอบด้วยสององค์ประกอบ - ตัวอักษรของตัวอักษรละตินและชื่อของกลุ่มดาวตัวแปร (เช่น T Hare) ตัวแปรแรกที่ค้นพบในกลุ่มดาวนี้ถูกกำหนดให้เป็นตัวอักษร R และต่อไปเรื่อยๆ จนถึงตัวอักษร Z หากมีตัวแปรดังกล่าวจำนวนมาก จะมีการใช้ตัวอักษรละตินผสมกัน 2 ตัวตั้งแต่ RR ถึง ZZ วิธีนี้ทำให้คุณสามารถ "ตั้งชื่อ" วัตถุได้ 334 ชิ้น นอกจากนี้ ยังสามารถกำหนดดาวโดยใช้ตัวอักษร V ร่วมกับหมายเลขซีเรียล (V228 Cygnus) คอลัมน์แรกของการจัดอันดับถูกสงวนไว้สำหรับการกำหนดตัวแปร

สองคอลัมน์ถัดไปในตารางระบุตำแหน่งของดวงดาวในช่วงปี 2000.0 ผลจากความนิยมที่เพิ่มขึ้นของ Uranometria 2000.0 ในหมู่ผู้ที่ชื่นชอบดาราศาสตร์ คอลัมน์สุดท้ายของการจัดอันดับจะแสดงจำนวนแผนภูมิการค้นหาสำหรับดาวแต่ละดวงที่อยู่ในการจัดอันดับ ในกรณีนี้ หลักแรกคือการแสดงหมายเลขโวลุ่ม และตัวที่สองคือหมายเลขซีเรียลของการ์ด

การจัดอันดับยังแสดงค่าความสว่างสูงสุดและต่ำสุดของขนาดดาว เป็นเรื่องที่ควรค่าแก่การจดจำว่าดาวฤกษ์ที่มีความสว่างน้อยที่สุดจะสังเกตเห็นความอิ่มตัวของสีแดงมากขึ้น สำหรับดาวฤกษ์ที่ทราบคาบความแปรปรวน มันจะแสดงเป็นจำนวนวัน แต่วัตถุที่ไม่มีคาบเวลาที่ถูกต้องจะแสดงเป็น Irr

ไม่ต้องใช้ทักษะมากในการหาดาวคาร์บอน แค่กล้องโทรทรรศน์ของคุณมีกำลังมากพอที่จะมองเห็นได้ แม้ว่าขนาดจะเล็ก แต่สีแดงที่เด่นชัดก็ควรดึงดูดความสนใจของคุณ ดังนั้นอย่าอารมณ์เสียหากคุณไม่พบพวกเขาทันที เพียงพอที่จะใช้แผนที่เพื่อค้นหาดาวฤกษ์สว่างใกล้ ๆ แล้วย้ายจากดาวนั้นไปยังดาวสีแดง

ผู้สังเกตการณ์ต่างกันเห็นดาวคาร์บอนแตกต่างกัน สำหรับบางคน มันดูเหมือนทับทิมหรือถ่านที่คุอยู่ไกลๆ คนอื่นเห็นสีแดงเข้มหรือสีแดงเลือดในดาวดังกล่าว สำหรับผู้เริ่มต้น มีรายชื่อดาวสีแดงที่สว่างที่สุด 6 ดวงในการจัดอันดับ และหากคุณพบดาวเหล่านี้ คุณก็จะเพลิดเพลินไปกับความงามของดาวเหล่านั้นได้อย่างเต็มที่

ชื่อดาวแดง - ตัวอย่าง

ความแตกต่างของดวงดาวตามสี

มีดาวมากมายหลากหลายเฉดสีที่อธิบายไม่ได้ ด้วยเหตุนี้ กลุ่มดาวแม้แต่กลุ่มเดียวจึงได้รับชื่อ "Jewel Box" ซึ่งมีพื้นฐานมาจากดาวสีน้ำเงินและไพลิน และตรงกลางของมันคือดาวสีส้มที่ส่องแสงเจิดจ้า หากเราพิจารณาดวงอาทิตย์ แสดงว่าดวงอาทิตย์นั้นมีสีเหลืองอ่อน

ปัจจัยโดยตรงที่ส่งผลต่อความแตกต่างของสีของดาวคืออุณหภูมิพื้นผิวของดาว มันอธิบายอย่างง่ายๆ แสงโดยธรรมชาติของมันคือรังสีในรูปของคลื่น ความยาวคลื่น - นี่คือระยะห่างระหว่างยอดของมัน มีขนาดเล็กมาก ในการจินตนาการ คุณต้องแบ่ง 1 ซม. ออกเป็น 100,000 ส่วนที่เหมือนกัน อนุภาคเหล่านี้บางส่วนจะประกอบขึ้นเป็นความยาวคลื่นของแสง

เมื่อพิจารณาว่าตัวเลขนี้ออกมาค่อนข้างน้อย การเปลี่ยนแปลงแต่ละครั้งแม้เพียงเล็กน้อยที่สุดจะทำให้ภาพที่เราสังเกตเปลี่ยนไป ท้ายที่สุด วิสัยทัศน์ของเรารับรู้ความยาวคลื่นที่แตกต่างกันของคลื่นแสงเป็นสีที่ต่างกัน ตัวอย่างเช่น สีน้ำเงินมีคลื่นที่มีความยาวน้อยกว่าสีแดง 1.5 เท่า

นอกจากนี้ เกือบทุกคนรู้ดีว่าอุณหภูมิมีผลโดยตรงต่อสีของร่างกาย ตัวอย่างเช่น คุณสามารถนำวัตถุที่เป็นโลหะมาจุดไฟได้ เมื่อมันร้อนขึ้น มันจะเปลี่ยนเป็นสีแดง หากอุณหภูมิของไฟเพิ่มขึ้นอย่างมีนัยสำคัญ สีของวัตถุก็จะเปลี่ยนไปด้วย จากสีแดงเป็นสีส้ม จากสีส้มเป็นสีเหลือง จากสีเหลืองเป็นสีขาว และสุดท้ายจากสีขาวเป็นสีน้ำเงิน-ขาว

เนื่องจากดวงอาทิตย์มีอุณหภูมิพื้นผิวอยู่ที่ 5.5 พัน 0 C จึงเป็นตัวอย่างทั่วไปของดาวสีเหลือง แต่ดาวสีน้ำเงินที่ร้อนแรงที่สุดสามารถอุ่นได้ถึง 33,000 องศา

นักวิทยาศาสตร์ได้เชื่อมโยงสีและอุณหภูมิด้วยความช่วยเหลือของกฎทางกายภาพ อุณหภูมิของร่างกายเป็นสัดส่วนโดยตรงกับการแผ่รังสีและแปรผกผันกับความยาวคลื่น สีฟ้ามีความยาวคลื่นสั้นกว่าสีแดง ก๊าซร้อนปล่อยโฟตอนซึ่งมีพลังงานเป็นสัดส่วนโดยตรงกับอุณหภูมิและเป็นสัดส่วนผกผันกับความยาวคลื่น นั่นคือเหตุผลที่ช่วงการแผ่รังสีสีน้ำเงิน - น้ำเงินเป็นลักษณะของดาวที่ร้อนแรงที่สุด

เนื่องจากเชื้อเพลิงนิวเคลียร์บนดาวฤกษ์ไม่ได้จำกัด จึงมีการบริโภคซึ่งนำไปสู่การเย็นตัวของดวงดาว ดังนั้นดาววัยกลางคนจึงเป็นสีเหลือง และเราเห็นดาวเก่าเป็นสีแดง

เนื่องจากดวงอาทิตย์อยู่ใกล้โลกมาก ทำให้สามารถอธิบายสีได้อย่างแม่นยำ แต่สำหรับดาวฤกษ์ที่อยู่ห่างออกไปหนึ่งล้านปีแสง ภารกิจกลับกลายเป็นเรื่องที่ซับซ้อนมากขึ้น เพื่อจุดประสงค์นี้จึงใช้อุปกรณ์ที่เรียกว่าสเปกโตรกราฟ นักวิทยาศาสตร์ได้ส่งแสงที่เปล่งออกมาจากดวงดาวผ่านมัน ส่งผลให้สามารถวิเคราะห์สเปกตรัมของดาวแทบทุกดวงได้

นอกจากนี้ คุณยังสามารถกำหนดอายุของดาวโดยใช้สีของดาวได้ เนื่องจาก สูตรทางคณิตศาสตร์ช่วยให้สามารถใช้การวิเคราะห์สเปกตรัมเพื่อกำหนดอุณหภูมิของดาวฤกษ์ ซึ่งง่ายต่อการคำนวณอายุของดาว

ความลับวิดีโอของดวงดาวดูออนไลน์