Uzmanlar, oluşumları hakkında birkaç teori öne sürdüler. Dipten en olası olanı, bu tür mavi yıldızların çok uzun bir süre ikili olduğunu ve bir birleşme süreci yaşadıklarını söylüyor. 2 yıldız birleştiğinde, çok daha büyük parlaklık, kütle, sıcaklık ile yeni bir yıldız ortaya çıkar.

Mavi yıldız örnekleri:

• Gama Yelkenleri;
• Rigel;
• Zeta Orion;
• Alfa Zürafa;
• Zeta Korma;
• Tau Canis Major.

Beyaz yıldızlar - beyaz yıldızlar

Bir bilim adamı, Sirius'un uydusu olan çok sönük beyaz bir yıldız keşfetti ve buna Sirius B adı verildi. Bu eşsiz yıldızın yüzeyi 25.000 Kelvin'e kadar ısıtıldı ve yarıçapı küçük.

Beyaz yıldız örnekleri:

• Kartal takımyıldızındaki Altair;
• Lyra takımyıldızındaki Vega;
• hint;
• Sirius.

sarı yıldızlar - sarı yıldızlar

Bu tür yıldızların sarı bir parıltısı vardır ve kütleleri Güneş'in kütlesi içindedir - yaklaşık 0.8-1.4'tür. Bu tür yıldızların yüzeyi genellikle 4-6 bin Kelvin sıcaklığa kadar ısıtılır. Böyle bir yıldız yaklaşık 10 milyar yıl yaşar.

Sarı yıldız örnekleri:

• Yıldız HD 82943;
• Toliman;
• Dabih;
• Hara;
• Alhita.

kırmızı yıldızlar kırmızı yıldızlar

İlk kırmızı yıldızlar 1868'de keşfedildi. Sıcaklıkları oldukça düşüktür ve kırmızı devlerin dış katmanları çok fazla karbonla doludur. Daha önce, bu tür yıldızlar iki spektral sınıf oluşturuyordu - N ve R, ancak şimdi bilim adamları başka bir ortak sınıf - C tanımlayabildiler.

Herkes maddenin üç halini bilir - katı, sıvı ve gaz.. Kapalı bir hacimde ardışık olarak yüksek sıcaklıklara ısıtıldığında bir maddeye ne olur? - Bir kümelenme durumundan diğerine sıralı geçiş: katı akışkan gaz(artan sıcaklıkla moleküllerin hareket hızındaki artış nedeniyle). Gazın 1.200 ºº'nin üzerindeki sıcaklıklarda daha fazla ısıtılmasıyla, gaz moleküllerinin atomlara parçalanması başlar ve 10.000 ºº'nin üzerindeki sıcaklıklarda, gaz atomlarının kurucu temel parçacıklarına - elektronlar ve atom çekirdeğine kısmen veya tamamen parçalanması başlar. Plazma, maddenin moleküllerinin veya atomlarının yüksek sıcaklıklar veya başka nedenlerle kısmen veya tamamen yok edildiği maddenin dördüncü halidir. Evrendeki maddenin %99,9'u plazma halindedir.

Yıldızlar, kütlesi 10 26 -10 29 kg olan bir kozmik cisim sınıfıdır. Bir yıldız, kural olarak hidrodinamik ve termodinamik dengede olan sıcak bir plazma küresel kozmik cisimdir.

Denge bozulursa, yıldız titreşmeye başlar (boyutları, parlaklığı ve sıcaklık değişimi). Yıldız değişken bir yıldız haline gelir.

değişken yıldız parlaklığı (gökyüzündeki görünür parlaklık) zamanla değişen bir yıldızdır. Değişkenliğin nedenleri, yıldızın içindeki fiziksel süreçler olabilir. Böyle yıldızlar denir fiziksel değişkenler(örneğin, δ Cephei. Buna benzer değişken yıldızlar olarak adlandırılmaya başlandı. Sefeidler).

karşılamak ve tutulma değişkenleri Değişkenliği bileşenlerinin karşılıklı tutulmalarından kaynaklanan yıldızlar(örneğin, β Perseus - Algol. Değişkenliği ilk olarak 1669'da İtalyan ekonomist ve astronom Geminiano Montanari tarafından keşfedildi).

Değişken yıldızlar her zaman çift, şunlar. birbirine yakın iki yıldızdan oluşur. Yıldız haritalarındaki değişken yıldızlar daire içine alınmış bir daire ile gösterilir:

Yıldızlar her zaman top değildir. Yıldız çok hızlı dönüyorsa şekli küresel değildir. Yıldız kutuplardan küçülür ve mandalina veya balkabağı gibi olur (örneğin, Vega, Regulus). Yıldız çift ise, bu yıldızların karşılıklı çekimi de onların şeklini etkiler. Oval veya kavun şeklinde olurlar (örneğin, ikili yıldız β Lyra veya Spica'nın bileşenleri):

Yıldızlar Galaksimizin ana sakinleridir (Galaksimiz büyük harfle yazılmıştır). Yaklaşık 200 milyar yıldız içerir. En büyük teleskopların bile yardımıyla, Galaksideki toplam yıldız sayısının sadece yüzde yarısı görülebilir. Doğada gözlemlenen tüm maddelerin %95'inden fazlası yıldızlarda yoğunlaşmıştır. Geriye kalan %5'lik kısım ise yıldızlararası gaz, toz ve ışıksız tüm cisimlerdir.

Güneş dışındaki tüm yıldızlar bizden o kadar uzaktır ki, en büyük teleskoplarda bile farklı renk ve parlaklıktaki parlak noktalar şeklinde gözlemlenirler. Güneş'e en yakın olanı, üç yıldızdan oluşan α Centauri sistemidir. Bunlardan biri - Proxima adında bir kırmızı cüce - en yakın yıldızdır. 4.2 ışık yılı uzaklıkta. Sirius'a - 8.6 St. yıl, Altair'e - 17 St. yıllar. Vega'ya - 26 St. yıllar. Kuzey Yıldızına - 830 St. yıllar. Deneb'e - 1.500 St. yıllar. İlk kez, 1837'de başka bir yıldıza (Vega'ydı) olan uzaklık V.Ya'yı belirleyebildi. Struve.

Diskin (ve hatta üzerindeki bazı noktaların) görüntüsünü almayı başaran ilk yıldız Betelgeuse (α Orion). Ancak bunun nedeni, Betelgeuse'un çapının Güneş'ten 500-800 kat daha büyük olmasıdır (yıldız atıyor). Altair (α Kartal) diskinin bir görüntüsü de elde edildi, ancak bunun nedeni Altair'in en yakın yıldızlardan biri olmasıdır.

Yıldızların rengi, dış katmanlarının sıcaklığına bağlıdır. Sıcaklık aralığı - 2000 ila 60000 °С. En soğuk yıldızlar kırmızı, en sıcaklar mavidir. Yıldızın rengine göre dış katmanlarının ne kadar sıcak olduğuna karar verebilirsiniz.

Kırmızı yıldız örnekleri: Antares (α Akrep) ve Betelgeuse (α Orion).

Turuncu yıldız örnekleri: Aldebaran (α Boğa), Arcturus (α Çizmeler) ve Pollux (β İkizler).

Sarı yıldızlara örnekler: Güneş, Capella (α Aurigae) ve Toliman (α Centauri).

Sarımsı beyaz yıldızlara örnek olarak Procyon (α Minor Canis) ve Canopus (α Carinae) verilebilir.

Beyaz yıldızlara örnek olarak Sirius (α Canis Major), Vega (α Lyrae), Altair (α Eagle) ve Deneb (α Cygnus) verilebilir.

Mavimsi yıldız örnekleri: Regulus (α Aslan) ve Spica (α Başak).

Yıldızlardan çok az ışık geldiği için insan gözü renk tonlarını ancak en parlak olanlarını ayırt edebilir. Dürbünle ve hatta bir teleskopla (gözden daha fazla ışık yakalarlar), yıldızların rengi daha belirgin hale gelir.

Sıcaklık derinlikle artar. Merkezdeki en soğuk yıldızlar bile milyonlarca dereceye ulaşır. Güneş'in merkezinde yaklaşık 15.000.000 °C vardır (Kelvin ölçeğini - mutlak sıcaklık ölçeğini de kullanırlar, ancak çok yüksek sıcaklıklar söz konusu olduğunda, Kelvin ve Celsius ölçekleri arasındaki 273 º'lik fark ihmal edilebilir).

Yıldızların içini bu kadar ısıtan nedir? Orada olduğu ortaya çıkıyor termonükleer süreçler büyük miktarda enerjinin açığa çıkmasına neden olur. Yunanca'da "termos" sıcak anlamına gelir. Yıldızların yapıldığı ana kimyasal element, hidrojen. Termonükleer süreçlerin yakıtı odur. Bu işlemlerde, hidrojen atomlarının çekirdekleri, enerji salınımının eşlik ettiği helyum atomlarının çekirdeklerine dönüştürülür. Yıldızdaki hidrojen çekirdeği sayısı azalırken helyum çekirdeği sayısı artar. Zamanla, yıldızda diğer kimyasal elementler sentezlenir. Çeşitli maddelerin moleküllerini oluşturan tüm kimyasal elementler bir zamanlar yıldızların derinliklerinde doğmuştur."Yıldızlar insanın geçmişidir ve insan yıldızın geleceğidir" - bu bazen mecazi olarak söylenir.

Bir yıldızın elektromanyetik dalgalar ve parçacıklar şeklinde enerji yaydığı sürece denir. radyasyon. Yıldızlar enerjiyi yalnızca ışık ve ısı şeklinde değil, aynı zamanda diğer radyasyon türlerini de yayar - gama ışınları, X-ışınları, ultraviyole, radyo radyasyonu. Ek olarak, yıldızlar nötr ve yüklü parçacık akışları yayar. Bu akışlar yıldız rüzgarını oluşturur. yıldız rüzgarı maddenin yıldızlardan uzaya çıkışı sürecidir. Sonuç olarak, yıldızların kütlesi sürekli ve kademeli olarak azalmaktadır. Auroraların Dünya'da ve diğer gezegenlerde ortaya çıkmasına neden olan, Güneş'ten gelen yıldız rüzgarıdır (güneş rüzgarı). Kuyruklu yıldızların kuyruklarını Güneş'ten uzaklaştıran güneş rüzgarıdır.

Yıldızlar elbette boşluktan görünmezler (yıldızlar arasındaki boşluk mutlak bir boşluk değildir). Malzeme gaz ve tozdur. Uzayda eşit olmayan bir şekilde dağılmışlardır, bir veya iki ila on ışıkyılı arasında çok düşük yoğunluklu ve muazzam büyüklükte şekilsiz bulutlar oluştururlar. Böyle bulutlara denir dağınık gaz ve toz bulutsuları.İçlerindeki sıcaklık çok düşük - yaklaşık -250 °C. Ancak her gaz tozu bulutsusu yıldız üretmez. Bazı bulutsular, yıldızlar olmadan uzun süre var olabilir. Yıldızların doğum sürecinin başlaması için hangi koşullar gereklidir? Birincisi bulutun kütlesi. Yeterli madde yoksa, elbette yıldız görünmeyecektir. İkincisi, kompaktlık. Çok geniş ve gevşek bir bulutta, sıkıştırma süreçleri başlayamaz. Üçüncüsü, bir tohuma ihtiyacımız var - yani. daha sonra bir yıldızın embriyosu olacak bir grup toz ve gaz - bir protostar. ön yıldız oluşumunun son aşamasında bir yıldızdır. Bu koşullar karşılanırsa, bulutun yerçekimi sıkıştırması ve ısınması başlar. Bu süreç biter yıldız oluşumu- yeni yıldızların ortaya çıkışı. Bu süreç milyonlarca yıl sürer. Gökbilimciler, yıldız oluşum sürecinin tüm hızıyla devam ettiği bulutsular buldular - bazı yıldızlar çoktan aydınlandı, bazıları embriyo şeklinde - ön yıldızlar ve bulutsu hala korunuyor. Bir örnek, Büyük Orion Bulutsusu'dur.

Bir yıldızın temel fiziksel özellikleri parlaklık, kütle ve yarıçaptır.(veya çap) gözlemlerden belirlenir. Onları ve yıldızın kimyasal bileşimini (tayfına göre belirlenir) bilerek, yıldızın modelini hesaplamak mümkündür, yani. derinliklerinde fiziksel koşullar, içinde yer alan süreçleri keşfetmek.Yıldızların ana özellikleri üzerinde daha ayrıntılı duralım.

Ağırlık. Kütle, yalnızca yıldızın çevresindeki cisimler üzerindeki yerçekimi etkisiyle doğrudan tahmin edilebilir. Örneğin Güneş'in kütlesi, etrafındaki gezegenlerin bilinen devrim dönemlerinden belirlendi. Diğer yıldızlar doğrudan gezegenleri gözlemlemezler. Güvenilir kütle ölçümü yalnızca ikili yıldızlar için mümkündür (bu durumda, Newton III tarafından genelleştirilmiş Kepler yasası kullanılır, no ve ardından hata %20-60). Gökadamızdaki tüm yıldızların yaklaşık yarısı ikili yıldızdır. Yıldızların kütleleri ≈0.08 ila ≈100 güneş kütlesi arasında değişir.Güneş kütlesinin 0.08'inden daha az kütleye sahip yıldızlar yoktur, sadece yıldız olmazlar, karanlık cisimler olarak kalırlar.100 güneş kütlesinden daha büyük kütleye sahip yıldızlar son derece nadirdir. Çoğu yıldızın kütlesi 5 güneş kütlesinden daha azdır. Yıldızın kaderi kütleye bağlıdır, yani. yıldızın geliştiği senaryo gelişir. Küçük soğuk kırmızı cüceler hidrojeni çok ekonomik kullanır ve bu nedenle ömürleri yüz milyarlarca yıl sürer. Sarı bir cüce olan Güneş'in ömrü yaklaşık 10 milyar yıldır (Güneş zaten ömrünün yaklaşık yarısını yaşamıştır). Devasa süperdevler hidrojeni hızla tüketir ve doğumlarından birkaç milyon yıl sonra ölürler. Yıldız ne kadar büyük olursa, yaşam yolu o kadar kısa olur.

Evrenin yaşının 13,7 milyar yıl olduğu tahmin ediliyor. Bu nedenle, 13,7 milyar yıldan daha yaşlı yıldızlar henüz mevcut değil.

• Kütlesi olan yıldızlar 0,08 Güneş'in kütleleri kahverengi cücelerdir; kaderleri, tüm termonükleer reaksiyonların durması ve karanlık gezegen benzeri cisimlere dönüşmesiyle sürekli büzülme ve soğumadır.

• Kütlesi olan yıldızlar 0,08-0,5 Hidrojen tüketiminden sonra Güneş'in kütleleri (bunlar her zaman kırmızı cücelerdir) yavaş yavaş küçülmeye başlar, ısınır ve bir beyaz cüce olur.
  

• Kütlesi olan yıldızlar 0,5-8 Güneş'in kütleleri yaşamın sonunda önce kırmızı devlere, sonra beyaz cücelere dönüşür. Bu durumda, yıldızın dış katmanları, formda dış uzayda dağılır. gezegenimsi bulutsu. Bir gezegenimsi bulutsu genellikle küresel veya halka şeklindedir.
  

• Kütlesi olan yıldızlar 8-10 güneş kütleleri ömürlerinin sonunda patlayabilir veya sessizce yaşlanarak önce kırmızı süperdevlere, sonra kırmızı cücelere dönüşebilirler.

• Kütlesi daha büyük olan yıldızlar 10 Güneş kütleleri yaşam yollarının sonunda, önce kırmızı süperdevler haline gelirler, sonra süpernova olarak patlarlar (süpernova yeni değil, eski bir yıldızdır) ve sonra nötron yıldızlarına dönüşürler veya kara deliklere dönüşürler.
  

Kara delikler- bunlar uzaydaki delikler değil, çok büyük kütle ve yoğunluğa sahip nesneler (büyük yıldızların kalıntıları). Kara deliklerin doğaüstü veya sihirli güçleri yoktur, "Evrenin canavarları" değildirler. Sadece o kadar güçlü bir yerçekimi alanına sahipler ki, hiçbir radyasyon (ne görünür - ışık ne de görünmez) onları bırakamaz. Bu nedenle kara delikler görünmez. Ancak çevredeki yıldızlar, nebulalar üzerindeki etkileriyle tespit edilebilirler. Kara delikler Evrende tamamen yaygın bir fenomendir ve onlardan korkmamalısınız. Galaksimizin merkezinde süper kütleli bir kara delik olabilir.

Yarıçap (veya çap). Yıldızların boyutları çok çeşitlidir - birkaç kilometreden (nötron yıldızları) 2.000 güneş çapına (süperdevler) kadar. Kural olarak, yıldız ne kadar küçükse, ortalama yoğunluğu o kadar yüksek olur. Nötron yıldızlarında yoğunluk 10 13 g/cm3'e ulaşıyor! Böyle bir maddeden oluşan bir yüksük, Dünya'da 10 milyon ton ağırlığında olurdu. Ancak süperdevlerde yoğunluk, Dünya yüzeyine yakın havanın yoğunluğundan daha azdır.

Güneşe kıyasla bazı yıldızların çapları:

Sirius ve Altair 1.7 kat daha büyük,

Vega 2,5 kat daha büyüktür,

Regulus 3.5 kat daha fazla

Arcturus 26 kat daha büyük

Polar 30 kat daha büyük,

Rigel 70 kat daha büyüktür,

Deneb 200 kat daha fazla

Antares 800 kat daha büyük

YV Canis Major 2.000 kat daha büyüktür (bilinen en büyük yıldız).

Parlaklık, bir nesnenin (bu durumda yıldızların) birim zaman başına yaydığı toplam enerjidir. Yıldızların parlaklığı genellikle Güneş'in parlaklığı ile karşılaştırılır (yıldızların parlaklığı Güneş'in parlaklığı ile ifade edilir). Örneğin Sirius, Güneş'ten 22 kat daha fazla enerji yayar (Sirius'un parlaklığı 22 Güneştir). Vega'nın parlaklığı 50 Güneş'tir ve Deneb'in parlaklığı 54.000 Güneş'tir (Deneb en güçlü yıldızlardan biridir).

Bir yıldızın dünya gökyüzündeki görünür parlaklığı (daha doğrusu parlaklığı) şunlara bağlıdır:

- yıldıza uzaklık. Bir yıldız bize yaklaşırsa, görünür parlaklığı giderek artacaktır. Tersine, bir yıldız bizden uzaklaştıkça görünür parlaklığı giderek azalacaktır. İki özdeş yıldız alırsak, bize en yakın olanı daha parlak görünecektir.

- dış katmanların sıcaklığı. Yıldız ne kadar sıcaksa, uzaya o kadar fazla ışık enerjisi gönderir ve o kadar parlak görünür. Bir yıldız soğursa, gökyüzündeki görünür parlaklığı azalır. Aynı büyüklükte ve bizden aynı uzaklıkta bulunan iki yıldız, aynı miktarda ışık enerjisi yaymaları koşuluyla, görünür parlaklıkta aynı görünecektir, yani. dış katmanlarla aynı sıcaklığa sahiptir. Yıldızlardan biri diğerinden daha soğuksa, daha az parlak görünür.

- boyut (çap). Dış katmanları aynı sıcaklıkta (aynı renkte) iki yıldız alır ve bizden aynı mesafeye yerleştirirsek, daha büyük yıldız daha fazla ışık enerjisi yayar, bu da gökyüzünde daha parlak görüneceği anlamına gelir.

- görüş hattı yolunda bulunan kozmik toz ve gaz bulutları tarafından ışığın soğurulmasından. Kozmik toz tabakası ne kadar kalınsa, yıldızdan o kadar fazla ışık emer ve yıldız o kadar sönük görünür. İki özdeş yıldız alır ve birinin önüne bir gaz tozu bulutsusu koyarsak, o zaman sadece bu yıldız daha az parlak görünecektir.

- ufkun üzerindeki yıldızın yüksekliğinden. Ufukta her zaman yıldızlardan gelen ışığın bir kısmını emen yoğun bir pus vardır. Ufka yakın (gün doğumundan kısa bir süre sonra veya gün batımından kısa bir süre önce) yıldızlar her zaman başlarının üzerinde olduklarından daha sönük görünürler.

"Görünmek" ve "olmak" kavramlarını karıştırmamak çok önemlidir. yıldız olabilir olmak kendi içinde çok parlak, ama gözükmekçeşitli nedenlerden dolayı loş: büyük mesafe nedeniyle, küçük boyutu nedeniyle, ışığının kozmik toz veya Dünya atmosferindeki toz tarafından emilmesi nedeniyle. Bu nedenle, dünya gökyüzündeki bir yıldızın parlaklığından bahsettiklerinde şu ifadeyi kullanırlar: "görünür parlaklık" veya "parlaklık".

Daha önce de belirtildiği gibi, ikili yıldızlar var. Ancak üçlü (örneğin, α Centauri) ve dörtlü (örneğin, ε Lyra) ve beş ve altı (örneğin, Castor) vb. Bir yıldız sistemindeki tek tek yıldızlara denir. bileşenler. İkiden fazla bileşeni olan yıldızlara denir. katlar yıldızlar. Çoklu bir yıldızın tüm bileşenleri, karşılıklı yerçekimi kuvvetleriyle (bir yıldız sistemi oluşturur) birbirine bağlanır ve karmaşık yörüngeler boyunca hareket eder.

Çok sayıda bileşen varsa, bu artık bir çoklu yıldız değil, Yıldız kümesi. Ayırt etmek top ve dağınık yıldız kümeleri. Küresel kümeler birçok yaşlı yıldız içerir ve birçok genç yıldız içeren açık kümelerden daha yaşlıdır. Küresel kümeler oldukça kararlıdır, çünkü içlerindeki yıldızlar birbirinden küçük mesafelerdedir ve aralarındaki karşılıklı çekim kuvvetleri, açık kümelerin yıldızları arasındakinden çok daha büyüktür. Açık kümeler zamanla daha da fazla dağılır.

Açık kümeler, doğru olduğu gibi, Samanyolu'nun bandında veya yakınında bulunur. Aksine, küresel kümeler, yıldızlı gökyüzünde Samanyolu'ndan uzakta bulunur.

Bazı yıldız kümeleri çıplak gözle bile gökyüzünde görülebilir. Örneğin, Boğa'da açık Hyades ve Pleiades (M 45) kümeleri, Yengeç'te açık Yemlik (M 44) kümeleri, Herkül'de küresel küme M 13. Birçoğu dürbünle görülebilir.

Bir teleskopla 21 kadir kadire kadar 2 milyar yıldız gözlemleyebilirsiniz. Yıldızların Harvard spektral sınıflandırması vardır. İçinde, tayf türleri azalan yıldız sıcaklığına göre düzenlenmiştir. Sınıflar Latin alfabesinin harfleriyle belirlenir. Yedi tane var: O - B - A - P - O - K - M.

Bir yıldızın dış katmanlarının sıcaklığının iyi bir göstergesi rengidir. O ve B tayf türünden sıcak yıldızlar mavidir; Güneşimize benzer yıldızlar (tayf türü 02 olan) sarı görünürken, K ve M tayf sınıfındaki yıldızlar kırmızıdır.

Yıldızların parlaklığı ve rengi

Bütün yıldızların bir rengi vardır. Mavi, beyaz, sarı, sarımsı, turuncu ve kırmızı yıldızlar vardır. Örneğin, Betelgeuse kırmızı bir yıldızdır, Castor beyazdır, Capella sarıdır. Parlaklığa göre 1., 2., ... n. büyüklükteki yıldızlara ayrılırlar (n max = 25). "Büyüklük" teriminin gerçek boyutlarla hiçbir ilgisi yoktur. Büyüklük, bir yıldızdan Dünya'ya gelen ışık akısını karakterize eder. Yıldız büyüklükleri hem kesirli hem de negatif olabilir. Büyüklük ölçeği, ışığın göz tarafından algılanmasına dayanır. Yıldızların görünen parlaklığa göre yıldız büyüklüklerine bölünmesi, eski Yunan astronom Hipparchus (MÖ 180 - 110) tarafından gerçekleştirildi. Hipparchus ilk büyüklüğü en parlak yıldızlara bağladı; parlaklık derecesinde bir sonrakini (yani, yaklaşık 2,5 kat daha zayıf) ikinci büyüklükteki yıldızlar olarak kabul etti; ikinci büyüklükteki yıldızlardan 2,5 kat daha zayıf olan yıldızlara üçüncü büyüklükteki yıldızlar vb. çıplak gözle görünürlük sınırındaki yıldızlara altıncı bir büyüklük verildi.

Yıldızların parlaklığının böyle bir derecelendirilmesiyle, altıncı büyüklükteki yıldızların, birinci büyüklükteki yıldızlardan 2,55 kat daha zayıf olduğu ortaya çıktı. Bu nedenle, 1856'da İngiliz astronom N. K. Pogsoy (1829-1891), birinci büyüklükteki yıldızlardan tam olarak 100 kat daha sönük olanları altıncı büyüklükteki yıldızlar olarak düşünmeyi önerdi. Tüm yıldızlar Dünya'dan farklı mesafelerde bulunur. Mesafeler eşit olsaydı büyüklükleri karşılaştırmak daha kolay olurdu.

Bir yıldızın 10 parsek uzaklıkta sahip olacağı kadire mutlak kadir denir. Mutlak yıldız büyüklüğü belirtilir - M ve görünen yıldız büyüklüğü - m.

Radyasyonlarının geldiği dış yıldız katmanlarının kimyasal bileşimi, hidrojenin tam baskınlığı ile karakterize edilir. İkinci sırada helyum var ve diğer elementlerin içeriği oldukça küçük.

Yıldızların sıcaklığı ve kütlesi

Bir yıldızın tayf tipini veya rengini bilmek, hemen yüzeyinin sıcaklığını verir. Yıldızlar yaklaşık olarak karşılık gelen sıcaklıktaki kesinlikle siyah cisimler gibi yayıldığından, yüzeylerinin bir biriminin zaman birimi başına yaydığı güç Stefan-Boltzmann yasasından belirlenir.

Yıldızların parlaklıklarının sıcaklıkları, renkleri ve mutlak büyüklükleri ile karşılaştırılmasına dayanan yıldızların bölünmesi (Hertzsprung-Russell diyagramı):

1. ana dizi (ortasında Güneş - sarı bir cüce)
2. süperdevler (büyük boy ve yüksek parlaklık: Antares, Betelgeuse)
3. kırmızı dev dizisi
4. cüceler (beyaz - Sirius)
5. alt cüceler
6. beyaz-mavi dizi

Bu bölünme aynı zamanda yıldızın yaşına da dayanmaktadır.

Aşağıdaki yıldızlar ayırt edilir:

1. sıradan (Güneş);
2. çift ​​(Mizar, Albkor) ayrılır:

• a) bir teleskopla gözlemlenirken dualiteleri fark edilirse görsel çift;
• b) katlar - bu, sayısı 2'den büyük, ancak 10'dan az olan bir yıldız sistemidir;
• c) optik-çift - bunlar, yakınlıklarının gökyüzüne rastgele bir projeksiyonun sonucu olduğu ve uzayda çok uzakta oldukları yıldızlardır;
• d) fiziksel ikili yıldızlar, tek bir sistem oluşturan ve ortak bir kütle merkezi etrafında karşılıklı çekim kuvvetlerinin etkisi altında dolaşan yıldızlardır;
• e) spektroskopik ikililer, karşılıklı olarak dönerken birbirine yaklaşan ve ikililikleri tayftan belirlenebilen yıldızlardır;
• e) ikili tutulma - bunlar "karşılıklı olarak dönerken birbirlerini bloke eden yıldızlardır;

değişkenler (b Cephei). Sefeidler, bir yıldızın parlaklığındaki değişkenlerdir. Parlaklıktaki değişimin genliği 1,5 kadirden fazla değildir. Bunlar titreşen yıldızlardır, yani periyodik olarak genişler ve büzülürler. Dış katmanların sıkıştırılması, ısınmalarına neden olur;

durağan olmayan.

yeni yıldızlar- bunlar uzun süredir var olan, ancak aniden parlayan yıldızlardır. Parlaklıkları kısa sürede 10.000 kat arttı (parlaklıktaki değişimin genliği 7 ila 14 kadir).

süpernova- bunlar gökyüzünde görünmeyen, ancak sıradan yeni yıldızlara göre aniden parlayan ve parlaklığı 1000 kat artan yıldızlardır.

pulsar- bir süpernova patlaması sırasında oluşan bir nötron yıldızı.

Toplam pulsar sayısı ve yaşam süreleri ile ilgili veriler, her yüzyılda ortalama olarak 2-3 atarcanın doğduğunu ve bu da yaklaşık olarak Galaksideki süpernova patlamalarının sıklığıyla çakıştığını göstermektedir.

yıldız evrimi

Doğadaki tüm cisimler gibi yıldızlar da değişmeden kalmazlar, doğarlar, gelişirler ve sonunda ölürler. Gökbilimciler, yıldızlararası gaz ve tozdan bir yıldızın oluşmasının milyonlarca yıl sürdüğünü düşünürlerdi. Ancak son yıllarda, birkaç yıl boyunca küçük bir yıldız kümesinin ortaya çıktığı Büyük Orion Bulutsusu'nun bir parçası olan gökyüzünün bir bölgesinin fotoğrafları çekildi. 1947 fotoğraflarında, bu yerde bir grup üç yıldız benzeri nesne kaydedildi. 1954'te bazıları dikdörtgen hale geldi ve 1959'da bu dikdörtgen oluşumlar ayrı yıldızlara ayrıldı. İnsanlık tarihinde ilk kez insanlar yıldızların doğuşunu kelimenin tam anlamıyla gözlerimizin önünde gözlemlediler.

Gökyüzünün birçok yerinde yıldızların ortaya çıkması için gerekli koşullar vardır. Samanyolu'nun puslu bölgelerinin fotoğraflarını incelerken, büyük toz ve gaz birikintileri olan düzensiz şekilli küçük siyah noktalar veya kürecikler bulmak mümkün oldu. Bu gaz ve toz bulutları, arkalarındaki yıldızlardan gelen ışığı çok güçlü bir şekilde emen toz parçacıkları içerir. Kürelerin boyutu çok büyük - çapı birkaç ışık yılına kadar. Bu kümelerdeki maddenin çok seyrek olmasına rağmen, toplam hacimleri o kadar büyüktür ki, Güneş'e yakın kütleli küçük yıldız kümeleri oluşturmak için oldukça yeterlidir.

Siyah bir küre içinde, çevredeki yıldızların yaydığı radyasyon basıncının etkisi altında, madde sıkıştırılır ve sıkıştırılır. Bu sıkıştırma, küreyi çevreleyen radyasyon kaynaklarına ve ikincisinin yoğunluğuna bağlı olarak bir süre devam eder. Kürenin merkezindeki kütle konsantrasyonundan kaynaklanan yerçekimi kuvvetleri de küreyi sıkıştırarak maddenin merkezine doğru düşmesine neden olur. Düşen madde parçacıkları kinetik enerji kazanır ve gazı ve bulutu ısıtır.

Maddenin düşüşü yüzlerce yıl sürebilir. İlk başta, parçacıkları merkeze çeken yerçekimi kuvvetleri hala çok zayıf olduğundan, yavaş ve telaşsız bir şekilde gerçekleşir. Bir süre sonra, küre küçüldüğünde ve yerçekimi alanı arttığında, düşüş daha hızlı gerçekleşmeye başlar. Ancak küre çok büyük, çapı bir ışık yılından az değil. Bu, dış sınırından merkeze olan mesafesinin 10 trilyon kilometreyi geçebileceği anlamına gelir. Kürenin kenarından bir parçacık, 2 km/s'den biraz daha düşük bir hızla merkeze doğru düşmeye başlarsa, ancak 200.000 yıl sonra merkeze ulaşacaktır.

Bir yıldızın ömrü kütlesine bağlıdır. Güneş'ten daha az kütleye sahip yıldızlar nükleer yakıtlarını çok tasarruflu kullanırlar ve on milyarlarca yıl boyunca parlayabilirler. Kütleleri 1,2 güneş kütlesinden daha büyük olmayan Güneşimiz gibi yıldızların dış katmanları yavaş yavaş genişler ve sonunda yıldızın çekirdeğini tamamen terk eder. Devin yerine küçük ve sıcak bir beyaz cüce kalır.

Güneş sistemimizden başka gezegenimiz dışında başka bir yaşam olabileceğini hiç düşünmüyoruz. Belki mavi, beyaz, kırmızı ya da sarı bir yıldız etrafında dönen gezegenlerin bazılarında yaşam vardır. Belki de aynı insanların üzerinde yaşadığı başka bir dünya gezegeni vardır, ancak hala onun hakkında hiçbir şey bilmiyoruz. Uydularımız ve teleskoplarımız, üzerinde yaşam olabilecek birkaç gezegen keşfetti, ancak bu gezegenler on binlerce, hatta milyonlarca ışıkyılı uzaklıkta.

Mavi başıboşlar - mavi yıldızlar

Sıcaklığı sıradan yıldızların sıcaklığından daha yüksek olan küresel yıldız kümelerinde bulunan ve spektrum, benzer parlaklığa sahip küme yıldızlarından daha mavi bölgeye önemli bir kayma ile karakterize edilen yıldızlara mavi dağınıklar denir. Bu özellik, Hertzsprung-Russell diyagramında bu kümedeki diğer yıldızlara göre öne çıkmalarını sağlar. Bu tür yıldızların varlığı, özü aynı zaman diliminde ortaya çıkan yıldızlar için Hertzsprung-Russell diyagramının iyi tanımlanmış bir bölgesine yerleştirilecekleri varsayımına dayanan tüm yıldız evrimi teorilerini çürütür. Bu durumda, bir yıldızın tam konumunu etkileyen tek faktör ilk kütlesidir. Yukarıdaki eğrinin dışında kalan mavi yıldızların sık sık ortaya çıkması, anormal yıldız evrimi gibi bir şeyin varlığının teyidi olabilir.

Oluşumlarının doğasını açıklamaya çalışan uzmanlar, çeşitli teoriler öne sürdüler. Bunların en olası olanı, bu mavi yıldızların geçmişte ikili olduğunu, ardından birleşme sürecinin oluşmaya başladığını veya şu anda gerçekleşmekte olduğunu gösteriyor. İki yıldızın birleşmesinin sonucu, aynı yaştaki yıldızlardan çok daha büyük kütle, parlaklık ve sıcaklığa sahip yeni bir yıldızın ortaya çıkmasıdır.

Eğer bu teorinin doğruluğu bir şekilde ispatlanabilseydi, yıldızların evrimi teorisi mavi savrulanlar şeklinde sorunsuz olurdu. Ortaya çıkan yıldız, genç bir yıldıza benzer şekilde davranan daha fazla hidrojen içerecektir. Bu teoriyi destekleyen gerçekler var. Gözlemler, başıboş yıldızların en sık küresel kümelerin merkezi bölgelerinde bulunduğunu göstermiştir. Orada birim hacimdeki yıldızların mevcut sayısının bir sonucu olarak, yakın geçişler veya çarpışmalar daha olası hale gelir.

Bu hipotezi test etmek için, mavi başıboşların nabzını incelemek gerekir, çünkü birleştirilmiş yıldızların asterosismolojik özellikleri ile normal olarak titreşen değişkenler arasında bazı farklılıklar olabilir. Nabızları ölçmenin oldukça zor olduğuna dikkat edilmelidir. Bu süreç aynı zamanda yıldızlı gökyüzünün aşırı kalabalıklaşmasından, mavi başıboşların nabızlarındaki küçük dalgalanmalardan ve değişkenlerinin nadirliğinden de olumsuz etkilenir.

Bir birleşme örneği, böyle bir olayın V1309 nesnesini etkilediği, tespit edildikten sonra parlaklığı on binlerce kez arttığı ve birkaç ay sonra orijinal değerine döndüğü Ağustos 2008'de gözlemlenebilir. 6 yıllık gözlemler sonucunda bilim adamları, bu nesnenin birbiri etrafında dönme süresi 1.4 gün olan iki yıldız olduğu sonucuna vardılar. Bu gerçekler, bilim adamlarını Ağustos 2008'de bu iki yıldızın birleşme sürecinin gerçekleştiği fikrine götürdü.

Mavi stragglers, yüksek tork ile karakterizedir. Örneğin 47 Tucanae kümesinin ortasında yer alan yıldızın dönüş hızı, Güneş'in dönüş hızının 75 katıdır. Hipoteze göre kütleleri, kümede bulunan diğer yıldızların kütlesinin 2-3 katıdır. Ayrıca, araştırmaların yardımıyla, mavi yıldızların diğer yıldızlara yakın olması durumunda, ikincisinin komşularından daha düşük oksijen ve karbon yüzdesine sahip olacağı bulundu. Tahminen, yıldızlar bu maddeleri yörüngelerinde hareket eden diğer yıldızlardan çekerler ve bunun sonucunda parlaklıkları ve sıcaklıkları artar. "Soyulmuş" yıldızlar, ilk karbonun diğer elementlere dönüşüm sürecinin gerçekleştiği yerleri ortaya koyuyor.

Mavi Yıldız İsimleri - Örnekler

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

Beyaz yıldızlar - beyaz yıldızlar

Koenigsberg Gözlemevi'ni yöneten Friedrich Bessel, 1844'te ilginç bir keşif yaptı. Bilim adamı, gökyüzündeki en parlak yıldızın - Sirius'un gökyüzündeki yörüngesinden en ufak bir sapmasını fark etti. Gökbilimci, Sirius'un bir uydusu olduğunu öne sürdü ve ayrıca yıldızların yaklaşık elli yıl olan kütle merkezleri etrafında dönme sürelerini hesapladı. Bessel, çünkü diğer bilim adamlarından uygun desteği bulamadı. hiç kimse uyduyu tespit edemedi, ancak kütlesi açısından Sirius ile karşılaştırılabilir olması gerekirdi.

Ve sadece 18 yıl sonra, o zamanların en iyi teleskopunu test eden Alvan Graham Clark, Sirius'un yakınında, Sirius B adlı uydusu olduğu ortaya çıkan loş beyaz bir yıldız keşfetti.

Bu beyaz yıldızın yüzeyi 25 bin Kelvin'e kadar ısıtılıyor ve yarıçapı küçük. Bunu hesaba katan bilim adamları, uydunun yüksek bir yoğunluğa sahip olduğu (106 g/cm3 düzeyinde, Sirius'un yoğunluğunun yaklaşık 0.25 g/cm3 ve Güneş'in yoğunluğunun 1.4 g/cm3 olduğu sonucuna vardılar. ). 55 yıl sonra (1917'de), onu keşfeden bilim adamının adını taşıyan başka bir beyaz cüce keşfedildi - Balık takımyıldızında bulunan van Maanen'in yıldızı.

Beyaz yıldızların isimleri - örnekler

Lyra takımyıldızında Vega, Kartal takımyıldızında Altair, (yaz ve sonbaharda görülebilir), Sirius, Castor.

sarı yıldızlar - sarı yıldızlar

Sarı cüceler, kütlesi Güneş'in kütlesi (0.8-1.4) içinde olan küçük ana dizi yıldızları olarak adlandırılır. Adına bakılırsa, bu tür yıldızlar, helyum hidrojenden termonükleer füzyon işlemi sırasında salınan sarı bir parıltıya sahiptir.

Bu tür yıldızların yüzeyi 5-6 bin Kelvin sıcaklığa kadar ısıtılır ve tayf tipleri G0V ile G9V arasındadır. Sarı bir cüce yaklaşık 10 milyar yıl yaşar. Hidrojenin bir yıldızda yanması, onun boyut olarak çoğalmasına ve kırmızı bir dev haline gelmesine neden olur. Kırmızı devin bir örneği Aldebaran'dır. Bu tür yıldızlar, dış gaz katmanlarını dökerek gezegenimsi bulutsular oluşturabilir. Bu durumda çekirdek, yüksek yoğunluğa sahip bir beyaz cüceye dönüşür.

Hertzsprung-Russell diyagramını hesaba katarsak, üzerinde sarı yıldızlar ana dizinin orta kısmındadır. Güneş tipik bir sarı cüce olarak adlandırılabileceğinden, modeli sarı cücelerin genel modelini dikkate almak için oldukça uygundur. Ancak gökyüzünde isimleri Alkhita, Dabikh, Toliman, Hara, vb. olan başka karakteristik sarı yıldızlar da var. Bu yıldızlar çok parlak değil. Örneğin, Proxima Centauri'yi hesaba katmazsanız, Güneş'e en yakın olan aynı Toliman, 0 kadir değerine sahiptir, ancak aynı zamanda parlaklığı tüm sarı cüceler arasında en yüksektir. Bu yıldız, Erboğa takımyıldızında bulunur, aynı zamanda 6 yıldız içeren karmaşık bir sistemde bir bağlantıdır. Toliman'ın tayf sınıfı G'dir. Ancak bizden 350 ışıkyılı uzaklıkta bulunan Dabih, tayf sınıfı F'ye aittir. Ancak yüksek parlaklığı, tayf sınıfına - A0 ait yakındaki bir yıldızın varlığından kaynaklanmaktadır.

Toliman'a ek olarak, HD82943, ana dizide bulunan spektral G tipine sahiptir. Bu yıldız, kimyasal bileşimi ve Güneş'e benzer sıcaklığı nedeniyle iki büyük gezegene de sahiptir. Bununla birlikte, bu gezegenlerin yörüngelerinin şekli dairesel olmaktan uzaktır, bu nedenle HD82943'e yaklaşımları nispeten sık görülür. Şu anda gökbilimciler, bu yıldızın eskiden çok daha fazla sayıda gezegene sahip olduğunu ancak zamanla hepsini yuttuğunu kanıtlayabildiler.

Sarı Yıldız İsimleri - Örnekler

Toliman, star HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Kırmızı yıldızlar - kırmızı yıldızlar

Hayatınızda en az bir kez, siyah bir arka plan üzerinde yanan teleskopunuzun merceğinde gökyüzünde kırmızı yıldızlar gördüyseniz, bu anı hatırlamak, bu makalede ne yazılacağını daha net hayal etmenize yardımcı olacaktır. Böyle yıldızları hiç görmediyseniz, bir dahaki sefere onları bulmaya çalıştığınızdan emin olun.

Amatör bir teleskopla bile kolayca bulunabilen gökyüzündeki en parlak kırmızı yıldızların bir listesini yapmayı taahhüt ederseniz, hepsinin karbon olduğunu görebilirsiniz. İlk kırmızı yıldızlar 1868'de keşfedildi. Bu tür kırmızı devlerin sıcaklığı düşüktür, ayrıca dış katmanları çok miktarda karbonla doldurulur. Daha önce benzer yıldızlar iki tayf sınıfı oluşturuyorsa - R ve N, şimdi bilim adamları onları genel bir sınıf - C olarak tanımladılar. Her tayf sınıfının 9'dan 0'a kadar alt sınıfları vardır. Aynı zamanda, C0 sınıfı, yıldızın bir yüksek sıcaklık, ancak C9 yıldızlarından daha az kırmızı. Tüm karbonun baskın olduğu yıldızların doğal olarak değişken olması da önemlidir: uzun dönemli, yarı düzenli veya düzensiz.

Ayrıca, en ünlüsü m Cephei olan böyle bir listeye kırmızı yarı düzenli değişkenler adı verilen iki yıldız dahil edildi. William Herschel, ona “nar” adını veren sıra dışı kırmızı rengiyle de ilgilenmeye başladı. Bu tür yıldızlar, birkaç on ila birkaç yüz gün sürebilen, parlaklıktaki düzensiz bir değişiklik ile karakterize edilir. Bu tür değişken yıldızlar M sınıfına aittir (yüzey sıcaklığı 2400 ila 3800 K arasında olan soğuk yıldızlar).

Derecelendirmedeki tüm yıldızların değişken olduğu gerçeği göz önüne alındığında, tanımlamalara biraz açıklık getirmek gerekir. Genellikle kırmızı yıldızların iki bileşenden oluşan bir adı olduğu kabul edilir - Latin alfabesinin harfi ve değişken takımyıldızın adı (örneğin, T Hare). Bu takımyıldızda keşfedilen ilk değişkene R harfi ve benzeri, Z harfine kadar atanır. Bu tür birçok değişken varsa, onlar için RR'den ZZ'ye çift Latin harfleri kombinasyonu sağlanır. Bu yöntem, 334 nesneyi "adlandırmanıza" izin verir. Ayrıca yıldızlar, bir seri numarası (V228 Cygnus) ile birlikte V harfi kullanılarak da belirtilebilir. Derecelendirmenin ilk sütunu, değişkenlerin belirlenmesi için ayrılmıştır.

Tablodaki sonraki iki sütun, 2000.0 periyodundaki yıldızların yerini gösterir. Uranometria 2000.0'ın astronomi meraklıları arasında artan popülaritesinin bir sonucu olarak, derecelendirmenin son sütunu, derecelendirmedeki her bir yıldız için arama grafiğinin numarasını görüntüler. Bu durumda, ilk hane hacim numarasının bir göstergesidir ve ikincisi kartın seri numarasıdır.

Derecelendirme ayrıca yıldız büyüklüklerinin maksimum ve minimum parlaklık değerlerini de gösterir. Parlaklığı minimum olan yıldızlarda daha büyük bir kırmızı renk doygunluğunun gözlemlendiğini hatırlamakta fayda var. Değişkenlik periyodu bilinen yıldızlar için gün sayısı olarak gösterilir, ancak doğru periyodu olmayan nesneler Irr olarak gösterilir.

Bir karbon yıldızı bulmak çok fazla beceri gerektirmez, teleskopunuzun onu görmeye yetecek güce sahip olması yeterlidir. Boyutu küçük olsa bile belirgin kırmızı rengi dikkatinizi çekmeli. Bu nedenle, onları hemen bulamazsanız üzülmeyin. Yakındaki parlak bir yıldızı bulmak için atlası kullanmak ve ardından ondan kırmızı olana geçmek yeterlidir.

Farklı gözlemciler karbon yıldızlarını farklı görürler. Bazıları için yakutlara veya uzaktan yanan bir kor gibiler. Diğerleri bu tür yıldızlarda kıpkırmızı veya kan kırmızısı tonlar görür. Yeni başlayanlar için, sıralamadaki en parlak altı kırmızı yıldızın bir listesi var ve onları bulursanız, güzelliklerinin tadını sonuna kadar çıkarabilirsiniz.

Kızıl Yıldız İsimleri - Örnekler

Renge göre yıldızlardaki farklılıklar

Tarif edilemez renk tonlarına sahip çok çeşitli yıldızlar var. Bunun bir sonucu olarak, bir takımyıldız bile mavi ve safir yıldızlara dayanan "Mücevher Kutusu" adını aldı ve tam merkezinde parlak bir şekilde parlayan turuncu bir yıldız var. Güneşi düşünürsek, soluk sarı bir renge sahiptir.

Yıldızların rengindeki farkı etkileyen doğrudan bir faktör, yüzey sıcaklıklarıdır. Basitçe açıklanmıştır. Işık, doğası gereği dalga biçimindeki radyasyondur. Dalga boyu - bu, tepeleri arasındaki mesafedir, çok küçüktür. Hayal etmek için 1 cm'yi 100 bin özdeş parçaya bölmeniz gerekiyor. Bu parçacıklardan birkaçı ışığın dalga boyunu oluşturacaktır.

Bu sayının oldukça küçük olduğu düşünülürse, her biri, en önemsiz bile olsa, her bir değişiklik, gözlemlediğimiz resmin değişmesine neden olacaktır. Sonuçta, vizyonumuz farklı dalga boylarındaki ışık dalgalarını farklı renkler olarak algılar. Örneğin mavi, uzunluğu kırmızıdan 1,5 kat daha kısa olan dalgalara sahiptir.

Ayrıca, hemen hemen her birimiz, sıcaklığın vücut rengi üzerinde en doğrudan etkiye sahip olabileceğini biliyoruz. Örneğin, herhangi bir metal nesneyi alıp ateşe verebilirsiniz. Isındıkça kırmızıya döner. Ateşin sıcaklığı önemli ölçüde artarsa, nesnenin rengi de değişir - kırmızıdan turuncuya, turuncudan sarıya, sarıdan beyaza ve son olarak beyazdan mavi-beyaza.

Güneş, 5.5 bin 0 C civarında bir yüzey sıcaklığına sahip olduğu için sarı yıldızların tipik bir örneğidir. Ancak en sıcak mavi yıldızlar 33 bin dereceye kadar ısınabilir.

Renk ve sıcaklık bilim adamları tarafından fiziksel yasaların yardımıyla ilişkilendirilmiştir. Bir cismin sıcaklığı, radyasyonu ile doğru orantılı ve dalga boyu ile ters orantılıdır. Mavi, kırmızıdan daha kısa dalga boylarına sahiptir. Sıcak gazlar, enerjisi sıcaklıkla doğru orantılı ve dalga boyu ile ters orantılı olan fotonlar yayar. Mavi-mavi radyasyon aralığının en sıcak yıldızların özelliği olmasının nedeni budur.

Yıldızların üzerindeki nükleer yakıt sınırsız olmadığı için tüketilme eğilimindedir ve bu da yıldızların soğumasına neden olur. Bu nedenle orta yaşlı yıldızlar sarıdır ve yaşlı yıldızları kırmızı olarak görürüz.

Güneş'in gezegenimize çok yakın olmasının bir sonucu olarak, rengi doğru bir şekilde tanımlanabilir. Ancak bir milyon ışıkyılı uzaklıktaki yıldızlar için görev daha karmaşık hale geliyor. Bu amaçla spektrograf adı verilen bir cihaz kullanılır. Bu sayede bilim adamları, yıldızların yaydığı ışığı geçirir ve bunun sonucunda hemen hemen her yıldızı spektral olarak analiz etmek mümkündür.

Ek olarak, bir yıldızın rengini kullanarak yaşını belirleyebilirsiniz, çünkü. matematiksel formüller, yaşını hesaplamanın kolay olduğu bir yıldızın sıcaklığını belirlemek için spektral analizin kullanılmasına izin verir.

Yıldızların video sırları online izle