Yıldızlar hakkında ne bildik. Yıldızlar Hakkında İlginç Gerçekler - Göksel Kuruluşlar

Pleshakov iyi bir fikir geçirdi - yıldızları ve takımyıldızları tanımlamanın kolay olduğu için, çocuklar için ATLAS oluşturmak için. Öğretmenlerimiz bu fikri aldı ve daha fazla bilgilendirici ve ziyaret edilen Atlas-determinant'larını yarattı.

Takımyıldız nedir?

Eğer net bir gecede, gözü gökyüzüne kaldırın, o zaman pırlantaların saçılması gibi bir sürü köpüklü, farklı ışık görebilirsiniz, gökyüzünü süsleyin. Bu ışıklar yıldız denir. Bazıları kümelerde toplanırmış gibidir ve uzun vadeli görüşler sırasında belirli gruplara ayrılabilirler. Bu tür gruplar "takımyıldızlar" denir. Bazıları bir kovanın şekline veya karmaşık hayvanların şeklini andırabilir, ancak birçok bakımdan, sadece hayal gücünün meyvesidir.

Yüzyıllarca astronom bu tür yıldız kümelerini keşfetmeye çalıştı ve onlara mistik özellikleri verdi. İnsanlar onları sistematikleştirmeye ve genel bir model bulmaya çalıştı ve takımyıldızlar ortaya çıktı. Uzun zamandır, takımyıldız dikkatlice incelendi, bazıları daha küçük parçalara ayrıldı ve durdular ve açıklamadan sonra bazıları düzeltildi. Örneğin, Argo takımyıldızı daha küçük takımyıldızlara ayrıldı: pusula, salma, yelken, yem.

Takımyıldızların aramalarının kökeninin tarihi de çok ilginçtir. Ezberlemeyi kolaylaştırmak için, bir eleman tarafından birleştirilen adlar verildi veya edebi eser. Örneğin, Şiddetli Yağmurlar süresinde, güneşin aşağıdaki isimler verilen bazı takımyıldızlardan kaynaklandığı belirtildi: Oğlak, Kit, Kova, Balık Takımyıldızı.

Tüm takımyıldızları belirli bir sınıflandırmaya getirmek için, 1930'da uluslararası astronomik birliğin toplantısında, 88 takımyıldızın resmi olarak bir karar verildi. Kabul edilen karara göre, takımyıldızlar yıldızlardan oluşmamaktadır, ancak yıldızlı gökyüzünün alanlarıdır.

Takımyıldızlar nelerdir?

Takımyıldızları, kompozisyonundaki yıldızların sayısında ve parlaklığında farklılık gösterir. En dikkat çekici 30 yıldız grubunu tahsis edin. En genişletilmiş kare takımyıldızı kabul edilir Büyük kepçe. 7 parlak ve 118 görünür çıplak yıldız içerir.

Güney yarımkürede bulunan en küçük takımyıldız, Güney Haç denir ve çıplak bir gözle görmenin imkansız olduğunu görün. 5 parlak ve 25 daha az göze çarpan yıldızdan oluşur.

Küçük bir at, kuzey yarımkürenin en küçük takımyıldızlarıdır ve çıplak bir gözle görülebilen 10 zayıf yıldızdan oluşur.

En güzel ve canlı, Orion takımyıldızı olarak kabul edilir. Çıplak gözle görülebilen 120 yıldızdan oluşur ve 7 tanesi çok parlak.

Tüm takımyıldızların güneyindeki veya kuzey yarımkürede bulunduğuna dair şartlı olarak bölünmüştür. Dünyanın güney yarımküresinde yaşayanlar, kuzeyde bulunan yıldızların kümelerine ve aksine de görünmüyor. 88 takımyıldızın 48'i güney yarımkürede, kuzeyde 31'dir. Kalan 9 yıldız grubu her iki yarımkürede bulunur. Kuzey Yarımküre, gökyüzünde her zaman çok parlak bir şekilde parlayan polar yıldızını belirlemek kolaydır. O bir kafes kafes kolunda aşırı bir yıldızdır.

Dünya'nın güneşin etrafında dönmesi nedeniyle, bazı takımyıldızları görmemesi, yılın zamanı gösterilir ve bu parlamanın pozisyonu gökyüzünde değiştirilir. Örneğin, kışın, oral yörüngede gezegenimizin yeri bu yazın tam tersidir. Bu nedenle, yılın her zamanında sadece belirli takımyıldızları görebilirsiniz. Örneğin, yaz aylarında gece gökyüzünde, Yıldızların oluşturduğu Altair, Vega ve DREB üçgeni görebilirsiniz. İÇİNDE kış zamanı Sonsuz güzel takımyıldız oryonuna hayran olma fırsatı var. Bu nedenle, bazen söylüyorlar: sonbahar takımyıldızları, kış, yaz veya bahar takımyıldızları.

Takımyıldızlar, yaz aylarında en iyisidir ve şehir dışındaki açık alanda onları gözlemlemek için arzu edilir. Bazı yıldızlar çıplak bir gözle görülebilir ve bazılarına bir teleskopa ihtiyacınız olabilir. Takımyıldızlar, en iyi şekilde büyük ve küçük bir ayıcıya ve Cassiopeia'ya görülebilir. Sonbahar ve kışın, Boğa ve Orion'un takımyıldızları açıkça görülebilir.

Rusya'da görülebilen parlak takımyıldızlar

Kuzey Yarımkürenin en güzel takımyıldızları, Rusya'da görülebilir, oryantal, büyük ana, Boğa, büyük köpek, küçük köpek.

Konumlarına bakarsanız ve fantazinin iradesine bakarsanız, antik bir freskteki gibi, iki bin yıldan fazla bir süredir gökyüzü tarafından yakalanan avcılık sahnesini görebilirsiniz. Cesur avcı oryonu her zaman hayvanlarla çevrilidir. Boğa, sağa doğru koşar ve avcı ona bir demet uyanır. Orion bacaklarında doğru büyük ve küçük köpeklerdir.

Takımyıldızı Orion

Bu en büyük ve renkli takımyıldız. Sonbahar ve kışın açıkça görülür. Orion, tüm Rusya topraklarında görülebilir. Yıldızlarının yeri bir kişinin ana hatlarını andırıyor.

Bu takımyıldızın tarihi, eski Yunan mitlerinden kaynaklanmaktadır. Onlara göre, Orion cesur ve güçlü bir avcı, Poseidon'un oğlu ve Nymph Ember oldu. Genellikle Artemida ile birlikte avlandı, ama bir kez, av boyunca onun için zafer için, tanrıçanın bir okuyla vuruldu ve öldü. Ölümden sonra bir takımyıldız haline getirildi.

Orion'un en parlak yıldızı bir üfleyicidir. 25 bin kat daha parlak ve 33 kat daha fazla boyutta. Bu yıldızın mavimsi beyaz bir parıltı var ve süper olarak kabul edilir. Bununla birlikte, bu kadar etkileyici boyutlara rağmen, Bethelgeuse'dan önemli ölçüde daha azdır.

Bethelgeuse, Orion'un sağ omzunu süslüyor. Güneşin çapından 450 kat daha büyüktür ve parıldamamızın yerine koyarlarsa, bu yıldız Mars'a dört gezegen yapacak. Işıklar Betelgeuse 14.000 kez güneşten daha parlak.

Takımyıldızda Orion ayrıca bulutsu ve asterizmi de içerir.

Takımyıldızı Toros

Kuzey yarımkürenin bir diğer büyük ve düşünceli güzel bir takımyıldızı Toros'dur. Orion'un kuzeyinde yer almaktadır ve Koç ve İkizler takımyıldızları arasında yer almaktadır. Toros'tan uzakta değil: Arcing, Balina, Perseus, Eridan.

Orta lattajlardaki bu takımyıldızın neredeyse yıl boyunca gözlenebilir, istisna, ilkbaharın ikinci yarısı ve yazın başlangıcıdır.

Takımyıldızın ortaya çıkmasının tarihi, eski efsanelere geri döner. Tanrıça Avrupa'yı çalmak ve Girit adasına getirmek için bir Boğa'ya dönüşen Zeus hakkında söylenir. İlk defa, bu takımyıldız, EVDOX - Mathematician'ı, dönemimizden uzun zaman önce yaşadıklarını açıkladı.

En parlak yıldız sadece bu takımyıldız değil, aynı zamanda diğer 12 yıldızlar aldebarandır. Torosun başında ve "göz" olarak adlandırılmadan önce bulunur. Aldebaran, güneşin çapından 38 kat daha büyük ve 150 kez daha parlaktır. Bu yıldız bizden 62 ışıkyılı bir mesafededir.

Takımyıldız yıldızının ikinci parlaklığı NAT veya EL-NAT'dur (Bovine Horns). Bölümün yakınında bulunur. Güneşten 700 kez ve 4,5 kez daha parlak.

Takımyıldızın içinde, giad yıldızlarının ve pleiadeslerin inanılmaz derecede güzel dağınık kümeleri vardır.

Hydy'nin yaşı 650 milyon yıldır. Aralarında mükemmel bir şekilde görülebilen Aldebaran sayesinde yıldız gökyüzünde kolayca bulabilirler. Kompozisyonları yaklaşık 200 yıldız içerir.

Pleiades, dokuz parça sayesinde isimlerini aldı. Yedi kişi, antik Yunanistan'ın (Pleiad) (Pleiad) (Pleiad) ve ebeveynlerinin onuruna daha fazla olduğunu belirtti. Pleiades kışın çok iyi görünür. Onlar yaklaşık 1000 yıldız bedeni içerirler.

Toros'un takımyıldızında daha az ilginç eğitim yok, yengeç benzeri bulutsudur. 1054'te bir süpernova patlamasından sonra kuruldu ve 1731'de açıldı. Bulutsusu Dünya'dan uzaklığı 6.500 ışıkyılda ve çapı yaklaşık 11 SV'dir. yıllar.

Bu takımyıldız, Orion ailesini ve Orion, Unicorn, Küçük Köpek, Tavşit Takımyıldızları ile sınırları anlamına gelir.

takımyıldız Büyük psa İlk defa ikinci yüzyılda Ptolem tarafından keşfedildi.

Büyük bir köpeğin lelp olduğuna göre bir efsane var. Herhangi bir avla yetişebilecek çok hızlı bir köpeğiydi. Bir zamanlar tilkiyi kovaladıktan sonra, onu hızlandırmadı. Yarışın sonucu önceden belirlenmiştir ve Zeus her iki hayvanı da bir taşa çevirdi. PSA o gökyüzüne yerleştirildi.

Büyük PSA'nın takımyıldızının kışın açıkça görülebiliyor. En parlak yıldız sadece bu değil, aynı zamanda diğer tüm takımyıldızlar Sirius'dur. Mavimsi bir parıltı var ve 8,6 ışıkyıldan oluşan bir mesafede yere oldukça yakın bir konumdadır. Güneş sistemimizde parlaklıkta, Jüpiter, Venüs, Ay bundan üstündür. Sirius'un ışığı 9 yıl sonra toprağa ulaşır ve güneşliden 24 kat daha güçlüdür. Bu yıldız "köpek yavrusu" adlı bir uydu var.

Syrius, böyle bir kavramın "tatil" olarak oluşması ile ilişkilidir. Gerçek şu ki, bu yıldızın yaz sıcağında gökyüzünde görünmesidir. Sirius'un "Kanisa" olarak adlandırıldığı için Yunanca'dan çevrilmiş, o zaman Yunanlıların bu dönemi tatili aramaya başladı.

Takımyıldızı küçük köpek

Küçük bir köpek gibi takımyıldızlarla sınırlanmıştır: Unicorn, Hydra, Kanser, İkizler. Bu takımyıldız, birlikte olan hayvanı oluşturur Büyük köpek Hunt Orion'u takip eder.

Bu takımyıldızın eğitiminin tarihi, eğer efsanelere güvenmek çok ilginç ise. Onlara göre, küçük bir köpek, Ikaria'nın bir köpeği, belediye başkanıdır. Bu adam şarap dionizi yapmayı öğretti ve bu içecek çok güçlüydü. Bir gün misafirleri, IKaria'nın onları zehirlemeye ve öldürmeye karar verdiğine karar verdi. Belediye başkanı sahibi için çok üzüldü ve yakında öldü. Zeus onu yıldızlı gökyüzü üzerinde bir takımyıldız şeklinde yerleştirdi.

Ocak ve Şubat aylarında bu takımyıldızı gözlemlemek en iyisidir.

Bu takımyıldızın en parlak yıldızları kısmı ve gomazdır. Kısa, 11.4 ışık yılında yerden uzaklıktadır. O biraz daha parlak ve sıcak güneş, ama fiziksel olarak ondan çok az farklı.

Gomase çıplak gözle görülebilir ve beyaz ve mavi ışıkla parlıyor.

Takımyıldızı Büyük Mesmen.

Bir kova şekline benzeyen büyük ayı, en büyük üç takımyıldadır. Homer işlerinde ve İncil'de belirtilmiştir. Bu takımyıldız çok iyi çalışıldı ve büyük önem Birçok dinde.

Bu gibi takımyıldızlarla sınırlar: Galce, Aslan, Yarış Püf Noktaları, Dragon, Lynx.

Eski Yunan efsanelerine göre, Callisto, güzel perisi ve sevgili bir zeus ile büyük bir ayı ilişkilidir. HERA'nın karısının ceza cinsinden karlayıcıyı ayıya çevirdi. Bir kez, bu ayı Giri'deki ormana ve onları Zeus Son, Arkas ile karşısında geldi. Trajediyi önlemek için Zeus oğlunu ve takımyıldızdaki peryemi çevirdi.

Büyük kova yedi yıldız oluşturur. Bunların en parlakı üç: Duzhe, Alcaid, Aliot.

Duzhe kırmızı bir dev ve kutupsal bir yıldıza işaret ediyor. Yerden 120 ışık yılıdır.

Takımyıldızın yıldızının üçüncü parlaklığı olan Alcaid, büyük bir ayının kuyruğunun sonunu ifade eder. Yerden 100 ışık yılı mesafesindedir.

Aliot, takımyıldızın en parlak yıldızdır. Kuyruğu temsil ediyor. Parlaklığı nedeniyle, navigasyonda uygulanır. Alieot, güneşten 108 kez parlıyor.

Bu takımyıldızlar kuzey yarımkürede en parlak ve güzeldir. Sonbahar ya da soğuk kış gecesinde silahsız bakışla iyi olabilirler. Oluşumlarının efsaneleri fantezileri yetiştirmenize ve güçlü avcıların, sadık köpekleriyle birlikte, avcılığa koştuğunu, Toros ve Big Mesman'ın onu dikkatlice izlediğini hayal etmenizi sağlar.

Rusya kuzey yarımkürede bulunur ve gökyüzünün bu bölümünde, gökyüzündeki tüm takımyıldızlardan bazılarını görmeyi başardık. Yılın zamanına bağlı olarak, sadece gökyüzündeki pozisyonları değişiyor.

Yıldızlar sadece gece gökyüzünde sadece güzel bir kızdırma ve dönüm noktası değil, aynı zamanda herhangi bir hayatın temelidir. Bu, sadece bir cennetin kürek çekmesini onaylar - güneşimizi, ancak her geçen yıl boyunca her gün ışığı aydınlatır ve bizi ısıtıyor. Ama ne yıldızlar hakkında ilginç gerçekler Hala biliyor muyuz?

1. Tüm yıldızlar farklı olmadıkları kadar, her zaman aynı konudurlar. İlk durumlarında,% 74'ü hidrojen, helyum altında% 25 yaprakları kaplar ve% 1'i çeşitli türlerde gaz halterleri sağlar. Varlığı boyunca, yıldız yavaş yavaş hidrojeni işler ve güneşin örneğinde, bu oranın zaten% 70 ila% 29 olduğu, bu işlem en uygundur.

2. Uzayda yıldızlarla ilgili ilginç gerçekler arasında süreçlerinin dengesidir. Aslında, yerçekimi cennetteki vücudun kendisine girmesini sağlar, büyüklüğü önemli ölçüde azalır ve ışık için olmasaydı, tüm nötron yıldızları gibi olana kadar milyonlarca yıl sürebilir. Sürekli termonükleer reaksiyon nedeniyle, binlerce yıl geçirerek, merkezden, yerçekimi direnci olarak hareket ederek üretilir ve gelir.

3. En büyük sayı Yıldızlar arasında kırmızı cücelerdir. Onlar, bir kural olarak, güneşimizden iki kat daha küçük ve sırasıyla, parıldamalarımızın olanaklarından yaklaşık 0.00001. Onlar başarısız, kusurlu ve dahili hidrojen stoku olarak adlandırılırlar, sadece yeterli 10 trilyon yıla sahipler.

4. Gökyüzündeki yıldızlar hakkında ilginç bir gerçek. Mavi parıltının soğuk olduğunu düşünmeye alıştık ve turuncu ve kırmızı ışık, daha fazla ısı kaynakları gibidir. Ancak aslında, ateş-kırmızı ştamilaşların minimum bir sıcaklığa sahip - Kelvin'de 3,600'den fazla değil ve mavi, Kelvin'de maksimum 12.000'e kadar.

5. İlk bakışta her yıldızın kendi içinde olduğu görülüyor. Ancak ortak bir yerçekimi merkezine sahipken bir çift oluşturanlar var. Ancak bu sınır değil, bilim adamları üç tane buldular ve bir sisteme bağlı dört gök bedeni. Sadece bir güneş yerine dört olabileceğimizi hayal etmeye değer.

6. Samoa büyük gezegen Sistemimizde Satürn, gerçekten çok büyük, ama onu emebilecek bir parlaklık var. Onlar denirler ve en ünlü olanlardan biri Bethelgei, güneşimizden 1000 kat daha fazla. Bununla birlikte, bu bir sınır değildir, çünkü en büyük, en çok büyük bir köpek olarak kabul edilir, bu da en çok bethelgeuse kendisinin iki katıdır.

7. Gezegenler ve yıldızlar hakkında ilginç bir gerçek, eğer güneşimin yerine biraz sıcak bir şey olsaydı, birkaç milyon yıllık cıva sadece çiftlere hitap edecektir.

8. Küçük Göksel Armatürler varlıklarını bitirir, beyaz cüceler oluştururlar ve yangılar sırayla kara deliklerin arkasında bırakılır.

9. Bizi çevreleyen düşünülemez sayıda dev devi sayısına rağmen, hepsi çok uzakta. Bize en yakın olan Proxima Centauri denir ve yaklaşık dört buçuk ışık yılı yerden önce. Yani, ışık ışını bu mesafenin bir insanla ilgilenen bir zamanda, sonra en inanılmaz hızlı bir şekilde üstesinden gelebilecek. uzay gemisi En az 70 bin yıla ihtiyaç duyardı, bu da armatürler arasındaki seyahatleri şu anda sadece imkansız hale getiriyor.

10. Kaç yıldız var? Bunu hesaplamak son derece zordur ve belki de imkansızdır, çünkü sadece galaksimizde ortalamaları 300 milyardır. Ve tüm galaksiler 500 milyar ve her birinin yaklaşık birçok devi olabilir, bu da toplam sayıyı çok korkutucu hale getirir.

Pırıltılı gece gökyüzüne bakarak, yıldızlara hiç hayran olmayan bir kişi olması muhtemel değildir. Sonsuza dek hayran kalabilirler, onlar gizemli ve çekici. Bu konuda yıldızlarla ilgili olağandışı gerçeklerle tanışacaksınız ve çok fazla yeni öğreneceksiniz.

Geceleri düşündüğünüz yıldızların çift yıldız olduğunu biliyor musunuz? İki yıldız birbirlerini daire içine alıyor, bir ağırlık noktası yaratıyor ya da daha küçük bir yıldız büyük bir "ana yıldız" etrafında dolaşıyor. Bazen bu ana yıldızlar, meseleyi birbirleriyle yakınlaştırma sırasında daha küçükten çeker. Gezegenin nükleer reaksiyona neden olmadan dayanabileceği bir kütle sınırı var. Eğer Jüpiter büyük olsaydı, o zaman muhtemelen bir tür yarı atış, bir tür ayımın, bir çok ayağımın içine dönüşürdü.

Bu tür işlemler genellikle içinde gezegenlerin eksikliği ile doğrulanan diğer güneş sistemlerinde meydana gelir. Ana yıldız alanında bulunan konunun çoğu, bir yerde, yeni bir yıldız ve ikili sistem oluşturan bir yerde toplanır. Bir sistemde ikiden fazla yıldız olabilir, ancak yine de ikili numaralandırma sistemleri yaygındır.

Beyaz cüceler, "ölü yıldızlar" denir. Kırmızı dev aşamadan sonra, kendi yıldızımız - Güneş - ayrıca beyaz cüce olacak. Beyaz cüceler gezegenin bir yarıçapına sahiptir (Dünya gibi, Jüpiter olarak değil), ancak yıldızın yoğunluğu. Bu tür spesifik ağırlıklar, atomik çekirdeklerden ayrıldıkları elektronlar nedeniyle mümkündür. Sonuç olarak, bu atomların işgal ettiği ve yaratıldığı alan sayısı büyük kütle Küçük bir yarıçap ile

Atom çekirdeğini elimizde tutabiliyorsanız, elektron 100 metre veya daha fazla mesafede sizin etrafınızda döner. Elektron dejenerasyonu durumunda, bu boşluk ücretsizdir. Sonuç olarak, beyaz cücelik soğur ve ışık yayan durur. Bu masif cisimler görülemez ve hiç kimse, kaçının evrende olduğunu kimse bilmiyor.

Yıldız, nihai beyaz cüce fazından kaçınacak kadar büyükse, ancak bir kara deliğe dönüşmeyi önlemek için çok küçükse, bir nötron yıldızı olarak bilinen egzotik yıldız türü oluşturulacak. Nötron yıldızlarının oluşumu süreci, aynı zamanda yavaş yavaş azaldıkları beyaz cücelere benzerdir - ancak farklıdır. Nötron yıldızları, tüm elektronların ve pozitif yüklü protonların ortadan kaldırıldığı ve yalnızca nötronların yıldızın tabanını oluşturduklarında, nötron olarak adlandırılan nötronun kötüleşen maddesinden oluşur. Nötron yıldızının yoğunluğu, atom çekirdeğinin yoğunluğuyla karşılaştırılabilir.

Nötron yıldızlarımız güneşimiz gibi bir kitleye sahip olabilir, ancak yarıçapları 50 kilometreden azdır: genellikle 10-20. Bu nötronun çay kaşığı, Giza'daki büyük bir piramidin kütlesinin 900 katını aşıyor. Doğrudan bir nötron yıldızı gözlemediyseniz, her iki kutup görürüz, çünkü nötron yıldızı yerçekimi lens olarak çalışır, en güçlü yerçekimi sayesinde ışığı uzatıyor. Özel bir durum Nötron Yıldızı - Pulsar. Pulsars, saniyede 700 devir hızıyla dönebilir, yayan yanıp sönen radyasyon - buradan ve isimleri

Eta carinae - en çok biri büyük yıldızşu anda bulundu. Güneşimizden 100 kat daha ağırdır ve yaklaşık aynı yarıçapıdır. ETA Carinae, güneşten daha parlak bir şekilde parlayabilir. Genellikle bu hipermaşlı yıldızlar kısa bir süre sonra vardır, çünkü tam anlamıyla kendilerini yakarlar, bu yüzden Supernov olarak adlandırılırlar. Bilim adamları limitin kütle olduğuna inanıyor, güneşin kütlesinden 120 kat daha yüksek - hiçbir yıldız ağırlığında.

Star Tabancası - Hyperjigant, ETA Carinae'ye benzer, kendisini soğutma fırsatı yoktur. Yıldız o kadar sıcak ki, yerçekimi nedeniyle bütünsel biçimlerde zar zor tutulur.

Sonuç olarak, Star Pistol, "güneşli rüzgar" olarak adlandırılan (örneğin, yarattığı yüksek enerji parçacıkları) yer. Kuzey ışıkları). Güneşimizden 10 milyar kat daha güçlü. Büyük radyasyon düzeyleri nedeniyle, bu yıldız sisteminde bile olacağını varsaymak imkansızdır.

Bu konuda, sadece bulabilecek yıldızlarla ilgili en ilginç gerçekleri ortaya koydum. Umarım ilgilenmişsindir

Bize rütbe kullandı - bu Güneş. Ayrı bir sayfada ayrıntılı olarak açıklanmaktadır. Burada, genel olarak yıldızlar hakkında konuşacağız, yani geceleri görebileceğinizler de dahil olmak üzere.

Sun'ı ya anlatımdan hariç tutmayacağız, aksine, her zaman onunla diğer yıldızları karşılaştıracağız. Güneşe - 150.000.000 kilometre. Güneşin kendisi hariç, yıldızlar hariç en yakın olan 270.000 kat daha yakındır. Yıldızlarla ilgili birçok şeyin neden bilindiğine dair açıktır, günümüzün armatürlerimize teşekkür ederiz.

En yakın yıldızlardan gelen ışık, birkaç yaşındadır ve yıldızların kendileri en güçlü teleskoplarda puan olarak görülebilir. Bununla birlikte, o kadar değil: Yıldızlar küçük diskler şeklinde görülebilir, ancak bu teleskoplardaki bozulmalardan kaynaklanıyor ve artan değil. Sayısız yıldızlar. Kimse, kaç yıldızın tam olarak söyleyememesi, yıldızlar ne kadar fazla doğar ve ölür. Biri yalnızca yaklaşık 150.000.000.000.000 yıldızımızda ve evrende, bilinmeyen sayıda milyar galaksilerde, ancak gökyüzünde kaç yıldız görülebileceğini, ancak yaklaşık 4,5 bin kişi görülebileceğini beyan edebilir. Ayrıca, yıldızların parlaklığının belirli bir limitini belirleyerek, erişilebilirliğe yakın, onu neredeyse birimlere daha kesin olarak arayabilirsiniz. Parlak yıldızlar uzun sayılır ve kataloglarda listelenir. Yıldızın parlaklığı (ya da, parlamasının), astronomların uzun zamandır belirleyebileceği yıldız büyüklüğü ile karakterizedir. Peki yıldızlar nedir?

Yıldız - Sıcak gaz topları. Yıldızların yüzeyinin sıcaklığı farklıdır. Bazı yıldızlarda, 30.000 K ulaşabilir ve diğerleri sadece 3 000k var. Güneşimizin yaklaşık 6.000 K sıcaklığına sahip bir yüzeye sahiptir. Yüzey hakkında konuşan bir rezervasyon yapmak gerekir, sadece görünür yüzey anlamına gelir, çünkü gaz topunda sağlam bir yüzey olamaz.

Normal yıldızlar çok daha fazla gezegendir, ancak ana şey çok daha büyük. Evrende, gezegenlerin tipik boyutlarında tipik boyutlara sahip, ancak birçok kez kilo ile daha üstün olduğunu göreceğiz. Güneş, diğer tüm vücutlardan 750 kat masif Güneş Sistemi. Gezegenlerin, asteroitlerin ve kuyruklu yıldızların boyutu ve onlar hakkında daha fazla bilgi, güneş sistemine adanmış sayfalarda öğrenebilirsiniz. Yıldızlar, güneşten yüzlerce kez daha büyük ve aynı zamanda bu göstergede kendisine daha düşüktür. Bununla birlikte, yıldızların kitleleri çok daha mütevazı sınırlarda değişiyor - güneşin on ikinci kütlesinden kütlenin 100'e kadar. Belki daha zor var, ama bu kadar büyük yıldızlar çok nadir görülür. Yıldızların yoğunlukta çok farklı olduğu son dizeleri okuyarak tahmin etmek zor değildir. Bunların aralarında, kübik santimetre büyük bir yüklü okyanus gemisine ağır basar. Diğer yıldızların maddesi, yoğunluğunun, dünyasal laboratuvar koşullarında elde edilebilen en iyi vakumun yoğunluğundan daha az olduğundan daha fazla taburcu edilir. Gelecekte yıldızların boyutu, kitleleri ve yoğunluğu hakkında konuşmaya geri döneceğiz.

I. Newton'un, yıldızlararası ortamın yerçekimi kararsızlığı hakkındaki ilk gözlem talimatlarının ortaya çıkmasından önce, onları tamamen tamamen formüle ettiğini belirtti. I. Newton'un kanunu yayınladıktan sonra, arkadaşı, Rev. Richard Bentley, Ardından, Cambridge'deki Trinity College'ın başında, Newton'un Mektubu'nun eğitim yıldızlarının nedeni olamayacağını (bize göründüğü gibi) istedi. Sorunun böyle kesin bir ifadesi, R. Bentley ortak yazarın Newton tarafından ifade edilen yerçekimsel kararsızlık ilkesinin ortak yazarını yapar).

Güneş ve Şapeller gibi aynı sıcaklıktaki yıldızların boyutunu karşılaştırabileceğiniz için basit bir örnek olarak düşünün. Bu yıldızlar aynı spektrumlara, renk ve sıcaklığa sahiptir, Şapel'in parlaklığı güneşin parlaklığının 120 katıdır. Aynı sıcaklıkta olduğundan, yıldızların yüzeyinin parlaklık birimi de aynıdır, daha sonra kilinizin yüzeyi Sun 120 kez daha büyüktür ve çapın ve yarıçapı kök karesinde daha çok güneşdir. 120, bu yaklaşık 11 kat. Diğer yıldızların boyutunu belirlemek, radyasyon yasaları bilgisine izin verir.

Hubble-X nesnesi, NGC 6822 galaksideki yıldız oluşumunun en aktif alanlarından biri olan radyan gaz bulutudur. Bu alanın adı, bu özel galaksinin nesnelerinin kataloğundan alınır (X, Roma Dijital Nesne Tanımıdır. ). NGC 6822 galaksisi, sagittance takımyıldızında, dünyadan yaklaşık 1.630.000 ışıkyılı mesafedeki bir mesafede yer almaktadır ve Samanyolu'nun en yakın komşularından biridir. Hubble-X'teki yoğun gıcırdayan süreci sadece yaklaşık 4 milyon yıl önce başladı.

Yüzyılların aciliyeti, onu çevreleyen nesnelerin ve fenomenlerin adını vermeye çalıştı. Bu aynı zamanda cennet gövdeleri için de geçerlidir. İlk olarak, isimler en parlak, iyi görünür yıldızları, zamanla - ve diğerlerini aldı.

Bazı yıldızlar, takımyıldızda işgal ettikleri duruma göre isimleri aldı. Örneğin, Kuğu yıldız inkarının takımyıldızında (kelime "kuyruk" olarak çevrilir), hayali kuğu gövdesinin bu kısmında konuşlandırılmıştır. Bir örnek daha. Yıldız Omicron, Latince'den "şaşırtıcı" olarak çevrilen dünyayı aranan daha ünlüdür, Çin'in takımyıldızındadır. Dünyanın parlaklığını değiştirme yeteneğine sahiptir. Uzun süre boyunca, genellikle görüş alanından kaybolur, silahsız gözün gözlemini ifade eder. Yıldızın adı ve özgüllüğü ile açıklanmaktadır. Çoğunlukla yıldızlar antik çağdaki isimleri aldı, bu yüzden çoğu ismin latince, Yunanca ve daha sonra Arap kökleri olduğu gerçeğinde şaşırtıcı bir şey yok.

Yıldızların açılması, zamanla değişen görünür parlaklık, özel gösterime yol açtı. Sermaye Latin harfleri tarafından gösterilirler, ardından constelasyonun adını, ebeveynlik durumundaki ismi. Ancak, bazı takımyıldızlarda bulunan ilk değişken yıldız, A harfi ile gösterilmez. Geri sayım R harfinden gerçekleştirilir. Bir sonraki yıldız, S harfi ve benzeri harflerle gösterilir. Alfabenin tüm harfleri tükendiğinde, yeni bir daire başlar, yani Z'nin ardından bir daha kullanılır. Bu durumda, harfler, örneğin "RR" için iki katına çıkarabilir. "R Aslan", bunun aslanın takımyıldızındaki ilk açık yıldız değişkeni olduğu anlamına gelir.

Bir yıldız nasıl doğdu.

Yıldızlar, çoğunlukla iç gaz ve tozdan oluşan bulutun, kendi yerçekiminin etkisi altında sıkıştırıldığında ve sıkıştırıldığında yıldızlar doğar. Bu özel sürecin yıldızların oluşumuna yol açtığına inanılmaktadır. Optik teleskopları kullanarak, astronomlar bu bölgeleri görebilirler, parlak bir arka plan üzerinde karanlık noktalar gibi görünüyorlar. Onlar "devasa moleküler bulutlar" olarak adlandırılırlar, çünkü hidrojen bileşimlerine moleküller şeklinde dahil edilir. Bu kompleksler veya sistemler, top yıldız kapakları ile birlikte, galaksideki en büyük yapılardır, çapları bazen 1300 ışık yılına ulaşır.

Daha genç yıldızlar, "Yıldız Nüfusu I" olarak adlandırılırlar, eski yıldızların salgınlarının kalıntılarından oluşuyorlardı, "Yıldız Nüfusu II" olarak adlandırılırlar. Bir patlayıcı patlaması, en yakın Bulutsu'ya gelen ve sıkıştırmayı kışkırtan bir şok dalgasına neden olur.

Globus boca .

Böylece, Bulutsusu'nun bir kısmının sıkıştırılması meydana gelir. Aynı zamanda, yoğun koyu gaz nemli bulutların oluşumu, yoğun koyu gaz neminin oluşumuna başlar. Onlar "BOC Küre" denir. Yan - Hollanda kökenli Amerikan astronomu (1906-1983) - ilk tarif edilen globüller. Kütle Globul, güneşimizin kütlesinden yaklaşık 200 kat daha yüksektir.

Boca'nın gullarının kalınlaşmaya devam ettiği için, komşu bölgelerden gelen maddenin yerçekimi sayesinde kitlesini artar, kitlesi artar. Globülün iç kısmının dıştan daha hızlı yoğunlaştırılması nedeniyle, globule iyileşmeye ve dönmeye başlar. Birkaç yüz bin yıl sonra, sıkıştırmanın gerçekleştiği, protokol oluşturulur.

Protokolün evrimi.

Kütle'deki protokolün merkezine olan artış nedeniyle, gittikçe daha fazla önemlidir. Gazın içindeki sıkıştırmada serbest bırakılan enerji ısıya dönüştürülür. Protostarın basıncı, yoğunluğu ve sıcaklığı yükselir. Sıcaklıktaki artış nedeniyle, yıldız koyu kırmızı ışığı kızdırmaya başlar.

Protokol çok büyük boyutlara sahiptir ve termal enerji yüzeyin boyunca dağıtılmasına rağmen, hala nispeten soğuk kalır. Çekirdeğe, sıcaklık büyür ve birkaç milyon derece santigratlığa ulaşır. Protosalın rotasyonu ve yuvarlak şekli biraz değiştirilmiştir, daha da düz hale gelir. Bu süreç milyonlarca yıl sürer.

Yıldızın parlamasının neredeyse görünmemesi nedeniyle, hala karanlık bir toz bulutu ile çevrili oldukları için genç yıldızları görmek zor. Ancak özel kızılötesi teleskoplar kullanılarak düşünülebilirler. Protokolün sıcak çekirdeği, cazibe gücü büyük bir mukavemeti ile konuyla ilgili döner bir diskle çevrilidir. Çekirdek o kadar ısınıyor ki, konuyu dirençin minimum olduğu iki kutuptan atmaya başlar. Bu emisyonlar bir yıldızın bir ortamla karşılaştığında, hareketi yavaşlatırlar ve her iki tarafa da, "Herbian Haro Nesnesi" olarak bilinen bir kapak benzeri veya Arcoolent yapısı oluştururlar.

Yıldız veya gezegen?

Protosterin sıcaklığı birkaç bin dereceye kadar geliyor. Olayların daha da gelişmesi, bu gök bedeninin boyutlarına bağlıdır; Kütle küçükse ve güneşin kütlesinin% 10'undan azsa, nükleer reaksiyonların geçişi için hiçbir koşul olmadığı anlamına gelir. Böyle bir protokol gerçek bir yıldıza dönüşemeyecek.

Bilim adamları, sıkıştırıcı gök bedenini yıldızdaki dönüştürmek için, asgari kütlesi güneşimizin en az 0.08'i olmalıdır. Yoğunlaştırılmış, yoğuşmalı, daha küçük boyutların gaz içeren bulutu, yavaş yavaş serinleyecek ve geçiş bir nesneye dönüşür, yıldız ile gezegen arasında ortalama "kahverengi cüceler" olarak adlandırılır.

Gezegen Jüpiter, bir yıldız olmak için cennetsel bir nesnedir. Eğer daha fazla olsaydı, nükleer reaksiyonlar derinliklerine başladı ve bir çift yıldız sisteminin ortaya çıkışını bulacaktı.

Nükleer reaksiyonlar.

Protozoa'nın kütlesi büyükse, kendi yerçekimlerinin etkisi altında kalınlaşmaya devam ediyor. Çekirdekteki basınç ve sıcaklık artıyor, sıcaklık yavaş yavaş 10 milyon derece geliyor. Bu, hidrojen ve helyum atomlarını bağlamak için yeterlidir.

Sonraki "Etkinleştirildi" nükleer reaktör"Ölçüler ve sıradan bir yıldıza dönüşür. Sonra çevreleyen toz kabuğunu hızlandıran güçlü bir rüzgar var. Bundan sonra, ortaya çıkan yıldızdan ortaya çıkan ışığı görebilirsiniz. Bu aşamada "T-Tel Aşama" denir, 30 milyon yıl sürebilir. Yıldızı çevreleyen gaz ve toz kalıntılarından, gezegenlerin oluşumu.

Doğum yeni yıldız Şok dalgasına neden olabilir. Bulutsu'ya ulaşmış olan, yeni maddenin yoğunlaşmasını kışkırtı ve yıldızların süreci gaz vasatlı bulutlar ile devam edecek. Küçük yıldızlar zayıf ve soğuk, en büyük - sıcak ve aydınlıktır. Varlığının çoğu, yıldız denge aşamasında dengelidir.

Yıldızların özellikleri.

Gökyüzünü çıplak bir gözle bile gözlemleyerek, yıldızların bu özelliğini parlaklık olarak hemen not edebilirsiniz. Bazı yıldızlar çok parlak, diğerleri daha zayıf. İdeal görünürlük koşullarında özel cihazlar olmadan, yaklaşık 6000 yıldız düşünülebilir. Dürbün veya teleskop sayesinde yeteneklerimiz önemli ölçüde artar, Samanyolu'nun ve dış galaksilerin milyonlarca yıldızına hayran kalabiliriz.

Ptolemy ve Algaest.

Yıldızların kataloğunu çizme girişimi, parlaklık derecesi ilkesine dayanarak, BC II. Yüzyılda Nicea'dan Hiperch'in Ellinsky Astronomunu aldı. Birçok eseri arasında, STAR kataloğu, koordinatlar ve parlaklık ile sınıflandırılmış 850 yıldız açıklamasını içeren bir açıklamada ortaya çıktı. Hpanchu tarafından toplanan veriler ve bunun yanı sıra, prekizlik fenomenini açtı, işlendi ve alındı daha fazla gelişme II. Yüzyılda İskenderiye'den Claudia Ptolemy sayesinde. Reklam On üç kitaptaki temel OPU'lar "Algaest" yarattı. Ptolemy, zamanın tüm astronomik bilgisini topladı, onları sınıflandırdı ve uygun fiyatlı ve anlaşılabilir bir biçimde özetledi. Algaest'te, yıldız kataloğu girdi. Dört yüzyıl önce yapılan Hippark'ın gözlemlerine dayanıyordu. Ancak "Yıldız Kataloğu" Ptolemy, yaklaşık bin yıldız daha fazlasını içeriyordu.

Ptolemy kataloğu, binyılda neredeyse her yerde kullanılır. Yıldızları parlaklık derecesine göre altı sınıfa böldü: en parlak, birinci sınıfa, daha az parlak - ikinciye kadar atfedildi.

Altıncı sınıf, çıplak gözle zar zor ayırt edilen yıldızları içerir. "Göksel gövdelerinin parıltısının gücü" terimi kullanılır ve şu anda göksel gövdelerin parlaklığının ölçüsünü belirlemek için sadece Yıldızlar, ayrıca bulutsular, galaksiler ve diğerleri cennet fenomen.

Modern bilimde yıldızlı değer.

XIX yüzyılın ortasında. İngiliz Astronomer Norman Pogson, Hippark ve Ptolemy zamanlarından bu yana var olan parlaklık prensibindeki yıldızların sınıflandırılması yöntemini arttırdı. Pusson, iki sınıf arasındaki parlaklık açısından farkın 2,5 arasında olduğu kabul edildi. Pogon, birinci ve altıncı sınıfların yıldızları arasındaki farkın 100 AE olduğu için yeni bir ölçek tanıttı. Yani, ilk yıldız büyüklüğündeki yıldızların parlaklığının tutumu 100'dür. Bu oran 5 yıldız büyüklüğünün aralığına karşılık gelir.

Göreceli ve mutlak yıldız büyüklüğü.

Bir teleskopa monte edilmiş özel cihazlar kullanılarak ölçülen yıldız büyüklüğü, yıldızın yıldızının yerindeki bir gözlemciye ne kadar olduğunu gösterir. Işık, yıldızdan bize olan mesafenin üstesinden gelir ve buna göre, yıldız ne kadar zayıf olursa o kadar zayıf görünüyor. Yani, yıldız büyüklüğünü belirlerken, yıldızın mesafesini dikkate almak gerekir. Bu durumda, göreceli yıldızlı değerden bahsediyoruz. Mesafeye bağlıdır.

Yıldızlar çok parlak ve çok zayıf. Yıldızların parlaklığını karşılaştırmak için, mesafelerine bakılmaksızın, arazi fikri "mutlak yıldız değeri" kavramı tarafından tanıtıldı. Yıldızın parlamasını 10 ayrışmada belirli bir mesafede (10 pares \u003d 3.26 ışık yılı) karakterize eder. Mutlak yıldız büyüklüğünü belirlemek için yıldızın mesafesini bilmeniz gerekir.

Renkli yıldızlar.

Bir sonraki önemli yıldız karakteristiği onun rengidir. Yıldızları çıplak bir gözle bile göz önüne alındığında, hepsinin aynı olmadığı söylenebilir.

Mavi, sarı, turuncu, kırmızı yıldızlar var ve sadece beyaz değil. Yıldızların rengi, her şeyden önce bir sürü astronom söylüyor, yıldız yüzeyinin sıcaklığına bağlıdır. Kırmızı Yıldızlar en soğuk, sıcaklıkları S. Sarı Yıldızlar hakkında yaklaşık 2000-3000, Sunumuz gibi ortalama 5000-6000 sıcaklığa sahip, en sıcak - beyaz ve mavi yıldızlar, sıcaklıkları 50000-60000 ve daha yüksek.

Gizemli çizgiler.

Yıldızların ışığını prizma boyunca atlarsanız, sözde spektrumu alırız, çizgileri geçecek. Bu çizgiler, yıldızların yüzey katmanlarının kimyasal bileşimini belirleyebileceğinden yıldızın bir tür "tanımlama kartı" türüdür. Çizgiler çeşitli kimyasal elementlere aittir.

Yıldız spektrumundaki satırları, laboratuvar koşullarında yapılan hatlarla karşılaştırılması, hangi kimyasal elementlerin yıldızların bir parçası olduğunu belirleyebilirsiniz. Spektrumda, hidrojen ve helyum şebekeleri şebekedir, yıldızın kütlesini oluşturan bu unsurlardır. Ancak aynı zamanda bir grup metal - demir, kalsiyum, sodyum vb. Bir grup öğesidir. Güneşli parlak bir spektrumda, neredeyse hepsinin çizgileri görünür kimyasal elementler.

ChartersSprung-Reçel Tablosu.

Yıldızı karakterize eden parametreler arasında, en önemli iki şey var - bunlar sıcaklıklar ve mutlak bir yıldızdır. Sıcaklık göstergeleri yıldızın rengiyle yakından ilişkilidir ve mutlak yıldız değeri spektral bir sınıfla. Bu, yıldızların spektrumlarında çizgilerin yoğunluğundaki sınıflandırılmasını ifade eder. Şu anda kullanılmış sınıflandırmaya göre, spektrumlarına göre yıldızlar yedi ana spektral sınıfa ayrılır. Latin harfleri O, B, A, F, G, K, M. ile işaretlenmiştir. Bu sıradaki yıldızların sıcaklığının birkaç on binlerce derece Sınıf O ila 2000-3000 derecesine kadar düştüğü M tipi

Mutlak yıldız değeri, yani Mera Glitter, yıldız tarafından yayılan enerji miktarını gösterir. Teorik olarak, yıldızların mesafesini bilerek hesaplanabilir.

Olağanüstü fikir.

Yıldızın birbirlerine iki ana parametresine bağlama fikri, 1913'te iki bilim adamının başına geldi ve birbirlerinden bağımsız olarak gerçekleştirildi.

Hollanda Astronomu Einar Herzshprung ve Amerikan Astrofizik Henry Norris Resess hakkında konuşuyoruz. Bilim adamları birbirinden binlerce kilometrelik bir mesafede çalıştı. İki ana parametreyi birbirine bağladılar. Yatay eksen, dikey sıcaklığı yansıtır - mutlak bir yıldız. Sonuç olarak, iki astronomun isimlerini atanmış bir diyagram elde edildi - Herzshprung-Reçel Tablosu, ya da daha kolay, Diyagram Bay.

Yıldız kriteri.

Bay Diyagramın nasıl derlendiğini görelim. Her şeyden önce, bir yıldız kriteri seçmeniz gerekir. Bunun için bir yıldız uygundur, bilinen mesafe veya diğer - zaten hesaplanmış mutlak bir yıldız büyüklüğü ile.

Herhangi bir kaynağın parlaklığının, bir mum, bir ampul veya bir yıldız olup olmadığı, mesafeye bağlı olarak değişken olduğunu akılda tutulmalıdır. Matematiksel olarak eksprese edilir: "I", "D", kaynaktan "D" olarak "I" yoğunluğunun "D2" ile ters orantılıdır. Neredeyse bu, mesafe iki kez artarsa, parlaklığın yoğunluğunun dört kez azalması anlamına gelir.

Ardından, seçilen yıldızların sıcaklığını belirleyin. Bunun için onları tanımlamanız gerekir. spektral sınıf, renk ve sonra sıcaklığı belirler. Şu anda, spektral tip yerine, ona eşdeğer bir başka gösterge "Renk Endeksi" dir.

Bu iki parametre, abscissa'da soldan sağa düşen bir sıcaklığa sahip bir düzlemeye uygulanır. Mutlak parlaklık, kuruluşa sabitlenir, artış aşağıdan yukarı kaydedilir.

Ev dizisi.

Diyagramda, Bay Yıldızlar, çapraz çizginin boyunca bulunur, dibe uzanır ve sağa sola. Bu şeridin ana sıraya göre denir. Bileşimine dahil olan yıldızlar ana dizinin yıldız denir. Güneş bu gruba uygulanır. Bu, yaklaşık 5600 derecelik yüzey sıcaklığına sahip bir grup sarı yıldızdır. Ana dizinin yıldızları, varlıklarının en iyi "sessiz aşamasında". Nüklei atomlarının derinliklerinde karıştırılır, helyum oluşur. Ana sıranın aşaması, yıldızın varlığının% 90'ıdır. 100 Yıldız 90'ının tam olarak bu aşamada, sıcaklık ve parlaklığa bağlı olarak farklı pozisyonlardan dağıtılırlar.

Ana sekans "dar bir alan" dir, yıldızların içeride çeken cazibe kuvveti arasındaki dengeyi ve nükleer reaksiyonların bir sonucu olarak oluşturulan kuvveti koruyan, bölgenin dışına çekildiğini göstermektedir. . Güneşe benzer yıldız, 5600 dereceye eşit, +4.7 siparişinin mutlak bir yıldız büyüklüğüne sahip olmalıdır. Bu, Bay Diyagramı'ndan takip eder.

Kırmızı devler ve beyaz cüceler.

Kırmızı devler, ana dizinin dış tarafında bulunan sağdaki üst bölgede bulunur. Bu yıldızların karakteristik bir özelliği, çok düşük bir sıcaklıktadır (yaklaşık 3000 derece), ancak aynı zamanda aynı zamanda aynı sıcaklığa sahip ve ana dizide bulunan daha parlak yıldızlardır.

Doğal olarak, soru ortaya çıkıyor: Yıldız tarafından yayılan enerji sıcaklığa bağlı ise, aynı sıcaklığa sahip yıldızların neden farklı derecelerde parlaklık derecesine sahipse. Açıklama, yıldız miktarında aranmalıdır. Kırmızı devler daha parlak çünkü radyatif yüzeyleri ana diziden yıldızlarınkinden çok daha büyük.

Bu tür yıldızların "Giants" adını alması tesadüf değildir. Nitekim, çapları çapın 200 katını aşabilir, bu yıldızlar 300 milyon km'yi kaplayabilir ve bu da yerden güneşe olan mesafenin iki katı! Yıldızın etkisiyle ilgili pozisyonun yardımıyla, diğer yıldızların varlığında bazı noktaları açıklamaya çalışacağız - beyaz cüceler. Bay Diyagramın altındaki alt katta bulunurlar.

Beyaz cüceler - çok sıcak, ama hiç değil parlak yıldızlar. Ana dizinin büyük ve sıcak beyaz-mavi yıldızları ile aynı sıcaklıkta, beyaz cüceler boyutta daha küçüktür. Bunlar çok yoğun ve kompakt yıldızlar, güneşten 100 kat daha küçüktür, çapları dünyayla aynıdır. Yüksek yoğunluklu beyaz cücelerden oluşan parlak bir örnek getirebilirsin - onlardan bir kübik santimetre, bir tonun bir ton ağırlığında olmalı!

Top yıldız kümeleri.

Diyagramları çizerken Bay Sharov Yıldız kümeleri ve bunlar temelde onlardaki en eski yıldızlardır, ana diziyi belirlemek çok zordur. İzleri esas olarak en havalı yıldızların konsantre olduğu alt bölgede sabitlenir. Bunun nedeni, sıcak ve parlak yıldızların, varlıklarının kararlı evresini zaten geçtiği ve sağa doğru hareket ettikleri, kırmızı devlerin bölgesine ve ardından beyaz cüce bölgesinde geçirildiyse. İnsanlar hayatlarını izleyebiliyorlarsa, yıldızın tüm evrim aşamalarını, özelliklerini nasıl değiştirdiğini görebileceklerdi.

Örneğin, yıldız çekirdeğindeki hidrojen yanmayı durdurduğunda, yıldızların dış katmanındaki sıcaklık azalır, katmanın kendisi genişler. Yıldız ana sekans fazından çıkıyor ve grafiğin sağ tarafına başlar. Bu, öncelikle büyük yıldızlar tarafından uygulanır, en çarpıcı, daha hızlı gelişen bu türdür.

Zamanla yıldızlar ana diziden çıkıyor. Diyagram "dönüm noktası" - "döner nokta" kaydedilir, bunun için, kümelerin yıldızlarının yaşını oldukça doğru bir şekilde hesaplamak mümkündür. Grafik ne kadar yüksek olursa, "döner nokta", genç küme ve buna göre, Diyagramın alt kısmı, yıldız kümesinin yaşındaki yaşlısıdır.

Diyagram değeri.

HERZSHPRUNG-RESESSLLA Grafiği, varlıkları boyunca yıldızların evrimini öğrenmede muazzam yardım sağlar. Bu süre zarfında yıldızlar değişiyor, dönüşümler, bazı dönemlerde çok derin. Yıldızların kendi özelliklerinden farklı olmadığını, ancak bir kerede ya da diğeri olan aşamaların farklı olmadığını zaten biliyoruz.

Bu şemayı kullanarak, yıldızlara olan mesafeyi hesaplayabilirsiniz. Ana sıradaki herhangi bir yıldızı, önceden tanımlanmış sıcaklıkta, şemada tanıtımını görebilirsiniz.

Yıldızlara korkutucu.

Gökyüzüne çıplak bir gözle baktığımızda, yıldızlar, en parlak, hatta en parlak, bize bizden aynı mesafede yer alan mükemmel noktalarla görünüyor. Göksel kemer bize bir halı olarak yayıldı. Yıldız pozisyonunun sadece iki koordinatta (doğrudan tırmanma ve düşüş) olduğu gibi, üç boyutlu boşluk olmadıkları sanki üçte değil, üçte değil, üç boyutlu olmayan bir tesadüf değildir. Teleskopların yardımı ile, yıldızlarla ilgili tüm bilgileri, örneğin, Hubble uzay teleskopunun fotoğraflarıyla, yıldızların hangi mesafesine doğru bir şekilde belirleyemeyiz.

Uzay derinliği.

Evrenin üçüncü bir boyuta sahip olması - derinlikleri, - insanlar nispeten yakın zamanda öğrendi. Sadece erken xix. Yine, astronomik ekipman ve aletlerin iyileştirilmesi nedeniyle, bilim adamları bazı yıldızlara olan mesafeyi ölçebildi. İlki yıldız 61 kuğu oldu. Astronom F.V. Bessel, 10 ışık yılında bir mesafede olduğunu buldu. Bessel, "bir yıllık pararallarca" ölçülen ilk astronomlardan biriydi. Bugüne kadar "Bir yıllık paralaks" yöntemi, yıldızların mesafelerine olan mesafenin azalmasını sağlar. Bu saf bir geometrik yöntemdir - sadece açıyı ölçün ve sonucu hesaplayın.

Ancak yöntemin basitliği her zaman performansa karşılık gelmez. Yıldızların yüksek uzaklığı nedeniyle, köşeler çok küçük. Teleskoplar kullanılarak ölçülebilirler. Proxima Centauro'nun paralaks yıldızının köşesi, Alfa Centaurus'un üçlü sisteminin en yakın olanı, küçük (0.76 doğru bir seçenek), ancak böyle bir açıyla, bir onlarca bir mesafede yüz lirada bir bozuk para olarak kabul edilebilir. kilometre. Tabii ki, mesafe daha da var, açı daha az olur.

Kaçınılmaz yanlışlıklar.

Paralaks'ın belirlenmesi açısından hatalar oldukça mümkündür ve numarası bir nesne silerken sayısı artmaktadır. Modern teleskopların yardımı ile, açıları bininci bir doğrulukla ölçebilirsiniz, hatalar hala: 30 ışık yılı mesafesinde, yaklaşık% 7, 150 s. Yıllar -% 35 ve 350 SV. Yıllar -% 70'e kadar. Tabii ki, büyük yanlışlıklar işe yaramaz ölçüm yapar. "Paralaks Yöntemini" kullanarak, yaklaşık 100 ışık yılı alanında bulunan birkaç bin yıldızın mesafelerini başarıyla belirleyebilirsiniz. Ancak galaksimizde, çapı 100.000 ışık yılı olan 100 milyardan fazla yıldız var!

"Bir yıllık paralaks" yöntemi, örneğin "yaş paralallax" için birkaç seçenek vardır. Yöntem, güneşin ve tüm güneş sisteminin, 20km / s hızında, Herküllerin takımyıldızları yönünde hareketini göz önünde bulundurur. Bu hareketle, bilim adamları, paralaks'ın başarılı hesaplanması için gerekli veritabanını birleştirebilme yeteneğine sahiptir. On yıl boyunca, bilgi mümkün olduğundan 40 kat daha fazla elde edildi.

Ardından, trigonometrik hesaplamaları kullanarak, belirli bir yıldıza olan mesafe belirlenir.

Yıldızlı kümelere uzaklık.

Özellikle dağınık yıldız kümelerine olan mesafeyi hesaplamak daha kolaydır. Yıldızlar birbirlerinden nispeten yakındır, bu nedenle, bir yıldıza olan mesafeyi hesaplar, tüm yıldız kümesine olan mesafeyi belirleyebilirsiniz.

Ek olarak, bu durumda kullanabilirsiniz İstatistiksel yöntemleryanlışlık sayısını azaltmaya izin vermek. Örneğin, "yakınlaştırma noktaları" yöntemi, genellikle astronomlar tarafından kullanılır. Dağınık birikimin yıldızlarının uzun vadeli gözlemine sahip, ortak bir noktaya taşınan, ortak bir noktaya taşınması, bir yakınlık noktası olarak adlandırılması gerçeğine dayanmaktadır. Ölçme, açılar ve radyal hızlar (yani araziye yaklaşma ve çıkarma hızları), yıldız kümesine olan mesafeyi belirleyebilirsiniz. Bu yöntemi kullanırken, 1500 ışık yılındaki bir mesafede yanlışlıkların% 15'i mümkündür. Galaksimizdeki cennetteki cisimler için oldukça uygun olan 15.000 ışıkyılı mesafelerde kullanılır.

Ana. Sıra Uydurma. - Ana sırayı kurma.

Uzak yıldız kümelerine olan mesafeyi belirlemek için, örneğin, Pleiad, aşağıdaki gibi yapılabilir: Yapı diyagram Bay, dikey eksende, sıcaklığa bağlı olarak görünür yıldız büyüklüğünü (ve mutlak değil, mutlak değil), sıcaklığa bağlı olarak not edin.

Sonra ortaya çıkan resmi Sayın Maid Diyagramı ile karşılaştırmalısınız, ana diziler açısından birçok ortak özelliklere sahiptir. İki grafiği mümkün olduğunca yakın bir şekilde birleştirerek, ölçmek için gereken mesafeyi, yıldız kümesini, ana dizisini tanımlayabilirsiniz.

Sonra denklem kullanılmalıdır:

m-m \u003d 5log (d) -5, nerede

m - görünür yıldız miktarı;

M mutlak bir yıldız değeridir;

d - Mesafe.

İngilizce olarak, bu yöntemin "ana sıralama uyumu" olarak adlandırılır. NGC 2362, alfa perseri, III CEFHEA, NGC 6611 gibi böyle dağılmış yıldız kümeleri için kullanılabilir. Astronomlar, Constellation Perseus'ta ("H" ve "Chi" nin ünlü çift dağınık yıldız kümesine olan mesafeyi belirlemeye çalıştılar. ), birçok yıldızın bulunduğu yer. Ancak veriler çelişkili olduğu ortaya çıktı. Ana dizi uydurma yöntemini kullanarak 20.000-25.000 ışık yılına kadar mesafeyi belirlemek mümkündür, bu bizim galaksimizin beşte biridir.

Işığın ve mesafenin yoğunluğu.

Daha uzakta bir çeşit cennetsel beden var, Thedes zayıf görünüyor. Bu hüküm, "i" ışığın yoğunluğunun "D" karesine yerleştirilmiş mesafeyle ters orantılı olduğuna göre optik yasa ile tutarlıdır.

Örneğin, eğer herhangi bir galaksi 10 milyon ışıkyılda bir mesafedeyse, 20 milyon ışık yılında yer alan başka bir galaksi, ilke kıyasla dört kat daha küçük bir parlamaz. Yani, matematiksel bir bakış açısıyla, "I" ve "D" arasındaki bağlantı doğru ve ölçülebilir. Astrofizik diliyle konuşma, ışık yoğunluğu, herhangi bir göksel nesnenin yıldız büyüklüğü m'nin mutlak değeridir, bu da ölçülmesi gereken mesafe.

M-M-M \u003d 5LOG (D) -5 denklemini kullanma (Parlatıcı değişim üzerindeki yasayı yansıtıyor) ve m'nin her zaman bir fotometre kullanılarak belirlenebileceğini bilerek, "D" mesafesi ölçülür. Öyleyse, mutlak yıldız değerini, hesaplamaların yardımı ile, mesafeyi belirlemek zor değildir.

Absorpsiyonda.

Mesafe ölçüm yöntemleriyle ilişkili ana sorunlardan biri, ışık emiliminin sorunudur. Dünyaya giderken, ışık büyük mesafelerin üstesinden gelir, depo arası toz ve gazdan geçer. Buna göre, ışığın bir kısmı adsorbe edilir ve zeminde kurulan teleskoplar söz konusu olduğunda, zaten kuvvetli olmayan bir kuvvete sahiptir. Bilim adamları buna "yok olma", zayıflatma ışığını ararlar. Örneğin, bir dizi yöntem kullanırken neslinin tükenme miktarını hesaplamak çok önemlidir. Aynı zamanda, tam olarak mutlak yıldız değerleri bilinmelidir.

Galaksimiz için neslinin tükenmesini belirlemek kolaydır - sadece tozu ve Samanyolu gazını dikkate alınız. Nesneden gelen ışığın nesnesinden başka bir galaksiden tespit edilmesini belirlemek daha zordur. Galaksimizdeki yol boyunca neslinin tükenmesi için, bir diğerinden emilen ışıktan bazıları eklenmelidir.

Yıldızların evrimi.

Yıldızın iç ömrü, iki kuvvetin etkisiyle düzenlenir: yıldızın öne çıkan cazibe gücü, onu tutar ve çekirdeğin içinde meydana gelen nükleer reaksiyonlarla muaf tutulan güçler. Aksine, yıldızı uzun bir alana "itmek" dedi. Oluşum aşamasında, yoğun ve sıkıştırılmış bir yıldız, yerçekiminin güçlü etkisi altında. Sonuç olarak, ciddi ısıtma meydana gelir, sıcaklık 10-20 milyon derece ulaşır. Bu, hidrojenin helyum haline geldiği bir sonucu olarak nükleer reaksiyonları başlatmak için yeterlidir.

Sonra uzun süre boyunca, birbirlerini dengeleyen iki kuvvet, yıldız istikrarlı bir durumda. Nükleer yakıt yavaş yavaş geçtiğinde, yıldız istikrarsızlık aşamasına girer, iki kuvvet yapılandırır. Star için kritik bir an gelir, çeşitli faktörler yürürlüğe girer - sıcaklık, yoğunluk, kimyasal bileşim. İlk yer yıldızın kütlesi, ondan bu göksel vücudun geleceğinin, ya da yıldızın bir süpernova gibi ayrılacağını ya da beyaz cüce, nötron yıldızı veya kara delik.

Hidrojen kurutulur.

Sadece cennetsel organlar arasında çok büyük, yıldız haline gelir, daha küçük gezegen olur. Ayrıca orta kütle gövdesi vardır, gezegenlerin sınıfı ile ilgili ve nükleer reaksiyonları olan yıldızların özelliğini yapmak için çok küçük ve soğuktur.

Böylece yıldız, yıldızlararası gazdan oluşan bulutlardan oluşur. Zaten belirtildiği gibi, güzel uzun zamandır Yıldız dengeli bir durumda. Sonra istikrarsızlık süresi meydana gelir. Daha fazla kader Yıldızlar çeşitli faktörlere bağlıdır. Kütle, 0.1 ila 4 güneş kütlesi arasında değişen küçük bir boyutta varsayımsal bir yıldız düşünün. Küçük bir kitleye sahip yıldızların karakteristik bir özelliği, konveksiyonun eksikliğidir. iç katmanlar. Yıldızın bir parçası olan maddeler, büyük bir kitle ile yıldızlarda olduğu gibi karışmaz.

Bu, hidrojen çekirdeğe bittiklerinde, dış katmanlarda bu öğenin yeni stokları olmadığı anlamına gelir. Hidrojen, yanma, helyuma dönüşür. Çekirdeğin bir kısmı ısıtılır, yüzey katmanları kendi yapılarını denetler ve STAR, Bay Diyagramında görülebileceği gibi, yavaş yavaş ana sekansdan çıkıyor. Yeni aşamada, yıldızın içindeki maddenin yoğunluğu, "Dejenerates" çekirdeğinin bileşimi, sonuç olarak, özel bir kıvam görünür. Normal maddeden farklıdır.

Maddeyi değiştirme.

Faturium değiştirildiğinde, basınç sadece gazların yoğunluğuna bağlıdır ve sıcaklıkta değildir.

Herzshprung-Resevel grafiğinde, yıldız sağa kayar ve ardından kırmızı devlerin alanına yaklaşır. Boyutları önemli ölçüde artmaktadır ve bu nedenle dış katmanın sıcaklığı düşer. Kırmızı devin çapı yüzlerce milyon kilometreye ulaşabilir. Güneşimiz bu aşamaya girdiğinde, "yutar" ve cıva ve Venüs, ve eğer dünyayı yakalayamazsa, gezegenimizdeki yaşamın var olduğu bir ölçüde ısınır.

Yıldızın evrimi sırasında, çekirdeğinin sıcaklığı yükselir. İlk olarak, nükleer reaksiyonlar meydana gelir, daha sonra helyum eritme optimum sıcaklığı elde etmeye başlar. Bu olduğunda, çekirdeğin sıcaklığında ani bir artış, bir flaşa neden olur ve yıldız hızlı bir şekilde hareket eder sol parça Diyagramlar Bay Bu "helyum flaşı" olarak adlandırılır. Şu anda, çekirdeği içeren çekirdeği, çekirdeği çevreleyen kabuğun bir parçası olan hidrojen ile birlikte yanar. Bay Diyagramı'nda, bu aşama yatay çizginin sağa ilerlemesi ile sabitlenir.

Son evrimin aşamaları.

Bir hidrokarbon çekirdeğine bir helyum dönüşümü değiştirildiğinde değiştirilir. Karbon yanmaya başlayana kadar sıcaklığı yükselir. Yeni bir flaş var. Her durumda, yıldızın evriminin son aşamalarında, kütlesinin önemli bir kaybolması vardır. Yıldızın dış yıldızları büyük bir balon gibi patladığında, salgın boyunca yavaş yavaş veya keskin bir şekilde ortaya çıkabilir. İÇİNDE son durumda Planet bir bulutsu oluşturulur - küresel bir form kabuğu, dış alanda birkaç düzine veya hatta yüzlerce km / s hızında yayılır.

Yıldızın nihai kaderi, her şeyden sonra kalan kütleye bağlıdır. Tüm dönüşümler ve salgınlar sırasında, çok fazla madde atmış ve kütlesi 1.44 güneş kütlesini geçmez, yıldız beyaz cüceye dönüşür. Bu isim, Substramanyan Chandrasen'in Pakistan astrofiziğinin onuruna "CandraSen Sınırı" adıdır. Bu, çekirdeğe elektronların basıncı nedeniyle, bir felaket ucunun alınmayacağı bir yıldızın maksimum kütlesidir.

Yıldızın dış mekan katmanlarının salgınından sonra, yıldız kalır ve yüzey sıcaklığı çok yüksektir - yaklaşık 100.000 K. Yıldız, Bay Diyagramının sol kenarına hareket eder ve aşağı iner. Boyutları azaldıkça parlaklık azalır.

Yıldız yavaş yavaş beyaz cüce bölgesine geliyor. Bunlar küçük çaplı yıldızlardır, ancak çok yüksek yoğunluklu, bir buçuk milyon kat daha fazla su yoğunluğu ile ayırt edilir.

Beyaz cüce, yıldızın evriminin fişekleri olmadan son aşamasıdır. Yavaş yavaş soğuyor. Bilim adamları, beyaz cüce sonunun, herhangi bir durumda, evrenin varlığının başlangıcından itibaren, hiçbir şeyin başlangıcından itibaren, hiçbir beyaz cüce "termal ölümden" muzdarip olmadıklarına inanıyor.

Yıldız büyükse ve kitlesi güneşten daha fazlasıdır, bir süpernova gibi ayrılacaktır. Salgın sırasında, yıldız tamamen veya kısmen çökebilir. İlk durumda, artık yıldızlarla bir gaz bulutu kalacaktır. İkincisinde, en yüksek yoğunluğun göksel gövdesi kalır - bir nötron yıldızı veya kara delik.

Değişken yıldızlar.

Aristoteles kavramına göre, evrenin göksel organları sonsuz ve kalıcıdır. Ancak bu teori, XVII Yüzyıldaki görünümünde önemli değişiklikler yapmıştır. ilk dürbün. Aşağıdaki yüzyıllar boyunca yapılan gözlemler gerçeklikte, göksel organların görünen sabitliğinin gözlem için ekipman eksikliğinden veya kusurundan kaynaklandığını göstermiştir. Bilim adamları değişimin olduğu sonucuna varmıştır. genel özellik Her türlü yıldız. Evrim sırasında, yıldız, ana özellikleri - renk ve parlaklık - derin değişikliklerden geçtiği çeşitli aşamaları geçer. Yıldızın varlığı sırasında ortaya çıkarlar ve bunlar onlarca ya da yüz milyonlarca yıldır, bu nedenle bir kişi neler olup bittiğinin görgü tanığı olamaz. Oluşan değişikliklerin bazı sınıfları, kısa sürede, örneğin birkaç ay, gün veya günün bir kısmı için sabitlenmiştir. Yıldız değişikliğindeki değişiklikler, ışık akışları sonraki geceler için tekrar tekrar karıştırılabilir.

Ölçümler.

Aslında, bu sorun ilk bakışta göründüğü gibi çok basit değil. Ölçürken, atmosferik koşullar dikkate alınmalı ve bir gece için değişir ve bazen de önemli ölçüde değişmelidir. Bu bağlamda, yıldızların ışıkları üzerindeki veriler önemli ölçüde farklılık göstermektedir.

Işık akısındaki bu değişiklikleri ayırt edebilmek çok önemlidir ve doğrudan Yıldız parıltısı ile doğrudan ilişkiliyorlar, atmosferik koşulları değiştirerek açıklanırlar.

Bunu yapmak için, gözlenebilir yıldızın ışık akışlarını diğer yıldızlarla karşılaştırmanız önerilir - teleskopun görünür kılavuzları. Değişiklikler görünürse, yani. Atmosferik koşullardaki bir değişiklikle ilişkili, gözlenen tüm yıldızlara dokunuyorlar.

Koki sahnesindeki yıldızın durumu hakkında doğru verileri ilk adımdır. Daha sonra, olası parlaklık değişikliklerini kaydetmek için bir "Parlatıcı Eğrisi" oluşturmak gerekir. Yıldız büyüklüğünde bir değişiklik gösterecek.

Değişkenler veya değil.

Yıldız, yıldız büyüklüğü, değişkenler denir. Bazıları sadece belirgin şekilde değişebilir. Bunlar çoğunlukla çift sistemle ilgili yıldızlardır. Aynı zamanda, sistemin yörünge düzlemi, gözlemcinin ışını ile daha az veya daha az çakıştığında, iki yıldızdan birinin tamamen veya kısmen bir başkası tarafından tutulduğu ve daha az parlak olduğu görünebilir. Bu durumlarda, değişiklikler periyodiktir, tutulma yıldızlarının parlaklığındaki değişiklikler, çift yıldızların yörünge dönemi ile çakışan bir aralıkla tekrarlanır. Bu yıldızlara "tahmini değişkenler" denir.

Aşağıdaki yıldızların değişkeni sınıfı "iç değişkenler" dir. Bu yıldızların parlamasının salınımlarının genlikleri, örneğin yarıçap ve sıcaklıktan, yıldızın fiziksel parametrelerine bağlıdır. Uzun yıllardır, gökbilimciler yıldızların değişkenliğine yol açtı. Sadece galaksimizde 30.000 yıldızlı değişken kaydetti. İki gruba ayrıldılar. Birincisi "yıldızların erupik değişkenleri" içerir. Tek veya tekrarlayan salgınlarla karakterize edilirler. Yıldız büyüklükteki değişiklikler Epizodichna. "Erüktürel değişkenler" veya patlayıcı sınıfı, yeni ve süpernova da dahildir. İkinci grup tamamen gerisidir.

Cefeida.

Parıltılı, parıltısı kesinlikle periyodik olarak değişen değişken yıldızlar var. Bazı aralıklarda değişiklikler meydana gelir. Parlatıcı bir eğri yaparsanız, değişikliklerin düzenliliğini açıkça düzeltilirken, eğrinin formu maksimum ve minimum özellikleri fark edecektir. Maksimum ve minimum salınımlar arasındaki fark, iki özellik arasındaki geniş alanı belirler. Bu tür yıldızların yıldızları "değişken darbeye" aittir. Parlak eğride, yıldızın parlamasının azalmalardan daha hızlı olduğu sonucuna varılabilir.

Değişken yıldızlar sınıflara ayrılmıştır. Prototip yıldızı kriter için alınır, sınıfın adını verir. Cefeida örnek olarak getirilebilir. Bu isim Star Cefhea'dan geliyor. Bu en kolay kriterdir. Başka var - yıldızlar spektrumlara ayrılmıştır.

Değişken yıldızlar, farklı kriterlerde alt gruplara ayrılabilir.

Çift yıldızlar.

Göksel kemerin üzerindeki yıldızlar, tek organlar olarak kümeler, dernek biçiminde bulundu. Yıldız Kümeleri, yıldızlarla çok kalın ya da olmazlar.

Yıldızlar arasında daha yakın bağlar olabilir, astronomların çağrıldığı için çift sistemlerden bahsediyoruz. Bir çift yıldızla, tek başına evrim doğrudan ikinci etkiler.

Açılış.

Şu anda çift yıldızların keşfi, astronomik dürbün yardımı ile yapılan ilk keşiflerden biri olarak adlandırılırlar. Bu tür yıldızların ilk çifti, büyük bir ayıcın takımyıldızından Mitsar oldu. Açılış İtalyan Astronomu Riccholi yaptı. Evrendeki çok sayıda yıldız göz önüne alındığında, bilim adamları aralarındaki Mitsar'ın sadece çift sistem olmadığı ve haklıydı, yakında gözlem bu hipotez ile doğrulandı. 1804'te, 24 yıldır bilimsel gözlemlere adayan Astronomer tarafından bilinen William Herschel, yaklaşık 700 çift yıldızın bir tanımını içeren bir dizini yayınladı. Başlangıçta, bilim adamları, çift sistemin bileşenlerinin birbirleriyle fiziksel olarak bağlandığını tam olarak bilmiyorlardı.

Bazı parlak beyinler buna inanıyordu Çift yıldız Genel olarak bir yıldızlı bir derneği faaliyet göstermektedir, özellikle bir çift parlaklıkta bileşenlerle aynı değildi. Bu bağlamda, izlenim, yakın olmadıkları için yaratıldı. Vücudun gerçek konumunu netleştirmek için yıldızların paralept yer değiştirmelerini ölçmek gerekiyordu. Bu, Herschel ile meşguldü. En büyük sürprize kadar, bir yıldızın ölçüm sırasında diğerine doğru yer değiştirmesi beklenmedik bir sonuç verdi. Herschel, 6 aylık bir süre ile simetrik salınımlar yerine, her yıldızın karmaşık elipsoid yolunu takip ettiğini fark etti. Göksel mekaniğin yasalarına uygun olarak, bir eliptik yörünge boyunca çekimin gücüyle ilişkili iki beden. Herschel'in gözlemleri, çift yıldızların fiziksel olarak bağlı olduğu tezi doğruladı, yani kuvvetler.

Çift yıldızların sınıflandırılması.

Üç ana çift yıldız sınıfı ayırt edilir: görsel-çift, çift fotometrik ve spektral çift. Bu sınıflandırma, sınıftaki iç farklılıkları tam olarak yansıtmaz, ancak yıldız derneği hakkında bir fikir verir.

Görsel-çift yıldızların dualitesi, taşınırken teleskop için açıkça görülebilir. Halen yaklaşık 70.000 görsel çiftler tanımlanır, ancak bunların sadece% 1'i doğru bir şekilde tanımlanmıştır.

Böyle bir rakam (% 1) şaşırmamalıdır. Gerçek şu ki, yüzyıllar olmadıkça yörünge sürelerinin birkaç yıl olabileceğidir. Ve yörüngede bir yol inşa etmek - çok sayıda özenli iş, farklı gözlemevlerinden çok sayıda hesaplama ve gözlem gerektiriyor. Çok sık, bilim adamları sadece yörünge hareketi, yolun geri kalanını, mevcut verileri kullanarak tümdengelimli yöntemi geri yüklerler. Sistemin yörüngesel düzleminin bakış açısına eğilebileceği akılda tutulmalıdır. Bu durumda, yeniden oluşturulmuş yörünge (görünür) gerçek olandan önemli ölçüde farklılık gösterecektir.

Gerçek yörünge tanımlanırsa, dolaşım dönemi ve iki yıldız arasındaki açısal mesafe bilinmektedir, üçüncü kapların yasasını uygulayarak, sistemin kütle bileşenlerinin toplamını belirleyebilir. Çift yıldızların bize uzaklığı da bilinmelidir.

Çift fotometrik yıldızlar.

Bu yıldız sisteminin dualitesinde, yalnızca periyodik parlaklık dalgalanmalarında yargılanabilir. Taşınırken, bu tür yıldızlar dönüşümlü olarak birbirlerini engeller. Ayrıca "detaylı çift yıldızlar" olarak da adlandırılırlar. Bu yıldızlar yörüngelerin düzlemi, görüş huzmesinin yönüne yakındır. Daha büyük alan, daha belirgin bir parıltı, bir tutulma işgal eder. Çift fotometrik yıldızların parlak eğrisini analiz ederseniz, orbital düzlemin eğimini belirleyebilirsiniz.

Parlak eğriyi kullanarak, sistemin yörüngesel dönemini belirleyebilirsiniz. Örneğin, iki tutulma sabitliyse, parlatıcı eğrisi iki düşüşe (minimum) olacaktır. Parlaklık eğrisinde ardışık üç düşüşün yörünge süresine karşılık geldiği süre.

Çift fotometrik yıldızların dönemleri, görsel-çift yıldızların periyodlarından çok daha kısadır ve birkaç saat veya birkaç gündür.

Spektral çift yıldızlar.

Spektroskopi kullanarak, Doppler etkisi nedeniyle spektral çizgilerin bölünmesini fark edebilirsiniz. Bileşenlerden biri zayıf bir yıldız ise, yalnızca tek çizginin pozisyonlarının periyodik olarak salınımı gözlenir. Bu yöntem, çift yıldızın bileşenlerinin birbirine çok yakın olduğu durumlarda kullanılır ve görsel-dual yıldız olarak bir teleskop kullanılarak tanımlanması zordur. Spektroskop ve Doppler etkisinin belirlediği çift yıldızlar, spektral çift olarak adlandırılır. Tüm çift yıldızlar spektral değildir. Çift yıldızların iki bileşeni verilebilir ve radyal yöne yaklaşabilir.

Gözlemler, çift yıldızların çoğunlukla galaksimizde bulunduğunu göstermektedir. Çift ve tek yıldızların yüzdesi oranını belirlemek zordur. Çıkarma yönteminde ve tüm yıldız popülasyonunun tümü tanımlanmış çift yıldız sayısını çıkarmak için hareket ederseniz, azınlık teşkil ettikleri sonucuna varılabilir. Bu sonuç hatalı olabilir. Astronomide, "seçimin etkisi" kavramı var. Yıldızların dualitesini belirlemek için, ana özelliklerini belirlemek gerekir. Bunun için ihtiyacın olan İyi ekipman. Bazen çift yıldızları tanımlamak zordur. Örneğin, görsel-dual yıldızlar her zaman gözlemciye daha yüksek bir mesafede görülemez. Bazen bileşenler arasındaki açısal mesafe teleskop tarafından sabitlenmez. Fotometrik ve spektral çift yıldızları düzeltmek için, parlamaları, ışık akımının modülasyonunu toplayacak kadar güçlü olmalı ve spektral çizgilerdeki dalga boyunu iyice ölçmek için yeterince güçlü olmalıdır.

Araştırma için tüm parametrelerde uygun yıldız sayısı o kadar büyük değil. Teorik gelişmelere göre, çift yıldızların Yıldız nüfusunun% 30 ila% 70'ine kadar uzanması varsayılabilir.

Yeni yıldızlar.

Değişkenler patlayıcı yıldızlar, beyaz cücelerden ve ana dizinin yıldızları, güneş gibi, kırmızı bir dev gibidir. Her iki yıldız da birkaç saatlik bir frekansla dar bir yörüngeyi izler. Birbirlerine yakınlar ve bu nedenle yakından etkileşime girer ve muhteşem olaylara neden olurlar.

XIX yüzyılın ortasından, bilim adamları değişken patlayıcı yıldızların optik şeridini düzeltti. mor renk Belli bir zamanda, bu fenomen parlaklık eğrisinde zirvelerin varlığıyla çakışıyor. Bu prensibe göre, yıldızlar birkaç gruba ayrıldı.

Klasik yeni yıldızlar.

Klasik yeni yıldızlar, optik salgınlarının yinelenen bir doğaya sahip olmadığı için patlayıcı değişkenlerinden farklıdır. Parlaklıklarının eğrisinin genliği açıktır ve maksimum noktaya yükseliş önemli ölçüde daha hızlı gerçekleşir. Genellikle birkaç saat içinde maksimum parlamaya ulaşırlar, bu süre zarfında yeni bir yıldız, yaklaşık 12'ye eşit bir yıldız büyüklüğü kazanır, yani ışık akışı 60.000 adet artar.

Daha yavaş kaldırma işlemini maksimuma çıkarın, parlaklıkta daha az belirgin şekilde değişir. Yeni yıldız kısa bir süre sonra "maksimum" konumda kaldı, genellikle bu süre birkaç günden birkaç aya kadar zaman alır. Sonra parlaklık, önce hızlı bir şekilde azalmaya başlar, ardından normal seviyeye yavaşlayın. Bu fazın süresi farklı koşullara bağlıdır, ancak süresi en az birkaç yıldır.

Yeni klasik yıldızlarda, tüm bu fenomenlerin, beyaz cücenin yüzey katmanlarında meydana gelen kontrolsüz termonükleer reaksiyonlar eşlik eder, yıldızın ikinci bileşeninden "ödünç alınmış" hidrojen var. Yeni yıldızlar her zaman çift, bileşenlerden biri mutlaka beyaz cücelerdir. Yıldız bileşenlerinin kütlesi beyaz cüceye aktığında, hidrojen katmanı sırasıyla daralma ve ısıtılmaya başlar, sıcaklık yükselir, helyum ısıtılır. Bütün bunlar hızlı, çarpıcı bir şekilde olur, sonuç bir flaştır. Yayılan yüzey artar, yıldızın parlaması parlak hale gelir, parlamalı eğriye bir sıçrama sabitlenir.

Salgının aktif aşamasında, yeni yıldız maksimum parlamaya ulaşır. Maksimum mutlak yıldız değeri yaklaşık -6 ila -9'dur. Yeni Yıldızlar Bu rakam daha yavaş, değişken patlayıcı yıldızlarda daha hızlı elde edilir.

Yeni yıldızlar diğer galaksilerde var. Ancak gözlemlediğimiz şey sadece görünür yıldız miktarıdır, mutlakın belirlenmesi imkansızdır, çünkü dünyaya tam mesafeler bilinmiyor. Her ne kadar, prensip olarak, yeni bir yeni yıldıza maksimum yakınlığındaysa, bilinen mesafe olan, yeni bir yeni yıldızı olan mutlak yıldız büyüklüğünü öğrenebilirsiniz. Maksimum mutlak değer denklem ile hesaplanır:

M \u003d -10.9 + 2.3log (t).

t, yeni bir yıldızın parlak eğrisinin 3 yıldız büyüklüğüne düştüğü zamandır.

Cüce yeni yıldızlar ve tekrarlayan yenileri.

Yeni yıldızların en yakın akrabaları cüce yeni yıldızlar, prototipleri "U ikizleri" dir. Optik salgınları, yeni yıldızların yanıp sönmelerine neredeyse benzerdir, ancak parıltı eğrilerinde farklılıklar vardır: genlikleri daha azdır. Farklılıklar kaydedilir ve salgınların tekrarlanabilirliğinde - yeni cüce yıldızlarda düzenli olarak daha az ya da daha az olurlar. 120 gün içinde her zaman ortalama olarak, ama bazen birkaç yılda. Yeniden optik salgınlar birkaç saat ila birkaç gün arasında sürer, daha sonra birkaç hafta parıldadı azalır ve nihayet düzenli bir seviyeye ulaşır.

Mevcut fark, optik salgını uyandıran çeşitli fiziksel mekanizmalarla açıklanabilir. "U ikizler" de, salgınlar, beyaz cücelerdeki maddenin faiz oranındaki ani bir değişim nedeniyle ortaya çıkar - artışı. Sonuç olarak, büyük bir enerji emisyonu var. Eclipse aşamasındaki cüce yeni yıldızlar için gözlemler, yani beyaz cüce ve çevreleyen disk, STAR - sistem bileşeni tarafından kapatıldığında, tam olarak beyaz cüce olduğu, diskinin bir ışık olduğu belirtildiğinden emin olun. kaynak.

Yeni yıldızların yinelenmesi, klasik yeni ve cüce yeni yıldızlar arasındaki ortalama arasındadır. Adından aşağıdaki gibi, optik salgınları düzenli olarak tekrarlanır, bu da bunları yeni cüce yıldızlara ilişkindir, ancak birkaç on yılda olur. Salgın sırasında parlaklık geliştirmek daha belirgindir ve yaklaşık 8 yıldızlı miktardır, bu özellik onları klasik yeni yıldızlara getirir.

Dağınık yıldız kümeleri.

Dağınık yıldız kümeleri kolay bulur. Onlar Galaktik Kümeler denir. Çoğu silahsız gözle görülebilen birkaç on ila birkaç bin yıldızdan oluşan oluşumlardan bahsediyoruz. Yıldız kümeleri, gözlemciden önce gökyüzünün bir bölümü olarak görünür, yıldızlar tarafından yoğun bir şekilde dilate. Kural olarak, yıldız konsantrasyonunun bu alanları gökyüzünde iyi fark edilir, ancak bu olur ve kümenin neredeyse ayırt edilemez olması oldukça nadirdir. Gökyüzünün gökyüzünün bir yıldız kümesi olup olmadığını belirlemek için, sadece birbirlerine yakından yerleştirilmiş yıldızlarla ilgili konuşma, hareketlerini incelemeli ve dünyaya olan mesafeyi belirlemelidir. Yıldızlar, kümelerin bileşenleri, tek yönde hareket eder. Ek olarak, birbirlerinden uzak olmayan yıldızlar güneş sisteminden aynı mesafede bulunursa, elbette, cazibe güçleri tarafından birbirine bağlanır ve dağınık birikim oluştururlar.

Yıldız kümelerinin sınıflandırılması.

Bu yıldızların uzunluğu 6 ila 30 ışık yılı arasında değişir, ortalama uzunluk yaklaşık on iki ışık yılıdır. Yıldız kümelerinin içinde, yıldızlar konsantre kaotik, sistematik değildir. Birikimin açıkça belirgin bir formu yoktur. Yıldız kümelerini sınıflandırırken, açısal boyutlar dikkate alınmalıdır, yaklaşık toplam yıldız sayısının, kümedeki konsantrasyonlarının derecesi ve parlaklıktaki farklılık gösterir.

1930'da, Amerikan Astronom Robert Springpler, kümeleri aşağıdaki parametrelerde sınıflandırmayı önerdi. Tüm kümeler, Yıldız Konsantrasyonu ilkesi üzerine dört sınıfa ayrıldı ve i iv'den iv. Dört sınıfın her biri parlatıcı yıldızların homojenliği için üç alt sınıfa ayrılır. İlk alt sınıf, yıldızların yaklaşık bir dereceye kadar parlaklığa sahip olduğu kümeleri, üçüncüye, bu konuda anlamlı bir farklılık gösteriyor. Sonra bir Amerikan astronomu, birikimde yer alan yıldız sayısına göre yıldız kümelerinin üç kategorisi kategorisi sundu. "P" ilk kategorisi, 50'den az yıldız olan sistemleri içerir. İkinci "M", 50 ila 100 yıldız olan bir kümedir. Üçüncüsü - 100'den fazla yıldıza sahip. Örneğin, bu sınıflandırmaya uygun olarak, katalogda "i 3P" olarak belirlenen Star Cluster, 50 yıldızdan az bir sistemdir, yoğun bir şekilde gökyüzünde yoğunlaşmış ve sahip olan bir sistemdir. değişen dereceler parlak.

Yıldızların homojenliği.

Hiçbirsiz Yıldız Kümesine ait tüm yıldızlar var karakterli - homojenlik. Bu, aynı gaz bulutundan oluşturdukları ve ilk varoluşun aynı kimyasal bileşime sahip olduğu anlamına gelir. Ek olarak, hepsinin bir anda göründüğü bir varsayım var, yani aynı yaşa sahip. Aralarında var olan farklılıklar, farklı gelişmelerin ilerlemesiyle açıklanabilir ve bu, kuruluşundan bu yana yıldızın kütlesi tarafından belirlenir. Binbaşı yıldızların küçük yıldızlarla karşılaştırıldığında daha az bir varlığa sahip olduğu bilinen bilim adamlarıdır. Büyük daha hızlı gelişir. Temel olarak, dağınık yıldız kümeleri, nispeten genç yıldızlardan oluşan cennetsel sistemlerdir. Bu tür bir yıldız kümeleri, ağırlıklı olarak Samanyolu'nun spiral dallarında konuşlandırılır. Son zamanlarda, yıldızların aktif bölgelerinde bulunan sitelerdi. İstisnalar, Kümeler NGC 2244, NGC 2264 ve NGC6530, yaşları birkaç on milyon yıla eşittir. Bu yıldızlar için kısa bir süredir.

Yaş ve kimyasal bileşim.

Dağınık Yıldız Kümelerinin yıldızları cazibe gücü ile birbirine bağlanmaktadır. Ancak bu bağlantının yeterince güçlü olmaması nedeniyle, dağınık kümeler bozulabilir. Bu uzun zamandır olur. Duyma işlemi, kümenin yakınında bulunan tek yıldızların yerçekiminin etkisi ile ilişkilidir.

Dağınık yıldız kümelerinin bileşimindeki eski yıldızlar pratik olarak no. İstisnalar olmasına rağmen. Her şeyden önce, bu, yıldızlar arasındaki bağlantının çok daha güçlü olduğu ana kümeleri ifade eder. Buna göre, bu tür sistemlerin yaşı daha büyüktür. Bunların arasında NGC 6791'e dikkat çekilebilir. Bu yıldız birikiminin bileşimi yaklaşık 10.000 yıldız, yaşı yaklaşık 10 milyar yıldır. Büyük yıldız kümelerinin yörüngeleri onları alır. uzun bir süre Zaman galaksinin uçağından uzak. Buna göre, yıldız kümelenmesinin dağılmasına neden olabilecek büyük moleküler bulutlarla tanışmak için daha az fırsatları vardır.

Dağınık yıldız kümelerinin yıldızları, güneş ve galaktik diskin diğer yıldızları olan kimyasal bileşimlere benzer. Kimyasal bileşimdeki fark, galaksinin merkezinden uzaklığa bağlıdır. Merkezden uzakta, yıldız kümesi bulunur, içerdiği metal grubun daha az elemanları içerir. Kimyasal bileşim aynı zamanda yıldız kümesinin yaşına da bağlıdır. Bu, tek yıldızlar için geçerlidir.

Top yıldız kümeleri.

Top yıldız kümeleri, yüz binlerce yıldızı numaralandırıyor, çok sıradışı görünüm: Küresel bir forma sahipler ve yıldızlar, güçlü teleskopların yardımı ile bile, tek nesneler arasında ayrım yapmak mümkün olmasın, bu kadar sıkıca konsantre edilmektedir. Merkeze güçlü bir yıldız konsantrasyonu var.

Top kümelerinin çalışmaları, yıldızların evrimini, galaksilerin oluşum sürecini incelemesi, galaksimizin yapısını ve evrenin yaşının belirlenmesi açısından astrofizikte önemlidir.

Samanyolu şekli.

Bilim adamları, topuz birikimlerinin galaksimizin oluşumunun ilk aşamasında oluşturulduğunu buldular - protoglactik gaz küresel bir formu vardı. Sıkıştırma tamamlanıncaya kadar yerçekimi etkileşimi sırasında, diskin oluşumuna yol açan, madde, gaz ve tozun pıhtılaşması dışındaydı. Onlardan yıldız kümelerinin toplarının oluştuğu yerlerdendi. Ve disk görünmeden önce kuruldu ve orada kaldılar. Galaksinin uçağının daha sonra bulunduğu küresel bir yapıya sahipler, halo. Bu nedenle, top kümelerinin simetrik olarak konuşlandırılması budur. Samanyolu.

Top kümelerinin bulunduğu sorununun yanı sıra, onlardan güneşe olan mesafenin ölçülmesinin yanı sıra, galaksimizin uzunluğunu merkeze belirlemesine izin verildi - 30.000 ışık yılı.

Menşe zamanında yıldız kümelerinin topları çok eski. Yaşları 10-20 milyar yıldır. Evrenin en önemli unsurunu temsil eder ve şüphesiz, bu oluşumların bilgisi, evrenin fenomenini açıklamada önemli bir yardıma sahip olacaktır. Bilim insanlarına göre, bu yıldız kümelerinin yaşı, galaksimizin yaşı ile aynıdır ve tüm galaksiler aynı anda oluşturduğundan, evrenin yaşının belirlenebileceği anlamına gelir. Bunun için, top yıldızlarının yaşı, galaksilerin oluşumundan önce evrenin görünümünden eklenmelidir. Top yıldızlarının yaşı ile karşılaştırıldığında, çok küçük bir zamandır.

Top kümelerinin çekirdeğinin içinde.

Bu tür kümelerin merkezi bölgeleri için, yüksek derecede yıldız konsantrasyonu, komşu bölgelerden yaklaşık bin kat daha fazlasıdır. Son on yılda, top yıldızlarının çekirdeklerini ya da daha doğrusu, merkezde olan göksel nesneleri göz önünde bulundurmak mümkün oldu. Çekirdeğe dahil edilen yıldızların dinamiklerini inceleme alanında, cazibe kuvvetleri ile ilgili göksel organların sistemleri hakkında bilgi edinme açısından büyük önem taşımaktadır - Star Kümeleri bu kategoriye aittir. Bilgisayarda gözlemleyerek veya veri işleme yaparak kümelerin yıldızlar arasındaki etkileşimi inceleme şartları.

yüzünden yüksek derece Yıldızların konsantrasyonları en gerçek çarpışmalarda meydana gelir, örneğin, yıldız kendi özelliklerine sahip olan yıldızlar oluşturulur. Çift sistemler görünebilir, bu iki yıldızın çarpışmasının imha edilmesine yol açtığında, ancak yerçekimi nedeniyle karşılıklı keder.

Ball yıldızların ailesi Clusses.

Galaksimizin birikimlerinin top yıldızları homojen olmayan bir eğitimdir. Galaksi ve kimyasal bileşimin merkezinden çıkarma ilkesi üzerine dört dinamik aile vardır. Bazı top kümeleri, bir grup metal, diğerleri - daha az kimyasal elemanları vardır. Metal derecesi, göksel nesnelerin oluşturulduğu yüsürlüklü ortamın kimyasal bileşimine bağlıdır. Daha az sayıda metal olan top kümeleri daha eskidir, Galo Galaxy'de bulunurlar. Metalin daha büyük bileşimi, daha genç yıldızların karakteristiğidir, süpernova salgınlarından kaynaklanan metaller tarafından zaten zenginleştirilmiş ortamdan oluşmuşlardır, - bu ailene galaktik bir diskte bulunan "disk kümeleri" bulunur.

Halo'da, "Halo'nun Yıldız Kümeleri" ve "Halo'nun dış kısmının yıldız kümeleri" bulunmaktadır. Ayrıca, galaksinin merkezine olan mesafe olan "Halo'nun periferik kısmının yıldız kümeleri" de en büyüğüdür.

Çevrenin etkisi.

Yıldız Kümeleri, bir firma olarak sınıflandırma uğruna olmayan ailelere incelenir ve ayrılır. Sınıflandırma, ortamın çevresindeki yıldız kümelerinin evrimi üzerindeki etkisinin çalışmasında büyük bir rol oynar. Bu durumda, galaksimizden bahsediyoruz.

Kuşkusuz, yıldız birikiminin galaksi diskinin yerçekimi alanının büyük bir etkisi var. Top kümelerinin top yıldızları, eliptik yörüngelerdeki galaktik merkezin etrafında hareket eder ve periyodik olarak galaksi diskini geçer. Bu 100 milyon yıldan fazla olur.

Galaktik düzlemden kaynaklanan yerçekimi alanı ve gelgit çıkıntıları, yavaş yavaş çürüymeye başladığı yıldız kümesinde çok yoğun davranıyor. Bilim adamları, şu anda galakside konuşlandırılan bazı eski yıldızların top yıldızların bir parçası olduğuna inanıyorlar. Şimdi zaten çöktüler. Yaklaşık 5 yıldızlı küme bir milyar yıldır ayrıştığına inanılıyor. Bu, galaktik ortamın top yıldızların dinamik evrimi üzerindeki etkisinin bir örneğidir.

Galaktik diskin Yıldız birikiminde yerçekimi etkisinin etkisi altında, birikimin uzunluğundaki bir değişiklik meydana gelir. Kümenin merkezinden uzakta bulunan yıldızlar hakkında konuşuyoruz. daha fazla Galaktik bir diskin çekiciliğinin gücü ve çok yıldızlı birikimin kendisi değil. Yıldızların bir "buharlaşma" var, birikimin boyutu azalır.

Supernovae yıldızları.

Yıldızlar da doğar, büyür ve ölüyorlar. Sonları yavaş ve kademeli veya keskin ve felaket olabilir. Bir salgının varlığını sonlandıran çok büyük boyutların yıldızlarının karakteristiğidir, bunlar süpernova yıldızlarıdır.

Süpernova yıldızlarının açılması.

Yüzyıllar boyunca, süpernovaların özü bilim adamları tarafından bilinmemektedir, ancak gözlemler bitkin zamandan yapılmıştır. Birçok süpernova yıldızı çok parlak, çıplak bir gözle ve bazen de gün boyunca görülebilirler. Bu yıldızların ilk bahsetmeleri 185'te antik kroniklerde ortaya çıktı. Reklam. Daha sonra, düzenli olarak gözlendi ve tüm verileri titizlikle düzeltildi. Örneğin, Mahkeme İmparatorların Astronomersu Antik Çin Açık süpernova'ların çoğu uzun yıllar kayıtlı.

Bunlar arasında, 1054 reklamda yanıp sönen bir süpernova kaydedilmelidir. Takımyıldızda Toros. Bu süpernovanın geri kalanı, karakteristik form nedeniyle "Yengeç Bulutsusu" olarak adlandırılır. Supernova yıldızlarının sistematik gözlemleri Batı gökbilimcileri geç kalmaya başladı. Sadece XVI yüzyılın sonunda. Bilimsel belgelerde onlar hakkında bahsediler. Avrupa astronomlarının süpernovae kuvvetlerinin ilk gözlemleri 1575 ve 1604'e aittir. 1885'te Galaxy Andromeda'daki ilk Supernova yıldızı açıldı. Baroness Berta de Primanitskaya tarafından yaptı.

XX yüzyılın 20'li yıllarından beri. Buluş sayesinde, PhotoPlastin AÇILIŞ SUPERNOVAA'yı birbiri ardına takip eder. Halen binlerce kişiye açıklar. SupernoVae, gökyüzünün büyük bir sabrı ve kalıcı bir şekilde gözlemlenmesini gerektirir. Yıldız sadece çok parlak olmamalıdır, davranışı sıradışı ve öngörülemez olmalıdır. Supernovae'nin arkasındaki "Hunters" çok değil, ondan fazla astronom, 20'den fazla süpernova, hayatında açıldı. Bu kadar ilginç bir sınıflandırmada Palm Şampiyonası Fred Zvika'ya aittir - 1936'dan beri 123 yıldız belirledi.

Supernovae yıldızları nedir?

Supernovae - aniden yanıp sönen yıldızlar. Bu flaş, büyük ebatlarda yıldızların evriminin sonu, felaket bir olaydır. Salgınlar sırasında, radyasyon gücü, yaşam boyunca yayılan enerjiyle karşılaştırılabilir olan 1051 ERG'ye ulaşır. Çift ve tek yıldızlarda salgınlara neden olan mekanizmalar farklıdır.

İlk durumda, flaş, çift sistemdeki ikinci yıldızın beyaz cüceler olduğu şartıyla ortaya çıkar. Beyaz cüceler nispeten küçük yıldızlardır, kütleleri güneşin kütlesine karşılık gelir " hayat yolu»Gezegenin büyüklüğüne sahipler. Beyaz cüce, çifti ile yerçekimi planında etkileşime girer, maddeyi yüzey katmanlarından "çalıyor". "Ödünç alınan" madde ısıtılır, nükleer reaksiyonlar başlar, bir flaş meydana gelir.

İkinci durumda, yıldızın kendisini yanıp söner, bu, derinliklerinde termonükleer reaksiyonlar için daha fazla koşul olmadığında olur. Bu aşamada yerçekimi hüküm sürüyor ve yıldız hızlı tempoyu küçültmeye başlar. Keskin ısıtma nedeniyle, kontrol edilemeyen nükleer reaksiyonlar yıldız çekirdeğinde gerçekleşmeye başlar, enerji bir flaş olarak serbest bırakılır, yıldızın yıkılmasına neden olur.

Salgından sonra, gaz bulutu kalır, uzaya yayılır. "Süpernova artıkları" dır - patlayan yıldızın yüzey katmanlarından ne kalır. Supernova artıklarının morfolojisi farklıdır ve Star - "ajansları" ve karakteristik iç özelliklerinden bir flaşın bulunduğu koşullara bağlıdır. Bulutun yayılması, yıldızlararası gazla etkileşimle ilişkili olan farklı yönlerde farklı gerçekleşir, bulutun şeklini binlerce yıldır önemli ölçüde değiştirebilir.

Supernovae'nin özelliği.

Supernova, yıldızların erüktürel değişkenlerinin bir varyasyonudur. Tüm değişkenler gibi, süpernova yıldızları parlak bir eğri ve kolayca tanınabilir işaretlerle karakterize edilir. Her şeyden önce, süpernova, parlaklıkta hızlı bir artışla karakterize edilir, maksimum ulaşana kadar birkaç gün sürer, bu süre yaklaşık on gündür. Ardından, parlaklık düşmeye başlar - ilk sistematik olmayan, sonra sırayla. Parlatıcı eğriyi incelemek, salgının dinamiklerini izleyebilir ve evrimi keşfedebilirsiniz. Parlaklığın bir kısmı, artışın başlangıcından maksimumun başından itibaren flaş salgına karşılık gelir, sonraki iniş, gaz kabuğunun yayılması ve soğutulması anlamına gelir.

Beyaz cüceler.

Yıldız Hayvanat Bahçesi'nde, büyüklük, renk ve parlaklıkta farklı bir yıldız seti var. Aralarında özellikle etkileyici "ölü" yıldızlar, iç yapıları sıradan yıldızların yapısından önemli ölçüde farklıdır. Ölü yıldızların kategorileri, büyük boyutlarda, beyaz cüceler, nötron yıldızların ve kara deliklerin yıldızlarını içerir. Bu yıldızların yüksek yoğunluğu nedeniyle, "kriz" olarak sınıflandırılırlar.

Açılış.

Başlangıçta, beyaz cücelerin özü tam bir bilmecedi, sadece geleneksel yıldızlara kıyasla yüksek yoğunluklu oldukları biliniyordu.

İlk açık ve okulu beyaz cüce Sirius B, birkaç Sirius - çok parlak bir yıldızdı. Keapler'ın üçüncü yasasını uygulamak, astronomlar Sirius B: 0.75-0.95 güneş kütlesinin kütlesini hesapladı. Öte yandan, parlaması güneşliden anlamlı derecede düşüktü. Star Brilliance, yarıçapın karesiyle ilişkilidir. Rakamları analiz ettikten sonra, astronomlar Sirius'un büyüklüğünün küçük olduğu sonucuna varmışlardır. 1914'te, Sirius B'nin yıldız spektrumu sıcaklık ile belirlendi. Sıcaklığı ve parıltıyı bilmek, yarıçapı hesapladılar - 18.800 kilometre.

İlk çalışmalar.

Elde edilen sonuç, yeni bir yıldız sınıfının açılışını işaret etti. 1925'te Adams, Sirius B spektrumundaki bazı radyasyon hatlarının dalga boyunu ölçtü ve daha fazla olduğundan daha fazla olduğunu belirledi. Kırmızı yer değiştirme, Einstein Open Einstein olaylarından birkaç yıl önce, bir kaç yıl önce görelilik teorisinin çerçevesine uyar. Görelilik teorisini kullanarak, Adams yıldızın yarıçapını hesaplayabildi. Sirius B'ye benzer iki daha fazla açtıktan sonra Yıldız Arthur Eddington, evrende birçok yıldız olduğu sonucuna varıldı.

Dolayısıyla, cücelerin varlığı kuruldu, ancak doğaları hala bir gizem kaldı. Özellikle, bilim adamları, güneşli kitlenin böyle küçük bir vücuda nasıl sığabileceğini anlamadılar. Eddington, "Böyle yüksek yoğunluklu bir gazın özelliklerini kaybeder" sonucuna varır. Büyük olasılıkla, beyaz cüceler dejenere gazdan oluşur. "

Beyaz cücelerin özü.

Ağustos 1926'da Enrico Fermi ve Paul Dirac, çok yüksek yoğunluklu koşullar altında gaz durumunu tanımlayan teoriyi geliştirdi. Bunu kullanmak, aynı yılda Fowler, beyaz cücelerin sabit yapısının bir açıklamasını buldu. Onun görüşünde, yüksek yoğunluklu, beyaz cüce bağırsaklarındaki gaz dajenere durumundadır ve gaz basıncı neredeyse sıcaklıktan bağımsızdır. Beyaz cücenin stabilitesi, gazın gücünün cücenin basıncına karşı olduğu gerçeğiyle korunur. Beyaz cücelerin incelenmesi Hint fizikçi chandrayekar'a devam etti.

1931'de yayınlanan çalışmalarından birinde, o yapar. Önemli açılış - Beyaz cücelerin kütlesi belirli bir sınırı geçemez, bunlarla ilişkili kimyasal bileşim. Bu limit, güneş kütlesinin 1.4'üdür ve bilim adamının onuruna "canderekar limiti" olarak adlandırılır.

CM3'te neredeyse ton!

Adından aşağıdaki gibi, beyaz cüceler küçük boyutlu yıldızlardır. Kütleleri güneşin kütlesine eşit olsa bile, hala bir kara türünün gezegeni gibi göründükleri hala boyuttadır. Yarıçapları güneşin yarıçapından yaklaşık 6000 km - 1/100. Beyaz cücelerin kütlesini ve boyutları göz önüne alındığında, sadece bir sonuç çıkarabilirsiniz - yoğunluğu çok yüksektir. Beyaz cücelerin kübik santimetresi, neredeyse tarlalarda toprak standartlarında ağırlığındadır.

Böyle bir yoğunluk, yıldızların yerçekimi alanının çok güçlü olduğu gerçeğine yol açar - güneşin yaklaşık 100 katı ve aynı kütle ile.

Temel özellikleri.

Her ne kadar nükleer reaksiyonlar artık beyaz cüceler çekirdeğinde gerçekleşmese de, sıcaklığı çok yüksektir. Isı yıldızın yüzeyine acele eder ve daha sonra dış alanda dağıtılır. Yıldızların kendileri görünmez hale gelinceye kadar yavaşça soğutulur. "Genç" beyaz cücelerin yüzey sıcaklığı yaklaşık 20.000-30000 derecedir. Beyaz cüceler sadece değil beyaz renk, Bağırılar var. Yüksek yüzey sıcaklığına rağmen, küçük boyut nedeniyle, parlaklık düşük, mutlak yıldız değeri 12-16 olabilir. Beyaz cüceler çok yavaş soğutulur, bu yüzden onları bu kadar büyük miktarlarda görüyoruz. Bilim adamları ana özelliklerini inceleme fırsatına sahiptir. Beyaz cüceler, Bay Diyagramına dahil edilir, ana dizinin altında küçük bir yer kaplarlar.

Nötron yıldızlar ve pulsarlar.

"Pulsar" adı, "Pulsing Star" - "Pulsing Star" in İngilizce kombinasyonundan geliyor. Pulsarların karakteristik bir özelliği, diğer yıldızların aksine, sabit radyasyon değil, normal darbeli radyo emisyonu değildir. Darbeler çok hızlı, bir darbenin süresi, en çok, birkaç saniye arasında binlerce saniye saniyeden geçer. Eşit olmayan farklı pulsarların dürtü ve dönemlerinin şekli. Radyo emisyonunun katı periyodikliği nedeniyle, pulsarlar kozmik kronometerler olarak görülebilir. Zamanla, dönemler 10-14 s / s'ye düşer. Her saniye, dönem 10-14 saniye değişir, yani yaklaşık 3 milyon yıl azalır.

Düzenli sinyaller.

Pulsarların açılış tarihi oldukça ilginçtir. İlk PSR 1919 + 21 pulsar 1967'de Belle ve Anthony'de Cambridge Üniversitesi'nden hewish olarak kaydedildi. Bell, genç fizikçi, onlar tarafından öne sürülen tezleri doğrulamak için radyo astronomisi alanında araştırma yaptı. Birdenbire, galaktik düzleme yakın bir bölgede orta şiddette bir radyo sinyalini keşfetti. Gürdinlik, sinyalin kesildiği - ortadan kayboldu ve yine 1.377 saniyede düzenli aralıklarla gerçekleşti. Bell koşusunun açılış hakkında bilgi vermek için profesörlüğüne gittiği söyleniyor, ancak ikincisi, zeminden radyo sinyali ile ilgili olduğuna inanmak, dikkatini vermedi.

Bununla birlikte, sinyal dünyevi radyoaktiviteye bakılmaksızın kendisini tezahür etmeye devam etti. Bu, görünüşünün kaynağının henüz kurulmadığını belirtti. Açılışa ilişkin veriler yayınlandığı anda yayınlandı, sayısız varsayım, sinyallerin hayaletten gittiğini ortaya çıkardı. dünya dışı medeniyeti. Ancak, bilim adamları, Alien dünyalarının yardımı olmadan pulsarların özünü anlayabildiler.

Pulsarların özü.

İlk önce, pek çok pulsarlar açıldı. Gökbilimciler, bu göksel organların dürtü radyasyonunun kaynaklarına ait olduğu sonucuna varmıştır. Evrenin en çok sayıda nesnesi yıldızlardır, bu nedenle bilim adamları bu göksel organların yıldızların sınıfıyla ilgili olabileceğine karar verdiler.

Yıldızın ekseni etrafındaki hızlı hareketi büyük olasılıkla dalgalanmaların nedenidir. Bilim adamları dönemleri ölçtü ve bu göksel organların özünü belirlemeye çalıştı. Vücut bir miktar maksimum hızdan daha büyük bir hızda dönerse, etkinin altında parçalanır. santrifüj kuvvetleri. Bu nedenle, dönme süresinin minimum değeri olmalıdır.

Yapılan hesaplamalardan, yıldızın bir saniyenin binde biri ile ölçülen bir süre ile döndürmek olması gerektiği, yoğunluğu, atom çekirdeğinde olduğu gibi yaklaşık 1014 g / cm3 olmalıdır. Netlik için, böyle bir örnek getirmek mümkündür - Everest'e eşit bir kitle, hacimde bir şeker parçası.

Nötron yıldızları.

Otuzlulardan, bilim adamları gökyüzünde benzer bir şey olduğunu varsaydılar. Nötron yıldızları çok küçük, süper hassas göksel gövdelerdir. Kütleleri, yaklaşık 10 km'lik bir yarıçapta konsantre olan güneşin 1.5 kitlesine eşittir.

Nötron yıldızları esas olarak nötronlar - protonlarla birlikte atomun çekirdeğini oluşturan elektrik yükünden yoksun parçacıklardan oluşur. Yıldızın derinliklerinde yüksek sıcaklık nedeniyle, madde iyonize edilir, elektronlar çekirdeklerden ayrı olarak bulunur. Böyle yüksek bir yoğunluklu, tüm çekirdekler nötrontlarına ve protonlarına parçalanır. Nötron yıldızları, büyük bir kitle yıldızının evrimi sonucudur. Thermonuclear enerji tükenme kaynaklarından sonra derinliklerinde, bir süpernova olarak keskin bir şekilde patlar. Yıldızın dış yıldızları uzaya sıfırlanır, çekimsel bir çöküş çekirdeğinde gerçekleşirken, bir sıcak nötron yıldızı oluşur. Çöküş işlemi bir saniyenin kesirini alır. Çöküş sonucunda, pulsar için tipik olan bir saniyede binlerce saniyelik periyotlarla çok hızlı bir şekilde dönmeye başlar.

Razzasyon radyasyonu.

Nötron yıldızında, yani, yani termonükleer reaksiyon kaynakları yoktur. Etkin değiller. Dalgaların radyasyonu yıldızların bağırsaklarından değil, dıştan, yıldızın yüzeyini çevreleyen bölgelerden.

Nötron yıldızlarının manyetik alanı çok güçlü, milyonlarca kez güneşin manyetik alanından daha büyük, boşluğu durdurur, bir manyetosfer yaratır.

Nötron yıldızı, elektronların ve positronların manyetosferinde yayar, ışık hızına yakın bir hızda döner. Manyetik alan, bu temel parçacıkların hareketini etkiler, spiral yörüngeyi takiben, güç hatları boyunca hareket ederler. Böylece, kinetik enerji tarafından elektromanyetik radyasyon biçiminde serbest bırakılırlar.

Dönme dönemi dönemi dönme enerjisinin azalmasından dolayı artar. Eski pulsarlarda, nabız süresi daha uzundur. Bu arada, her zaman nabız süresi kesinlikle periyodik değildir. Bazen keskin bir şekilde yavaşlatır, "Glitches" adını giyen fenomenlerle ilişkilidir - bu "microSwitters" nın bir sonucudur.

KARA DELİKLER.

Göksel kemerin görüntüsü, göksel gövdelerin çeşitliliğini ve renklerini etkiler. Sadece evrende değil: herhangi bir renk ve boyutun yıldızları, spiral galaksilerin, sıradışı formların netülasyonu ve renk hammeleri. Ancak bu "Boşluk Hayvanat Bahçesi" de "kopyalar" var, özel ilgi gösteriyor. Bunlar, onları gözlemlemek zor olduğu için daha gizemli gök cisimleridir. Ek olarak, doğaları tam olarak netleştirilmemiştir. Bunlar arasında özel bir yer "kara deliklere" aittir.

Hareket hızı.

Günlük konuşmada, "kara delik" ifadesi, bir şeyin başarısız olduğu bir şey anlamına gelir ve gelecekte ona ne olduğunu hiç kimse bilmez. Gerçekte kara delikler nelerdir? Bunu anlamak için, tarihte iki yüzyıl öncesine geri döneceğiz. XVIII Yüzyılda Fransız Matematik Pierre Simon de Laplace, bu terimi ilk kez yerçekimi teorisini okurken tanıttı. Bildiğiniz gibi, belirli bir kütleye sahip herhangi bir beden, örneğin bir yerçekimi alanına sahiptir, çevresindeki gövdeleri çeker.

Bu yüzden takdir edilen en iyi eşya yere düşer. Eğer ileri çıkacak olan aynı konu ise, bir süredir dünyanın cazibesi için üstesinden gelecek ve biraz uzaklaşacak. Gerekli minimum hız "hareket hızı" olarak adlandırılır, 11 km / s. Hareket hızı, bir yerçekimi alanı yaratan gök gövdesinin yoğunluğuna bağlıdır. Ne kadar yoğunlukta, daha fazla hız olmalıdır. Buna göre, varsayımı iki yüzyıl önceydi, Laplace, evrende, hareketlerinin hızının, 300.000 km / s'dir olduğu ışık hızını aştığı kadar yüksek bir yoğunluğa sahip olan cisimler olduğunu ortaya koyabilirsiniz.

Bu durumda, ışık bile böyle bir vücudun cazibe gücü verebilir. Benzer bir beden ışık yayılamadı ve bu konuda görünmez kalacaktı. Resimde siyah bir delik olarak sunabiliriz - siyah. Kuşkusuz, Laplas tarafından formüle edilmiş teori, bir zaman baskısı taşımaz ve çok basit görünmüyor. Bununla birlikte, Laplace sırasında, bir kuantum teorisi henüz formüle edilmedi ve kavramsal bir bakış açısıyla, bir malzeme gövdesi olarak ışığın dikkate alınması saçmalık gibi görünüyordu. XX yüzyılın başında görünüm ve gelişme ile kuantum mekaniği Bazı koşullardaki ışığın maddi radyasyon gibi davrandığı biliniyordu.

Bu hüküm, 1915'te yayınlanan Albert Einstein'ın göreliliği teorisi ve 1916'da Alman fiziği Karl Schwarzshild'in eserlerinde, matematiksel tabanı kara delikler teorisi altında yönetti. Işık ayrıca cazibe yönünün etkisine de tabi olabilir. İki yüzyıl önce Laplas, fizik gelişimi açısından bilim olarak çok önemli bir soruna dokundu.

Kara delikler nasıl görünüyor?

Phenomena, 1967 yılında Amerikan Astrofizik John Willer nedeniyle "kara delikler" adından bahsediyoruz. Kütlesinin, güneş kütlelerinin beşinin üzerinde olan büyük yıldızların evriminin nihai sonucudur. Tüm nükleer yakıt rezervi tükendiğinde ve reaksiyon artık gerçekleşmiyorsa, yıldızın ölümü gelir. Sonra, kaderi kütlesine bağlıdır.

Yıldız kütlesi güneşin kütlesinden daha azsa, dışarı çıkana kadar küçülmeye devam ediyor. Kütle önemli ise, yıldızlar patlar, o zaman bir süpernova hakkında konuşuyoruz. Yıldız izlerinin arkasında bırakır, - Çekirdeğinde yerçekimi çöküşü gerçekleştiğinde, tüm kütle, çok yüksek yoğunluklu olan kompakt boyutlarda topa gidiyor - atomun çekirdeğinden 10.000 kat daha fazla.

Göreceli etkiler.

Bilim adamları için, kara delikler, teorik fizik açısından çeşitli hipotezler üzerinde deneylere izin veren muhteşem bir doğal laboratuvardır. Einstein'ın göreliliği teorisine göre, fizik yasaları yerel çekim alanını etkiler. Prensip olarak, farklı yoğunluğun yerçekimi alanlarının yanında zaman farklı şekillerde akar.

Ek olarak, kara delik sadece bir süredir, aynı zamanda çevredeki alanda da yapısını etkileyerek etkiler. Görelilik teorisine göre, siyah bir delik gibi, bu kadar güçlü bir gök gövdesinden kaynaklanan güçlü bir yerçekimi alanının varlığı, çevredeki alanın yapısını bozar ve geometrik verileri değiştirilir. Bunun anlamı kara delik İki nokta bağlayan kısa bir mesafe düz bir çizgi değil, bir eğri olmayacaktır.