Ինչու են որոշ աստղեր ավելի պայծառ թվում, քան մյուսները: Տասը ամենապայծառ աստղերը երկնքում Աստղեր ամենապայծառ պայթյուններով

Տեսանելի պայծառություն

Գիշերը նայիր դեպի երկինք: Ամենայն հավանականությամբ, դուք կտեսնեք մեկ տասնյակ կամ կես շատ պայծառ աստղեր (կախված սեզոնից և ձեր գտնվելու վայրից Երկրի վրա), մի քանի տասնյակ աստղեր ավելի մշուշոտ են, և շատ, շատերը լիովին մռայլ են:

Աստղերի պայծառությունը նրանց ամենահին հատկանիշն է, որը նկատել է մարդը։ Նույնիսկ հին ժամանակներում մարդիկ աստղերի պայծառության չափիչ են հորինել՝ «մագնիտուդ»։ Չնայած այն կոչվում է «մագնիտուդ», սակայն խոսքը, իհարկե, ոչ թե աստղերի չափերի մասին է, այլ միայն աչքի համար նրանց ընկալվող պայծառության: Որոշ պայծառ աստղերի հատկացվել է առաջին մեծությունը: Աստղեր, որոնք որոշ չափով ավելի թույլ էին թվում՝ երկրորդը: Աստղեր, որոնք նույն մագնիտուդով ավելի մռայլ էին, քան նախորդները՝ երրորդը: և այլն:

Նշենք, որ որքան պայծառ է աստղը, այնքան փոքր է մեծությունը: Առաջին մեծության աստղերը հեռու են երկնքի ամենապայծառից: Պետք էր մուտքագրել զրոյական և նույնիսկ բացասական մեծություններ։ Հնարավոր են նաև կոտորակային մեծություններ։ Ամենամութ աստղերը, որ տեսնում է մարդու աչքը, վեցերորդ մեծության աստղերն են: Հեռադիտակի միջոցով դուք կարող եք տեսնել մինչև յոթերորդը, սիրողական աստղադիտակում՝ մինչև տասներորդը կամ տասներկուերորդը, իսկ ժամանակակից Hubble ուղեծրային աստղադիտակը ավարտում է մինչև երեսուներորդը:

Ահա մեր ծանոթ աստղերի աստղային մեծությունները՝ Սիրիուս (-1,5), Ալֆա Կենտավրոս (-0,3), Բետելգեյզ 0,3 (միջինում, քանի որ այն փոփոխական է)։ Մեծ արջի հայտնի աստղերը երկրորդ մեծության աստղեր են։ Վեներայի աստղային մեծությունը կարող է հասնել (-4,5) - լավ, շատ պայծառ կետ, եթե բախտ վիճակվի տեսնել, Յուպիտերը՝ մինչև (-2,9):

Ահա թե ինչպես են աստղերի պայծառությունը չափում դարեր շարունակ՝ աչքով՝ համեմատելով աստղերը հղման աստղերի հետ։ Բայց հետո հայտնվեցին անաչառ գործիքներ, և հետաքրքիր փաստ... Որքա՞ն է աստղի ակնհայտ պայծառությունը: Այն կարող է սահմանվել որպես այս աստղի լույսի (ֆոտոնների) քանակությունը, որը միաժամանակ մտնում է մեր աչքը: Այսպիսով, պարզվեց, որ մեծության սանդղակը լոգարիթմական է (ինչպես բոլոր սանդղակները, որոնք հիմնված են զգայարանների ընկալման վրա): Այսինքն՝ մեկ աստղային մեծության պայծառության տարբերությունը ֆոտոնների թվի տարբերությունն է երկուսուկես անգամ։ Համեմատեք, օրինակ, երաժշտական ​​սանդղակի հետ, նույն բանն է՝ մեկ օկտավայի ձայնի բարձրության տարբերությունը կրկնակի հաճախականության տարբերություն է։

Աստղերի մեծությամբ ակնհայտ պայծառության չափումը դեռ օգտագործվում է տեսողական դիտարկումներում, մեծության արժեքները մուտքագրվում են բոլոր աստղագիտական ​​տեղեկատու գրքերում: Հարմար է, օրինակ, աստղերի պայծառությունն արագ գնահատելու և համեմատելու համար։

Ռադիացիոն հզորություն

Աստղերի պայծառությունը, որը մենք տեսնում ենք մեր աչքերով, կախված է ոչ միայն բուն աստղի պարամետրերից, այլև աստղից հեռավորությունից: Օրինակ՝ փոքրիկ, բայց մոտիկ Սիրիուսը մեզ ավելի պայծառ է թվում, քան հեռավոր գերհսկա Բեթելգեյզը:

Աստղերն ուսումնասիրելու համար, իհարկե, անհրաժեշտ է համեմատել հեռավորությունից կախված պայծառությունը։ (Դրանք կարող են հաշվարկվել՝ իմանալով աստղի ակնհայտ պայծառությունը, նրան հեռավորությունը և տվյալ ուղղությամբ լույսի կլանման գնահատականը):

Սկզբում որպես այդպիսի չափիչ օգտագործվեց աստղային բացարձակ մեծությունը՝ աստղային տեսական մեծությունը, որը կունենա աստղը, եթե այն տեղադրվեր 10 պարսեկ (32 լուսային տարի) ստանդարտ հեռավորության վրա։ Բայց, այնուամենայնիվ, աստղաֆիզիկական հաշվարկների համար այս արժեքը անհարմար է` հիմնված սուբյեկտիվ ընկալման վրա: Պարզվեց, որ շատ ավելի հարմար է չափել ոչ թե տեսական ակնհայտ պայծառությունը, այլ աստղի իրական ճառագայթման հզորությունը։ Այս արժեքը կոչվում է լուսավորություն և չափվում է Արեգակի լուսավորությամբ, Արեգակի պայծառությունը վերցվում է որպես միավոր։

Հղման համար՝ Արեգակի պայծառությունը 3,846 * 10 է վտ-ի քսանվեցերորդ հզորությանը:

Հայտնի աստղերի պայծառության շրջանակը հսկայական է՝ արեգակի հազարերորդականից (և նույնիսկ միլիոներորդականից) մինչև հինգից վեց միլիոն:

Մեզ հայտնի աստղերի պայծառությունները՝ Բեթելգեյզ՝ 65,000 արև, Սիրիուս՝ 25 արև, Ալֆա Կենտավրի Ա՝ 1,5 արև, Ալֆա Կենտավրի Բ՝ 0,5 արև, Պրոքսիմա Կենտավրի՝ 0,00006 արև։

Բայց քանի որ պայծառության մասին խոսելն անցանք ճառագայթային հզորության մասին խոսելուն, պետք է նկատի ունենալ, որ մի բանն ամենևին էլ միանշանակորեն կապված չէ մյուսի հետ։ Բանն այն է, որ տեսանելի պայծառությունը չափվում է միայն տեսանելի տիրույթում, և աստղերը հեռարձակվում են ոչ միայն դրանում: Մենք գիտենք, որ մեր արևը ոչ միայն փայլում է (տեսանելի լույսով), այլև տաքացնում է (ինֆրակարմիր ճառագայթում) և առաջացնում է արևայրուք (ուլտրամանուշակագույն ճառագայթում), իսկ ավելի դաժան ճառագայթումը թակարդում է մթնոլորտը: Արեգակի վրա առավելագույն ճառագայթումը ընկնում է տեսանելի տիրույթի ուղիղ մեջտեղում, ինչը զարմանալի չէ. Նույն պատճառով, Արեգակն ամբողջովին սպիտակ է թվում անօդ տարածության մեջ: Սակայն ավելի սառը աստղերում առավելագույն ճառագայթումը տեղափոխվում է կարմիր կամ նույնիսկ ինֆրակարմիր շրջան: Կան շատ զով աստղեր, ինչպիսիք են R Dorado-ն, որոնց ճառագայթման մեծ մասը գտնվում է ինֆրակարմիր ճառագայթում: Ավելի տաք աստղերում, ընդհակառակը, առավելագույն ճառագայթումը տեղափոխվում է կապույտ, մանուշակագույն կամ նույնիսկ ուլտրամանուշակագույն շրջան: Տեսանելի ճառագայթումից նման աստղերի ճառագայթման հզորության գնահատումն էլ ավելի սխալ կլինի։

Հետևաբար, օգտագործվում է աստղի «բոլոմետրիկ պայծառություն» հասկացությունը, այսինքն. ներառյալ ճառագայթումը բոլոր տիրույթներում: Բոլոմետրիկ պայծառությունը, ինչպես պարզ է վերը նշվածից, կարող է զգալիորեն տարբերվել սովորականից (տեսանելի միջակայքում): Օրինակ՝ Բեթելգեյզի սովորական լուսավորությունը 65000 արեգակնային է, իսկ բոլոմետրիկ պայծառությունը՝ 100000:

Ի՞նչն է որոշում աստղի ճառագայթման հզորությունը:

Աստղի ճառագայթման հզորությունը (հետևաբար նրա պայծառությունը) կախված է երկու հիմնական պարամետրերից՝ ջերմաստիճանից (որքան տաք է, այնքան ավելի շատ էներգիա է արտանետվում միավորի տարածքից) և մակերեսի (որքան մեծ է, այնքան ավելի շատ էներգիա է աստղը): կարող է արտանետվել նույն ջերմաստիճանում) ...

Այստեղից հետևում է, որ Տիեզերքի ամենապայծառ աստղերը պետք է լինեն կապույտ հիպերհսկաներ։ Սա ճիշտ է, նման աստղերը կոչվում են «վառ կապույտ փոփոխականներ»: Բարեբախտաբար, դրանք քիչ են և բոլորը մեզանից շատ հեռու են (ինչը չափազանց օգտակար է սպիտակուցային կյանքի համար), բայց դրանց թվում են հայտնի «Աստղային ատրճանակը», Էտա Կարինան և տիեզերքի այլ չեմպիոնները պայծառության առումով:

Նկատի ունեցեք, որ թեև ամենապայծառ կապույտ փոփոխականներն իսկապես հայտնի ամենապայծառ աստղերն են (5-6 միլիոն արևային պայծառություն), նրանք ամենամեծը չեն: Կարմիր հիպերհսկաները շատ ավելի մեծ են, քան կապույտները, բայց ավելի քիչ վառ են ջերմաստիճանի պատճառով:

Եկեք շեղվենք էկզոտիկ հիպերհսկաներից և նայենք հիմնական հաջորդականության աստղերին: Սկզբունքորեն, հիմնական հաջորդականության բոլոր աստղերում տեղի ունեցող գործընթացները նման են (ռադիացիոն գոտիների և կոնվեկցիոն գոտիների բաշխումը աստղի ծավալով տարբեր է, բայց քանի դեռ ամբողջ ջերմամիջուկային միաձուլումը տեղի է ունենում միջուկում, դա տեղի է ունենում. հատուկ դեր չեն խաղում): Հետևաբար, հիմնական հաջորդականության աստղի ջերմաստիճանը որոշող միակ պարամետրը զանգվածն է: Դա այնքան պարզ է, որքան դա ավելի ծանր է, այնքան տաք: Հիմնական հաջորդականության աստղերի չափերը որոշվում են նաև զանգվածով (նույն պատճառով՝ կառուցվածքի և ընթացող գործընթացների նմանությունը)։ Այսպիսով, պարզվում է, որ որքան ծանր, այնքան մեծ և տաք, այսինքն՝ հիմնական հաջորդականության ամենաթեժ աստղերը նույնպես ամենամեծն են: Հիշու՞մ եք աստղերի տեսանելի գույներով նկարը: Նա շատ լավ պատկերացնում է այս սկզբունքը:

Սա նշանակում է, որ ամենաթեժ հիմնական հաջորդականության աստղերը միաժամանակ ամենահզորն են (ամենապայծառը), և որքան ցածր է նրանց ջերմաստիճանը, այնքան ցածր է պայծառությունը: Հետևաբար, Հերցպրունգ-Ռասելի գծապատկերի հիմնական հաջորդականությունը վերին ձախ անկյունից (ամենաշոգ աստղերն ամենապայծառն են) դեպի ներքևի աջ անկյունագծային շերտի տեսքով է (ամենափոքրը ամենամութն է):

Ավելի քիչ լուսարձակներ, քան կայծոռիկները

Կա ևս մեկ կանոն՝ կապված աստղերի պայծառության հետ. Այն ստացվել է վիճակագրորեն, այնուհետև բացատրություն է ստացել աստղերի էվոլյուցիայի տեսության մեջ։ Որքան պայծառ են աստղերը, այնքան քիչ է նրանց թիվը:

Այսինքն՝ շատ ավելի աղոտ աստղեր կան, քան պայծառ: Շատ քիչ են շլացուցիչ O-տիպի աստղերը; նկատելիորեն ավելի շատ են B դասի սպեկտրալ աստղերը. կան նույնիսկ ավելի սպեկտրային A դասի աստղեր և այլն: Ավելին, յուրաքանչյուր սպեկտրային դասի հետ աստղերի թիվը էքսպոնենցիալ աճում է։ Այսպիսով, Տիեզերքի ամենաբազմաթիվ աստղային բնակչությունը կարմիր թզուկներն են՝ ամենափոքր և ամենամութ աստղերը:

Եվ սրանից հետևում է, որ մեր Արեգակն ուժի առումով հեռու է «սովորական» աստղ լինելուց, բայց շատ պարկեշտ։ Կան համեմատաբար քիչ հայտնի աստղեր, ինչպիսին Արևն է, և նույնիսկ ավելի քիչ հզոր աստղեր:

Նոյեմբեր 26, 2015 20:07

Թեման ամբողջությամբ նվիրված է աստղերին՝ տիեզերական տարածության ամենակարևոր մարմիններին։ Քանի որ գրառումը երկար է ստացվում, բաժանեմ մասերի։

Տիեզերքի աստղը հսկա միջուկային օջախ է: Նրա ներսում միջուկային ռեակցիան միաձուլման գործընթացի շնորհիվ ջրածինը վերածում է հելիումի, ուստի այն ձեռք է բերում իր էներգիան։

Հակառակ տարածված թյուր կարծիքի, հարկ է նշել, որ տիեզերքի աստղերն իրականում չեն փայլում: Սա ընդամենը օպտիկական պատրանք է՝ մթնոլորտային միջամտության արդյունք: Նմանատիպ ազդեցություն կարելի է դիտել ամառային շոգ օրը՝ նայելով տաք ասֆալտին կամ բետոնին: Տաք օդը բարձրանում է, և թվում է, թե դու նայում ես ցնցող ապակու միջով։ Նույն գործընթացը առաջացնում է աստղային փայլատակման պատրանք: Ինչքան աստղը մոտ լինի Երկրին, այնքան այն «կթողվի», քանի որ նրա լույսն անցնում է մթնոլորտի ավելի խիտ շերտերով։

Աստղերը տարբեր են՝ դեղին, սպիտակ, կարմիր, ծեր ու երիտասարդ, ճաղատ ու մոխրագույն... Ո՛չ, ճաղատ ու ալեհեր աստղերն ապրում են Հոլիվուդում, և հիմա նրանց մասին չենք խոսում։

Բանն այն է, որ շատ վաղուց՝ 13 միլիարդ տարի առաջ, Տիեզերքում ծանր տարրեր չկային։ Ոչ երկաթ, ոչ թթվածին, ոչ ածխածին, պարզապես ջրածին և հելիում: Ուստի հենց առաջին, հնագույն աստղերը նույնպես այդ տարրերը չեն ունեցել։ Նրանք պետք է եփեին դրանք զրոյից՝ օգտագործելով ջերմամիջուկային միաձուլում։ Հելիումից՝ ածխածին, ածխածնից՝ սիլիցիում, մագնեզիում, որից՝ երկաթ։ Եվ հենց որ բանը հասավ երկաթին, աստղը պայթեց, և պայթյունի ժամանակ առաջացան մնացած բոլոր տարրերը՝ մինչև ուրան։ Ահա թե ինչպես են ծանր տարրերը հայտնվել Տիեզերքում։

Բայց ոչ բոլորն են ստացել նույն գումարը։ Որոշ աստղեր ունեն այս տարրերից ավելի շատ, իսկ մյուսները՝ ավելի քիչ: Աստղի սպեկտրից դուք կարող եք որոշել՝ կա՞ն դրա մեջ այդ տարրերից շատ, թե՞ ոչ բավարար: Դա անելու համար պետք է հաշվի առնել այն գծերը, որոնց սպեկտրը բաժանված է. օրինակ, նատրիումը տալիս է դեղին գծեր: Ինքներդ կարող եք տեսնել, եթե այրվող գազի այրիչին աղ ավելացնեք՝ բոցը դեղին կդառնա: Բայց ավելի լավ է այրիչներին աղ չավելացնեք։ Այսպիսով, աստղի սպեկտրի տարբեր գծերի պայծառությամբ, դուք կարող եք որոշել, թե ինչ տարրեր կան այնտեղ և քանիսը: Ահա թե ինչպես է առաջին անգամ հայտնաբերվել հելիումը, նույնիսկ նախքան այն գտնելը Երկրի վրա:

Աստղագետները աստղերի մեծությունը գնահատում են այն սանդղակով, ըստ որի, որքան պայծառ է աստղը, այնքան փոքր է նրա թիվը: Յուրաքանչյուր հաջորդ թիվը համապատասխանում է նախորդից տասն անգամ պակաս պայծառ աստղի: Տիեզերքի գիշերային երկնքի ամենապայծառ աստղը Սիրիուսն է: Նրա տեսանելի մեծությունը -1,46 է, ինչը նշանակում է, որ այն 15 անգամ ավելի պայծառ է, քան զրոյական մեծության աստղը։ Աստղերը, որոնց մեծությունը 8 կամ ավելի է, անզեն աչքով հնարավոր չէ տեսնել: Աստղերը նաև ըստ գույնի դասակարգվում են սպեկտրային դասերի, որոնք ցույց են տալիս նրանց ջերմաստիճանը: Տիեզերքում կան աստղերի հետևյալ դասերը՝ O, B, A, F, G, K և M: O դասը համապատասխանում է Տիեզերքի ամենաթեժ աստղերին՝ կապույտին: Ամենացուրտ աստղերը դասակարգվում են որպես M, իսկ նրանց գույնը կարմիր է։

Աստղերի տեսակները Տիեզերքում

Հիմնական հաջորդականությունը Տիեզերքում աստղերի գոյության շրջանն է, որի ընթացքում նրա ներսում տեղի է ունենում միջուկային ռեակցիա, որը աստղի կյանքի ամենաերկար հատվածն է։ Մեր Արևն այժմ այս շրջանում է։ Այս պահին աստղը ենթարկվում է փոքր քանակությամբ պայծառության և ջերմաստիճանի: Այս շրջանի տեւողությունը կախված է աստղի զանգվածից։ Մեծ զանգվածային աստղերի մոտ այն ավելի կարճ է, իսկ փոքրում՝ ավելի երկար։ Շատ մեծ աստղերը բավականաչափ ներքին վառելիք ունեն մի քանի հարյուր հազար տարվա համար, մինչդեռ Արեգակի նման փոքր աստղերը կփայլեն միլիարդավոր տարիներ: Ամենամեծ աստղերը հիմնական հաջորդականության ընթացքում վերածվում են կապույտ հսկաների։

Հսկա աստղ ունի մակերեսի համեմատաբար ցածր ջերմաստիճան՝ մոտ 5000 աստիճան։ Հսկայական շառավիղ՝ հասնելով 800 արեգակի և այսքան մեծ չափերի շնորհիվ՝ հսկայական լուսավորություն։ Առավելագույն ճառագայթումը ընկնում է սպեկտրի կարմիր և ինֆրակարմիր հատվածների վրա, այդ իսկ պատճառով դրանք կոչվում են կարմիր հսկաներ։

--- Արեգակի զանգվածը՝ 1,9891 10 (մինչև երեսուներորդ ուժը) կգ (332 982 Երկրի զանգված), --- ՇառավիղԱրև՝ 6.9551 10 (ութերորդ հզորություն) մ.

Թզուկ աստղերը հսկաների հակառակն են և ներառում են մի քանի տարբեր ենթատեսակներ.

Սպիտակ թզուկ - զարգացած աստղեր, որոնց զանգվածը չի գերազանցում 1,4 արեգակնային զանգվածը, որոնք զուրկ են ջերմամիջուկային էներգիայի սեփական աղբյուրներից: Նման աստղերի տրամագիծը կարող է հարյուրավոր անգամ փոքր լինել, քան արեգակը, և հետևաբար խտությունը կարող է լինել 1000000 անգամ ավելի մեծ, քան ջրի խտությունը։

Կարմիր թզուկ փոքր և համեմատաբար զով հիմնական հաջորդականության աստղ է M կամ վերին K սպեկտրային տիպով: Նրանք բավականին տարբերվում են մյուս աստղերից: Կարմիր թզուկների տրամագիծը և զանգվածը չի գերազանցում արեգակնային զանգվածի մեկ երրորդը (զանգվածի ստորին սահմանը 0,08 արև է, որին հաջորդում են շագանակագույն թզուկները):

Շագանակագույն թզուկ - Յուպիտերի 5-75 զանգվածի (և տրամագիծը մոտավորապես հավասար Յուպիտերի տրամագծին) զանգված ունեցող ենթաստղային մարմիններ, որոնց խորքերում, ի տարբերություն հիմնական հաջորդականության աստղերի, չկա ջերմամիջուկային միաձուլման ռեակցիա. ջրածնի վերածելով հելիումի։

Ենթաշագանակագույն թզուկներ կամ շագանակագույն ենթաթզուկներ - ցուրտ գոյացություններ՝ զանգվածով, շագանակագույն թզուկների սահմանից ցածր ընկած։ Նրանք հիմնականում համարվում են մոլորակներ։

Սև թզուկ - սառեցվել է և, արդյունքում, չի արտանետվում սպիտակ թզուկների տեսանելի տիրույթում: Այն ներկայացնում է սպիտակ թզուկների էվոլյուցիայի վերջին փուլը: Սև թզուկների զանգվածները, ինչպես սպիտակ թզուկների զանգվածները, վերևից սահմանափակված են արևի 1,4 զանգվածով։

Բացի թվարկվածներից, կան աստղերի էվոլյուցիայի ևս մի քանի արտադրանք.

Նեյտրոնային աստղ. Աստղային գոյացություններ՝ մոտավորապես 1,5 արեգակնային զանգվածով և սպիտակ թզուկներից նկատելիորեն փոքր չափերով, մոտ 10-20 կմ տրամագծով: Նման աստղերի խտությունը կարող է հասնել ջրի խտության 1,000,000,000,000 անգամ: Իսկ մագնիսական դաշտը նույնքան անգամ ավելի մեծ է մագնիսական դաշտըհողատարածք։ Նման աստղերը կազմված են հիմնականում նեյտրոններից՝ ամուր սեղմված գրավիտացիոն ուժերի կողմից։

Նոր աստղ. Աստղեր, որոնց պայծառությունն անսպասելիորեն ավելանում է 10000 անգամ։ Նոր աստղը երկուական համակարգ է, որը բաղկացած է սպիտակ թզուկից և հիմնական հաջորդականության ուղեկից աստղից: Նման համակարգերում աստղից գազը աստիճանաբար հոսում է սպիտակ թզուկի մեջ և պարբերաբար պայթում այնտեղ՝ առաջացնելով պայծառության շող։

Գերնովա աստղ է, որն ավարտում է իր էվոլյուցիան աղետալի պայթյունավտանգ գործընթացում: Այս դեպքում պոռթկումը կարող է լինել մի քանի կարգով ավելի մեծ, քան նովայի դեպքում։ Նման հզոր պայթյունը հետևանք է էվոլյուցիայի վերջին փուլում աստղում տեղի ունեցող գործընթացների։

Կրկնակի աստղ երկու գրավիտացիոն կապ ունեցող աստղեր են, որոնք պտտվում են ընդհանուր զանգվածի կենտրոնի շուրջ: Երբեմն լինում են երեք կամ ավելի աստղային համակարգեր, այս ընդհանուր դեպքում համակարգը կոչվում է բազմակի աստղ: Այն դեպքերում, երբ նման աստղային համակարգը Երկրից շատ հեռու չէ, աստղադիտակի միջոցով կարելի է առանձնացնել առանձին աստղեր։ Եթե ​​հեռավորությունը զգալի է, ապա կարելի է հասկանալ, որ աստղագետների առջև կրկնակի աստղը հնարավոր է միայն անուղղակի նշաններով. պայծառության չափը, որն առաջանում է մի աստղի պարբերական խավարումներից մյուսի և որոշ այլ աստղերի կողմից:

Cepheid Փոփոխական պայծառությամբ աստղ է, որի պուլսացիոն ցիկլը տատանվում է մի քանի վայրկյանից մինչև մի քանի տարի՝ կախված փոփոխական աստղի տեսակից։ Ցեֆեիդները սովորաբար փոխում են իրենց պայծառությունը կյանքի սկզբում և վերջում։ Դրանք ներքին են (փոփոխվող պայծառությունն աստղի ներսում տեղի ունեցող գործընթացների պատճառով) և արտաքին՝ փոփոխվող պայծառությունը արտաքին գործոնների պատճառով, օրինակ՝ մոտակա աստղի ուղեծրի ազդեցությունը։ Սա նաև կոչվում է երկակի համակարգ:

Հետևյալ մասերում՝ աստղի կյանքի ցիկլը, սև անցքերը.

Կախված է երկու պատճառներից՝ դրանց իրական պայծառությունից կամ լույսի քանակից, որը նրանք արձակում են, և հեռավորությունը մեզ: Եթե ​​բոլոր աստղերը նույն պայծառությունն լինեին, մենք կարող էինք որոշել նրանց հարաբերական հեռավորությունը՝ պարզապես չափելով նրանցից ստացվող լույսի հարաբերական քանակը: Լույսի քանակը փոխվում է հեռավորության քառակուսու հակադարձ համամասնությամբ: Սա երևում է կից նկարում, որտեղ S-ը ներկայացնում է աստղի դիրքը որպես լուսավոր կետիսկ A-ն և BBBB-ն ներկայացնում են էկրաններ, որոնք տեղադրված են այնպես, որ յուրաքանչյուրը ստանա նույն քանակությամբ լույս աստղից:

Եթե ​​ավելի մեծ էկրանը երկու անգամ ավելի լայն է, քան A էկրանը, ապա դրա կողքերը պետք է երկու անգամ ավելի երկար լինեն, որպեսզի կարողանա ստանալ ամբողջ լույսը, որն ընկնում է A-ի վրա: Այնուհետև դրա մակերեսը կլինի 4 անգամ ավելի, քան A.-ն, որ մակերեսի յուրաքանչյուր չորրորդ մասը: կստանա A-ի վրա ընկնող լույսի քառորդ մասը: Այսպիսով, B-ում տեղակայված աչքը կամ աստղադիտակը կստանա աստղի լույսի մեկ չորրորդ մասը՝ համեմատած A-ի աչքի կամ աստղադիտակի հետ, և աստղը կհայտնվի չորս անգամ ավելի թույլ: .

Փաստորեն, աստղերն իրենց իրական պայծառությամբ հեռու են հավասար լինելուց, և, հետևաբար, աստղի տեսանելի մեծությունը ճշգրիտ ցույց չի տալիս նրա հեռավորությունը: Մեզ ավելի մոտ գտնվող աստղերից շատերը շատ թույլ են, շատերը նույնիսկ անզեն աչքով անտեսանելի են, մինչդեռ ավելի պայծառ աստղերի մեջ կան աստղեր, որոնց հեռավորությունները ձեզ հետ հսկայական են: Այս առումով հիանալի օրինակ է Կանոլուսը՝ 2-րդ ամենապայծառ աստղն ամբողջ երկնքում:

Այս պատճառներով, աստղագետները ստիպված են առաջին անգամ սահմանափակվել իրենց կողմից տարբեր աստղերի ուղարկած լույսի քանակով կամ դրանց ակնհայտ պայծառությամբ՝ առանց հաշվի առնելու դրանց հեռավորությունը կամ իրական պայծառությունը: Հին աստղագետները բոլոր աստղերը, որոնք կարելի է տեսնել, բաժանել են 6 դասի. դասի թիվը, որն արտահայտում է ակնհայտ պայծառությունը, կոչվում է աստղի մեծություն։ Ամենապայծառները՝ մոտ 14, կոչվում են առաջին մեծության աստղեր։ Հաջորդ ամենապայծառները՝ մոտ 50, կոչվում են երկրորդ մեծության աստղեր։ 3 անգամ ավելի շատ երրորդ մեծության աստղեր։ Մոտավորապես նույն պրոգրեսիայով յուրաքանչյուր մեծության աստղերի թիվը աճում է մինչև վեցերորդը, որը պարունակում է աստղեր տեսանելիության սահմանին:

Աստղերը գտնվում են պայծառության բոլոր հնարավոր աստիճաններում, և, հետևաբար, անհնար է հստակ սահման գծել հարևան աստղերի մեծությունների միջև: Երկու դիտորդ կարող է երկու տարբեր գնահատականներ անել. մեկը աստղը կդասավորի երկրորդ մեծության, իսկ մյուսը՝ առաջին. մի դիտորդի կողմից որոշ աստղեր վերագրվելու են 3-րդ մեծության, հենց նրանք, որոնք մեկ այլ դիտորդի համար երկրորդ մեծության աստղեր են թվում: Հետևաբար, անհնար է բացարձակ ճշգրտությամբ աստղերը բաշխել առանձին մեծությունների միջև:

Ինչ է մեծությունը

Աստղերի մեծության գաղափարը հեշտությամբ կարելի է ձեռք բերել երկնքի յուրաքանչյուր պատահական տեսողի կողմից: Ցանկացած պարզ երեկո տեսանելի են 1-ին մեծության մի քանի աստղեր: 2-րդ մեծության աստղերի օրինակներ են Արջի 6 ամենապայծառ աստղերը (Մեծ արջ), Բևեռային աստղը, Կասիոպեիայի ամենապայծառ աստղերը։ Այս բոլոր աստղերը կարելի է տեսնել մեր լայնություններից ներքև ամեն գիշեր մեկ ամբողջ տարվա ընթացքում: 3-րդ մեծության աստղերն այնքան շատ են, որ դժվար է նրանց համար օրինակներ ընտրել։ Պլեյադների ամենապայծառ աստղերն այս մեծության են: Այնուամենայնիվ, նրանք շրջապատված են 5 այլ աստղերով, ինչը ազդում է նրանց պայծառության գնահատման վրա։ Բևեռային աստղից 15 աստիճան հեռավորության վրա գտնվում է փոքր արջի բետա. այն միշտ տեսանելի է և բևեռային աստղից տարբերվում է կարմրավուն երանգով. այն գտնվում է երկու այլ աստղերի միջև, որոնցից մեկը 3-րդ, իսկ մյուսը 4-րդ մեծության է:

Pleiades-ի հինգ հստակ տեսանելի ավելի թույլ աստղերը նույնպես ամբողջ 4-րդ մեծության են, 5-րդ մեծության աստղերը դեռ ազատ տեսանելի են անզեն աչքով; 6-րդ մեծությունը պարունակում է աստղեր, որոնք հազիվ տեսանելի են լավ տեսողության համար:

Ժամանակակից աստղագետները, ընդհանուր գծերով ընդունելով հին ժամանակներից իրենց հասած համակարգը, փորձեցին դրան ավելի որոշակիություն հաղորդել: Մանրակրկիտ հետազոտությունը ցույց է տվել, որ տարբեր քանակություններին համապատասխանող լույսի իրական քանակը տատանվում է մի քանակից մյուսը գրեթե էքսպոնենցիալ; Այս եզրակացությունը համահունչ է հայտնի հոգեբանական օրենքին, որում սենսացիան փոխվում է թվաբանական առաջընթացեթե դրա առաջացման պատճառը փոխվում է երկրաչափական պրոգրեսիայով:

Պարզվել է, որ միջին 5-րդ մեծության աստղը տալիս է 2-3 անգամ ավելի շատ լույս, քան միջին 6-րդ մեծության աստղը, 4-րդ մեծության աստղը տալիս է 2-3 անգամ ավելի շատ լույս, քան 5-րդը և այլն, մինչև 2-րդ արժեքը. Առաջին քանակի դեպքում տարբերությունն այնքան մեծ է, որ հազիվ թե կարելի է նշել որևէ միջին հարաբերակցություն։ Սիրիուսը, օրինակ, 6 անգամ ավելի պայծառ է, քան Altair-ը, որը սովորաբար համարվում է առաջին մեծության տիպիկ աստղ։ Իրենց գնահատականներին ճշգրտություն տալու համար ժամանակակից աստղագետները փորձել են նույն չափով նվազեցնել տարբեր մեծությունների միջև եղած տարբերությունները, մասնավորապես՝ նրանք ընդունել են, որ երկու հաջորդական դասերի աստղերի պայծառության հարաբերակցությունը հավասար է երկուսուկեսի:

Եթե ​​բաժանումը տեսանելի աստղերԵթե ​​միայն 6 առանձին մեծություններ ընդունվեին առանց որևէ փոփոխության, ապա մենք դժվարության կհանդիպեինք նրանում, որ պայծառությամբ շատ տարբեր աստղերը պետք է վերագրվեն նույն դասին: Նույն դասարանում կլինեն աստղեր, որոնք երկու անգամ ավելի պայծառ են, քան մեկը մյուսը: Ուստի արդյունքները ճշգրիտ դարձնելու համար անհրաժեշտ էր դասակարգը, աստղերի մեծությունը դիտարկել որպես այնպիսի թիվ, որը շարունակաբար փոփոխվում է՝ ներկայացնել մեծության տասներորդներ և նույնիսկ հարյուրերորդներ։ Այսպիսով, մենք ունենք 5.0, 5.1, 5.2 մեծության աստղեր և այլն, կամ նույնիսկ կարող ենք նույնիսկ ավելի փոքր բաժանել և խոսել 5.11, 5.12 և այլն մեծություններ ունեցող աստղերի մասին։

Մեծության չափում

Ցավոք սրտի, աստղից ստացվող լույսի քանակությունը որոշելու այլ եղանակ դեռ հայտնի չէ՝ դատելով աչքի վրա դրա ազդեցությունից: Երկու աստղերը հավասար են համարվում, երբ աչքին հավասար պայծառություն ունեն: Այս պայմաններում մեր դատողությունը խիստ անվստահելի է։ Ուստի դիտորդները փորձել են ավելի մեծ ճշգրտություն տալ՝ օգտագործելով լուսաչափեր՝ լույսի քանակությունը չափող գործիքներ: Բայց նույնիսկ այս գործիքների դեպքում դիտորդը պետք է ապավինի պայծառության հավասարության աչքի գնահատմանը: Մեկ աստղի լույսը որոշակի համամասնությամբ մեծանում կամ նվազում է մինչ այդ։ մինչև մեր աչքին չթվա, թե հավասար է մեկ այլ աստղի լույսին. իսկ այս վերջինը կարող է լինել նաև արհեստական ​​աստղ՝ ստացված մոմի կամ լամպի բոցի օգնությամբ։ Աճման կամ նվազման չափը կորոշի երկու աստղերի մեծության տարբերությունը:

Երբ փորձում ենք ամուր հիմնավորել աստղի պայծառության չափումները, գալիս ենք այն եզրակացության, որ այս առաջադրանքը բավականին բարդ է։ Նախ, աստղից եկող ոչ բոլոր ճառագայթներն են մեր կողմից ընկալվում որպես լույս։ Բայց բոլոր ճառագայթները՝ տեսանելի և անտեսանելի, կլանում են սև մակերեսը և արտահայտում են իրենց գործողությունը՝ այն տաքացնելով։ Հետևաբար, աստղի ճառագայթումը չափելու լավագույն միջոցը նրա ուղարկած ջերմության գնահատումն է, քանի որ դա ավելի ճշգրիտ է արտացոլում աստղի վրա տեղի ունեցող գործընթացները, քան տեսանելի լույսը: Ցավոք, աստղի ճառագայթների ջերմային ազդեցությունն այնքան փոքր է, որ այն հնարավոր չէ չափել նույնիսկ ժամանակակից գործիքներով։ Առայժմ մենք պետք է հրաժարվենք աստղի ընդհանուր ճառագայթումը որոշելու հույսից և սահմանափակվենք միայն նրա այն մասով, որը կոչվում է լույս:

Հետևաբար, եթե մենք ձգտում ենք ճշգրտության, ապա պետք է ասենք, որ լույսը, ինչպես հասկանում ենք, ըստ էության, կարող է չափվել միայն տեսողական նյարդի վրա իր գործողությամբ, և դրա ազդեցությունը չափելու այլ միջոց չկա, բացի աչքի գնահատումից: . Բոլոր լուսաչափերը, որոնք օգտագործվում են աստղերի լույսը չափելու համար, կառուցված են այնպես, որ հնարավոր լինի մեծացնել կամ նվազեցնել մեկ աստղի լույսը և տեսողականորեն այն նույնացնել մեկ այլ աստղի լույսի կամ մեկ այլ աղբյուրի հետ, և սա այն գնահատելու միակ միջոցը։

Մեծություն և սպեկտր

Ճշգրիտ արդյունքներ ստանալու դժվարությունը ավելի է բարդանում նրանով, որ աստղերը տարբերվում են իրենց գույնով։ Շատ ավելի մեծ ճշգրտությամբ մենք կարող ենք համոզվել, որ երկու լույսի աղբյուրները հավասար են, երբ նրանք ունեն նույն երանգը, քան երբ նրանց գույները տարբեր են: Անորոշության մեկ այլ աղբյուր գալիս է այն, ինչ կոչվում է Պուրկինյեի ֆենոմեն, այն անվանից, ով առաջին անգամ նկարագրել է այն: Նա պարզեց, որ եթե մենք ունենք նույն պայծառության լույսի երկու աղբյուր, բայց մեկը կարմիր է, իսկ մյուսը՝ կանաչ, ապա նույն համամասնությամբ մեծանալիս կամ նվազելիս այդ աղբյուրները կդադարեն երևալ նույն պայծառությամբ: Այլ կերպ ասած, մաթեմատիկական աքսիոմը, որ հավասար մեծությունների կեսերը կամ քառորդները հավասար են միմյանց, նույնպես չի վերաբերում աչքի վրա լույսի գործողությանը: Երբ պայծառությունը նվազում է, կանաչ կետը սկսում է ավելի վառ երևալ, քան կարմիրը: Եթե ​​մենք բարձրացնենք երկու աղբյուրների պայծառությունը, ապա կարմիրը սկսում է ավելի վառ երևալ, քան կանաչը: Այլ կերպ ասած, մեր տեսողության համար կարմիր ճառագայթներն ավելի արագ են ուժեղանում և թուլանում, քան կանաչ ճառագայթները՝ իրական պայծառության նույն փոփոխությամբ:

Պարզվեց նաև, որ ակնհայտ պայծառության փոփոխության այս օրենքը հետևողականորեն չի կիրառվում սպեկտրի բոլոր գույների վրա: Ճիշտ է, երբ մենք անցնում ենք սպեկտրի կարմիրից մինչև մանուշակագույն ծայրը, դեղինը ավելի քիչ արագ է մարում, քան կարմիրը՝ պայծառության որոշակի նվազման դեպքում, իսկ կանաչը նույնիսկ ավելի քիչ արագ, քան դեղինը: Բայց եթե կանաչից անցնենք կապույտի, ապա արդեն կարելի է ասել, որ վերջինս այնքան արագ չի անհետանում, որքան կանաչը։ Ակնհայտորեն, այս ամենից հետևում է, որ երկու տարբեր գույների աստղեր, որոնք անզեն աչքով հավասարապես վառ են թվում, աստղադիտակում այլևս հավասար չեն երևա։ Կարմիր կամ դեղին աստղերը աստղադիտակում համեմատաբար ավելի պայծառ են երևում, կանաչ և կապտավուն աստղերն անզեն աչքով համեմատաբար ավելի պայծառ են թվում:

Այսպիսով, մենք կարող ենք եզրակացնել, որ չնայած չափիչ գործիքների զգալի բարելավմանը, միկրոէլեկտրոնիկայի և համակարգիչների զարգացմանը, տեսողական դիտարկումները դեռևս ամենակարևոր դերն են խաղում աստղագիտության մեջ, և տեսանելի ապագայում այդ դերը դժվար թե նվազի:

Որքա՞ն կարող է աստղը ապրել: Նախ, եկեք սահմանենք. աստղի կյանքի տևողություն ասելով մենք հասկանում ենք միջուկային միաձուլում իրականացնելու նրա կարողությունը: Որովհետեւ «աստղի դիակը» կարող է երկար կախվել նույնիսկ սինթեզի ավարտից հետո։

Սովորաբար, որքան քիչ զանգված է աստղը, այնքան երկար կապրի: Ամենացածր զանգված ունեցող աստղերը կարմիր թզուկներ են։ Դրանք կարող են լինել 7,5-ից 50 տոկոս արեգակնային զանգված: Ավելի քիչ զանգվածային բան չի կարող միջուկային միաձուլվել և աստղ չի լինի: Ժամանակակից մոդելներԵնթադրվում է, որ ամենափոքր կարմիր թզուկները կարող են փայլել մինչև 10 տրիլիոն տարի: Համեմատեք սա մեր Արեգակի հետ, որը միաձուլվելու է մոտ 10 միլիարդ տարի՝ հազար անգամ ավելի քիչ: Ջրածնի մեծ մասը սինթեզելուց հետո, ըստ տեսության, բաց կարմիր թզուկը կդառնա կապույտ թզուկ, իսկ երբ մնացած ջրածինը սպառվի, միջուկում միաձուլումը կդադարի, և թզուկը կդառնա սպիտակ:

Ամենահին աստղերը

Ամենահին աստղերը, պարզվում է, նրանք են, որոնք առաջացել են Մեծ պայթյունից անմիջապես հետո (մոտ 13,8 միլիարդ տարի առաջ): Աստղագետները կարող են գնահատել աստղերի տարիքը՝ նայելով նրանց աստղային լույսին. սա ցույց է տալիս նրանց, թե յուրաքանչյուր տարրից որքան է գտնվում աստղում (օրինակ՝ ջրածին, հելիում, լիթիում): Ամենահին աստղերը հիմնականում կազմված են ջրածնից և հելիումից, որոնց զանգվածի շատ քիչ մասն է հատկացված ավելի ծանր տարրերին:

Դիտարկված ամենահին աստղը SMSS J031300.36-670839.3 է: Դրա հայտնաբերման մասին հայտարարվել է 2014 թվականի փետրվարին։ Նրա տարիքը գնահատվում է 13,6 միլիարդ տարի, և այն դեռ առաջին աստղերից չէ: Նման աստղեր դեռ չեն հայտնաբերվել, բայց հաստատ կարող են լինել։ Կարմիր թզուկները, ինչպես նշեցինք, ապրում են տրիլիոնավոր տարիներ, բայց նրանց հայտնաբերելը շատ դժվար է: Ամեն դեպքում, եթե անգամ այդպիսի աստղեր կան, ապա նրանց փնտրելը ասեղի պես մի բան է խոտի դեզում։

Ամենամութ աստղերը

Որո՞նք են ամենամութ աստղերը: Նախքան այս հարցին պատասխանելը, եկեք հասկանանք, թե ինչ է «դիմը»: Որքան հեռու եք աստղից, այնքան ավելի մթագնում է այն, ուստի մենք պարզապես պետք է որպես գործոն վերցնենք հեռավորությունը և չափենք նրա պայծառությունը կամ աստղի էներգիայի ընդհանուր քանակությունը՝ ֆոտոնների, լույսի մասնիկների տեսքով:

Եթե ​​մենք սահմանափակվենք աստղերով, որոնք դեռ միաձուլման գործընթացում են, ապա ամենացածր պայծառությունը կարմիր թզուկների մոտ է: Ամենացածր պայծառությամբ ամենացուրտ աստղը ներկայումս կարմիր թզուկն է 2MASS J0523-1403: Մի քիչ պակաս լույս, և մենք կհայտնվենք շագանակագույն թզուկների թագավորությունում, որոնք այլևս աստղեր չեն:

Կարող են լինել նաև աստղերի մնացորդներ՝ սպիտակ թզուկներ, նեյտրոնային աստղեր և այլն։ Որքա՞ն կարող են դրանք մռայլ լինել: Սպիտակ թզուկները մի փոքր ավելի բաց գույն ունեն, բայց ժամանակի ընթացքում սառչում են: Որոշ ժամանակ անց դրանք վերածվում են ածխի սառը կտորների՝ գործնականում լույս չարձակելով՝ դառնում են «սև թզուկներ»։ Սպիտակ թզուկներին սառչելու համար շատ երկար ժամանակ է պահանջվում, ուստի նրանք պարզապես դեռ գոյություն չունեն:

Աստղաֆիզիկոսները դեռ չգիտեն, թե ինչ է տեղի ունենում նեյտրոնային աստղերի նյութի հետ, երբ նրանք սառչում են։ Դիտելով գերնոր աստղերը այլ գալակտիկաներում՝ նրանք կարող են ենթադրել, որ մի քանի հարյուր միլիոն նեյտրոնային աստղեր պետք է ձևավորվեին մեր գալակտիկայում, բայց մինչ այժմ այս թվի միայն մի փոքր մասն է գրանցվել: Մնացածը պետք է այնքան սառչեր, որ անտեսանելի դառնար:

Ի՞նչ կասեք միջգալակտիկական խորը տարածության սև խոռոչների մասին, որոնք ուղեծրում ոչինչ չունեն: Նրանք դեռևս արձակում են որոշակի ճառագայթում, որը հայտնի է որպես Հոքինգի ճառագայթ, բայց ոչ շատ: Նման միայնակ սև խոռոչները, հավանաբար, ավելի քիչ են փայլում, քան աստղերի մնացորդները: Կա՞ն արդյոք դրանք։ Միգուցե.

Ամենապայծառ աստղերը

Ամենապայծառ աստղերը նույնպես հակված են ամենազանգվածին: Նրանք նաև սովորություն ունեն լինել Վոլֆ-Ռայեի աստղեր, ինչը նշանակում է, որ նրանք տաք են և միաձուլվում են մեծ զանգված՝ ուժեղ աստղային քամու մեջ: Ամենապայծառ աստղերը նույնպես շատ երկար չեն ապրում՝ «արագ ապրիր, երիտասարդ մեռիր»։

Լուսատու R136a1-ը համարվում է մինչ օրս ամենապայծառ աստղը (և ամենազանգվածը): Դրա բացման մասին հայտարարվել է 2010թ. Դա Wolf-Rayet աստղ է, որի պայծառությունը կազմում է մոտ 8,700,000 արև, և զանգվածը 265 անգամ գերազանցում է մեր հայրենի աստղին: Ժամանակին այն ուներ 320 արեգակի զանգված։

R136a1-ը իրականում R136 կոչվող աստղերի խիտ կլաստերի մի մասն է: Բացահայտողներից Փոլ Քրոութերի խոսքերով, «մոլորակների ձևավորումն ավելի երկար է տևում, քան այդպիսի աստղի ապրելն ու մահը։ Եթե ​​նույնիսկ մոլորակներ լինեին, նրանց վրա աստղագետներ չէին լինի, քանի որ գիշերային երկինքը նույնքան պայծառ էր, որքան ցերեկը»:

Ամենամեծ աստղերը

Չնայած իր հսկայական զանգվածին, R136a1-ը ամենամեծ աստղը չէ (չափերով): Կան շատ ավելի մեծ աստղեր, և նրանք բոլորն էլ կարմիր գերհսկաներ են. աստղեր, որոնք իրենց ողջ կյանքի ընթացքում շատ ավելի փոքր էին, քանի դեռ ջրածինը վերջացել էր, հելիումը սկսեց սինթեզվել, և ջերմաստիճանը սկսեց աճել և ընդլայնվել: Մեր Արևին նույնպես ի վերջո սպասում է այդպիսի ճակատագիր։ Ջրածինը կավարտվի, իսկ լուսատուը կընդլայնվի՝ վերածվելով կարմիր հսկայի։ Կարմիր գերհսկա դառնալու համար աստղը պետք է լինի 10 անգամ ավելի զանգված, քան մեր Արեգակը: Կարմիր գերհսկայի փուլը սովորաբար կարճ է, տևում է ընդամենը մի քանի հազարից մինչև միլիարդ տարի: Սա մի քիչ աստղագիտական ​​չափանիշներով է։

Ամենահայտնի կարմիր գերհսկաներն են Ալֆա Անտարեսը և Բեթելգեյզը, սակայն դրանք բավականին փոքր են՝ համեմատած ամենամեծերի: Ամենամեծ կարմիր գերհսկային գտնելը շատ անպտուղ աշխատանք է, քանի որ նման աստղերի ճշգրիտ չափերը շատ դժվար է միանշանակ գնահատել: Ամենամեծերը պետք է լինեն 1500 անգամ ավելի լայն, քան Արեգակը, և գուցե ավելին:

Ամենապայծառ պայթյուններով աստղերը

Բարձր էներգիայի ֆոտոնները կոչվում են գամմա ճառագայթներ: Նրանք ծնվում են միջուկային պայթյուններից, այդ իսկ պատճառով առանձին երկրներ արձակում են հատուկ արբանյակներ՝ միջուկային փորձարկումների արդյունքում առաջացած գամմա ճառագայթների որոնման համար։ 1967 թվականի հուլիսին ԱՄՆ-ի կողմից հովանավորվող նման արբանյակները հայտնաբերեցին գամմա ճառագայթման պայթյուն, որը չէր առաջացել միջուկային պայթյուն... Այդ ժամանակվանից ի վեր հայտնաբերվել են նմանատիպ շատ այլ պայթյուններ: Դրանք սովորաբար կարճատև են, տևում են ընդամենը մի քանի միլիվայրկյանից մինչև մի քանի րոպե: Բայց շատ պայծառ - շատ ավելի պայծառ, քան ամենապայծառ աստղերը: Նրանց աղբյուրը Երկրի վրա չէ:

Ինչն է առաջացնում գամմա ճառագայթների պայթյուններ: Շատ գուշակություններ. Այսօր ենթադրությունների մեծ մասը հանգում է զանգվածային աստղերի (գերնոր կամ հիպերնոր) պայթյուններին նեյտրոնային աստղերի կամ սև խոռոչների վերածվելու գործընթացում: Որոշ GRB-ներ առաջանում են մագնետարներից՝ մի տեսակ նեյտրոնային աստղերից: Գամմա-ճառագայթների այլ պոռթկումները կարող են լինել երկու նեյտրոնային աստղերի՝ մեկի մեջ միաձուլվելու կամ սև խոռոչի մեջ աստղի ընկնելու հետևանք։

Ամենաթեժ նախկին աստղերը

Սև անցքերը աստղեր չեն, այլ դրանց մնացորդները, սակայն դրանք հաճելի է համեմատել աստղերի հետ, քանի որ նման համեմատությունները ցույց են տալիս, թե որքան անհավանական կարող են լինել երկուսն էլ:

Սև խոռոչն այն է, ինչ ձևավորվում է, երբ աստղի ձգողականությունը բավականաչափ ուժեղ է, որպեսզի հաղթահարի մնացած բոլոր ուժերը և ստիպեց աստղը փլուզվել իր մեջ մինչև եզակիության աստիճանը: Ոչ զրոյական զանգվածով, բայց զրոյական ծավալով նման կետը տեսականորեն կունենա անսահման խտություն: Այնուամենայնիվ, մեր աշխարհում անսահմանությունները հազվադեպ են, ուստի մենք պարզապես լավ բացատրություն չունենք այն մասին, թե ինչ է կատարվում սև խոռոչի կենտրոնում:

Սև անցքերը կարող են չափազանց զանգվածային լինել: Առանձին գալակտիկաների կենտրոններում հայտնաբերված սև խոռոչները կարող են լինել տասնյակ միլիարդավոր արևի զանգված: Ավելին, գերզանգվածային սև խոռոչների ուղեծրի նյութը կարող է լինել շատ պայծառ, ավելի պայծառ, քան գալակտիկաների բոլոր աստղերը: Սև խոռոչի մոտ կարող են լինել նաև հզոր շիթեր, որոնք շարժվում են գրեթե լույսի արագությամբ։

Ամենաարագ շարժվող աստղերը

2005 թվականին Ուորեն Բրաունը և Հարվարդ-Սմիթսոնյան աստղաֆիզիկայի կենտրոնի այլ աստղագետներ հայտարարեցին աստղի հայտնաբերման մասին, որը շարժվում էր այնքան արագ, որ այն դուրս թռավ Ծիր Կաթինից և այլևս չվերադարձավ: Նրա պաշտոնական անվանումն է SDSS J090745.0 + 024507, բայց Բրաունն այն անվանել է «սրիկա աստղ»:

Հայտնաբերվել են նաև արագ շարժվող այլ աստղեր։ Նրանք հայտնի են որպես գերարագության աստղեր կամ գերարագ աստղեր։ 2014 թվականի կեսերի դրությամբ հայտնաբերվել է նման 20 աստղ։ Նրանցից շատերը կարծես գալիս են գալակտիկայի կենտրոնից: Վարկածներից մեկի համաձայն՝ մի զույգ սերտորեն կապված աստղեր (երկակի համակարգ) անցել են գալակտիկայի կենտրոնում գտնվող սև խոռոչի մոտով, մի աստղը գրավվել է սև խոռոչի կողմից, իսկ մյուսը դուրս է թռչել մեծ արագությամբ:

Կան աստղեր, որոնք էլ ավելի արագ են շարժվում։ Իրականում, ընդհանուր առմամբ, որքան հեռու է աստղը մեր գալակտիկայից, այնքան ավելի արագ է հեռանում մեզանից: Դա պայմանավորված է տիեզերքի ընդլայնմամբ, այլ ոչ թե տիեզերքում աստղի տեղաշարժով:

Շատ փոփոխական աստղեր

Շատ աստղերի պայծառությունը մեծ տատանվում է, երբ դիտվում է Երկրից: Նրանք հայտնի են որպես փոփոխական աստղեր։ Նրանցից շատերը կան՝ միայն մեկ գալակտիկայում Ծիր Կաթիննրանց թիվը մոտ 45000 է։

Ըստ աստղաֆիզիկայի պրոֆեսոր Քոել Հելիերի, այս աստղերից ամենափոփոխականը կատակլիզմիկ կամ պայթյունավտանգ փոփոխական աստղերն են: Նրանց պայծառությունը օրվա ընթացքում կարող է աճել 100-ով, նվազել, կրկին աճել եւ այլն։ Այս աստղերը սիրված են սիրողական աստղագետների կողմից:

Այսօր մենք լավ ենք հասկանում, թե ինչ է տեղի ունենում կատակլիզմիկ փոփոխական աստղերի հետ: Դրանք երկուական համակարգեր են, որոնցում մի աստղ սովորական է, իսկ մյուսը՝ սպիտակ թզուկ։ Սովորական աստղի նյութն ընկնում է ակրեցիոն սկավառակի վրա, որը պտտվում է սպիտակ թզուկի շուրջը: Սկավառակի զանգվածը բավականաչափ բարձրանալուց հետո սկսվում է սինթեզը, որի արդյունքում պայծառությունը մեծանում է: Սինթեզը աստիճանաբար չորանում է, և գործընթացը նորից սկսվում է։ Երբեմն սպիտակ թզուկը փլուզվում է: Կան բավարար զարգացման տարբերակներ:

Ամենաարտասովոր աստղերը

Աստղերի որոշ տեսակներ բավականին անսովոր են: Նրանք չպետք է ունենան ծայրահեղ բնութագրեր, ինչպիսիք են պայծառությունը կամ զանգվածը, դրանք պարզապես տարօրինակ են:

Ինչպես, օրինակ, Թորն-Ժիտկովի օբյեկտները։ Նրանք անվանվել են ի պատիվ ֆիզիկոսներ Կիպ Թորնի և Աննա Ժիտկովի, ովքեր առաջին անգամ առաջարկել են իրենց գոյությունը։ Նրանց գաղափարն այն էր, որ նեյտրոնային աստղը կարող է դառնալ կարմիր հսկայի կամ գերհսկայի միջուկը: Գաղափարն անհավանական է, բայց ... վերջերս նման առարկա է հայտնաբերվել։

Երբեմն երկու մեծ դեղին աստղեր պտտվում են իրար այնքան մոտ, որ, անկախ նրանց միջև ընկած նյութից, նրանք նման են հսկա տիեզերական գետնանուշի։ Հայտնի է միայն երկու այդպիսի համակարգ.

Պշիբիլսկու աստղը երբեմն նշվում է որպես անսովոր աստղի օրինակ, քանի որ նրա աստղային լույսը տարբերվում է ցանկացած այլ աստղի լույսից: Աստղագետները չափում են յուրաքանչյուր ալիքի երկարության ինտենսիվությունը՝ պարզելու համար, թե ինչից է կազմված աստղը: Սա սովորաբար դժվար չէ, բայց գիտնականները դեռ փորձում են հասկանալ Պրժիբիլսկու աստղի սպեկտրը։

Հիմնվելով listverse.com-ի նյութերի վրա

Լուսավորություն

Երկար ժամանակ աստղագետները կարծում էին, որ աստղերի ակնհայտ պայծառության տարբերությունը կապված է միայն նրանց հեռավորության հետ. որքան հեռու է աստղը, այնքան պակաս պայծառ պետք է երևա: Բայց երբ հայտնի դարձավ մինչև աստղերի հեռավորությունը, աստղագետները պարզեցին, որ երբեմն ավելի հեռավոր աստղերն ունեն ավելի մեծ թվացյալ պայծառություն: Սա նշանակում է, որ աստղերի ակնհայտ փայլը կախված է ոչ միայն նրանց հեռավորությունից, այլև նրանց լույսի իրական ուժից, այսինքն՝ նրանց պայծառությունից։ Աստղի պայծառությունը կախված է աստղերի մակերեսի չափից և նրա ջերմաստիճանից։ Աստղի պայծառությունն արտահայտում է նրա իրական լուսավոր ինտենսիվությունը Արեգակի համեմատությամբ: Օրինակ, երբ ասում են, որ Սիրիուսի պայծառությունը 17 է, դա նշանակում է, որ նրա լույսի իրական ինտենսիվությունը 17 անգամ գերազանցում է արևի ուժգնությունը:

Որոշելով աստղերի պայծառությունը՝ աստղագետները պարզել են, որ շատ աստղեր հազարավոր անգամ ավելի պայծառ են, քան Արեգակը, օրինակ՝ Դենեբի (ալֆա Cygnus) պայծառությունը՝ 9400: Աստղերի մեջ կան այնպիսիք, որոնք հարյուր հազարավոր անգամ ավելի շատ լույս են արձակում։ քան Արևը։ Օրինակ՝ աստղը, որը նշվում է S տառով Դորադո համաստեղության մեջ։ Այն փայլում է 1,000,000 անգամ ավելի պայծառ, քան Արեգակը: Մյուս աստղերն ունեն նույն կամ գրեթե նույն պայծառությունը, ինչ մեր Արեգակը, օրինակ՝ Ալթաիրը (Ալֆա Արծիվ) -8: Կան աստղեր, որոնց պայծառությունն արտահայտվում է հազարերորդականներով, այսինքն՝ նրանց լուսավորության ինտենսիվությունը հարյուրավոր անգամ ավելի քիչ է, քան Արեգակը։

Աստղերի գույնը, ջերմաստիճանը և կազմը

Աստղերը տարբեր գույնի են։ Օրինակ՝ Վեգան և Դենեբը սպիտակ են, Կապելլան՝ դեղնավուն, իսկ Բեթելգեյզը՝ կարմրավուն։ Որքան ցածր է աստղի ջերմաստիճանը, այնքան այն կարմիր է: Սպիտակ աստղերի ջերմաստիճանը հասնում է 30000 և նույնիսկ 100000 աստիճանի; դեղին աստղերի ջերմաստիճանը մոտ 6000 աստիճան է, իսկ կարմիր աստղերինը՝ 3000 աստիճան և ցածր:

Աստղերը կազմված են շիկացած գազային նյութերից՝ ջրածին, հելիում, երկաթ, նատրիում, ածխածին, թթվածին և այլն։

Աստղերի կուտակում

Գալակտիկայի հսկայական տարածության աստղերը բաշխված են բավականին հավասարաչափ: Բայց դրանցից մի քանիսը դեռ կուտակվում են որոշակի վայրերում։ Իհարկե, նույնիսկ այնտեղ աստղերի միջև հեռավորությունները դեռ շատ մեծ են։ Բայց հսկա հեռավորությունների պատճառով նման սերտ հեռավորության վրա գտնվող աստղերը նման են աստղակույտի: Դրա համար էլ այդպես են կոչվում։ Աստղային կուտակումներից ամենահայտնին Ցուլ համաստեղության Պլեադներն են: Անզեն աչքով իրար շատ մոտ գտնվող Պլեադներում կարելի է առանձնացնել 6-7 աստղ։ Դրանցից ավելի քան հարյուրը կարելի է տեսնել աստղադիտակի միջոցով փոքր տարածքում։ Սա այն կույտերից մեկն է, որտեղ աստղերը կազմում են քիչ թե շատ մեկուսացված համակարգ՝ կապված տարածության մեջ ընդհանուր շարժումով։ Այս աստղակույտը ունի մոտ 50 լուսատարի տրամագիծ։ Բայց նույնիսկ այս կլաստերի աստղերի ակնհայտ մոտիկության դեպքում նրանք իրականում բավականին հեռու են միմյանցից: Նույն համաստեղությունում, շրջապատելով նրա գլխավոր՝ ամենապայծառ, կարմրավուն աստղ Ալ-Դեբարանը, կա մեկ այլ, ավելի ցրված աստղային կուտակում՝ Հյադեսը:

Թույլ աստղադիտակների որոշ աստղային կուտակումներ նման են մշուշոտ, մշուշոտ բծերի: Ավելի ամուր աստղադիտակներում այս բծերը, հատկապես դեպի ծայրերը, բաժանվում են առանձին աստղերի: Խոշոր աստղադիտակները թույլ են տալիս պարզել, որ դրանք հատկապես մոտ աստղային կուտակումներ են՝ գնդաձեւ: Հետեւաբար, նման կլաստերները կոչվում են գնդաձեւ: Այժմ հայտնի են հարյուրից ավելի գնդիկավոր աստղային կուտակումներ։ Նրանք բոլորը մեզանից շատ հեռու են։ Նրանցից յուրաքանչյուրը բաղկացած է հարյուր հազարավոր աստղերից։

Հարցը, թե ինչ է աստղերի աշխարհը, ըստ երևույթին առաջին հարցերից է, որին մարդկությունը բախվեց քաղաքակրթության արշալույսին: Ցանկացած մարդ, ով մտածում է աստղային երկնքի մասին, ակամա միացնում է ամենապայծառ աստղերը ամենապարզ պատկերների մեջ՝ քառակուսիներ, եռանկյուններ, խաչեր՝ դառնալով աստղային երկնքի սեփական քարտեզի ակամա ստեղծողը: Մեր նախնիները նույն ճանապարհով են գնացել՝ աստղային երկինքը բաժանելով աստղերի հստակ տարբերվող համակցությունների, որոնք կոչվում են համաստեղություններ: Հին մշակույթներում հիշատակումներ ենք գտնում աստվածների կամ առասպելների խորհրդանիշների հետ նույնացված առաջին համաստեղությունների մասին, որոնք մեզ են հասել բանաստեղծական անունների տեսքով՝ Օրիոն համաստեղություն, Շների համաստեղություն, Անդրոմեդա համաստեղություն և այլն: Այս անունները, այսպես ասած, խորհրդանշում էին մեր նախնիների գաղափարները տիեզերքի հավերժության և անփոփոխության, տիեզերքի ներդաշնակության կայունության և անփոփոխության մասին: