Տիեզերքի ամենամեծ աստղերը: Աստղեր Կարմիր աստղերը տիեզերքում
Դարեր շարունակ ամեն գիշեր երկնքում տեսնում ենք խորհրդավոր լույսեր `մեր Տիեզերքի աստղերը: Հնում մարդիկ աստղերի խմբերի մեջ տեսել են կենդանիների կերպարանքներ, իսկ հետագայում դրանք սկսել են կոչվել համաստեղություններ: Այս պահին գիտնականները հայտնաբերում են 88 համաստեղություն, որոնք գիշերային երկինքը բաժանում են հատվածների: Աստղերը էներգիայի և լույսի աղբյուր են Արեգակնային համակարգ... Նրանք ունակ են ստեղծել ծանր տարրեր, որոնք անհրաժեշտ են կյանքը սկսելու համար: Այսպիսով, Արևը տալիս է իր ջերմությունը մոլորակի բոլոր կենդանի էակներին: Աստղերի պայծառությունը որոշվում է դրանց չափերով:
Canis Majoris աստղը համաստեղությունից Մեծ շունամենամեծն է տիեզերքում: Այն գտնվում է Արեգակնային համակարգից 5 հազար լուսային տարի հեռավորության վրա: Նրա տրամագիծը 2.9 միլիարդ կիլոմետր է:
Իհարկե, տիեզերքում ոչ բոլոր աստղերն են այդքան հսկայական: Կան նաեւ գաճաճ աստղեր: Գիտնականները գնահատում են աստղերի չափը սանդղակով `որքան պայծառ աստղը, այնքան փոքր է նրա թիվը: Գիշերային երկնքում ամենապայծառ աստղը Սիրիուսն է: Ըստ գույնի ՝ աստղերը բաժանվում են դասերի, որոնք ցույց են տալիս դրանց ջերմաստիճանը: O դասը ներառում է ամենաթեժը, դրանք կապույտ են: Կարմիր աստղերն ամենացուրտն են:
Պետք է նշել, որ աստղերը չեն փայլում: Այս ազդեցությունը նման է նրան, ինչ մենք տեսնում ենք ամառվա շոգ օրերին տաք բետոնին կամ ասֆալտին նայելիս: Կարծես թափահարող ապակու միջով ենք նայում: Նույն գործընթացը ստեղծում է աստղի առկայծման պատրանք: Որքան մոտ է այն մեր մոլորակին, այնքան ավելի է «թարթում»:
Աստղերի տեսակները
Հիմնական հաջորդականությունը աստղի կյանքն է, որը կախված է նրա չափից: Փոքր աստղերը ավելի երկար են փայլում, մինչդեռ մեծերը ավելի քիչ են փայլում: Iveանգվածային աստղերը բավական վառելիք կունենան մի քանի հարյուր հազար տարի, իսկ փոքր աստղերը կայրվեն միլիարդավոր տարիներ:
Կարմիր հսկան մեծ նարնջագույն կամ կարմրավուն աստղ է: Այս տեսակի աստղերը շատ մեծ են չափերով, որոնք հարյուրավոր անգամ մեծ են սովորականից: Նրանցից ամենազանգվածայինը դառնում է գերհսկա: Բետելգյոզը, Օրիոն համաստեղությունից, ամենապայծառն է կարմիր գերհսկաներից:
Սպիտակ թզուկը սովորական աստղի մնացորդներն են ՝ կարմիր հսկայից հետո: Այս աստղերը բավականին խիտ են: Նրանց չափերը մեր մոլորակից մեծ չեն, սակայն դրանց զանգվածը կարելի է համեմատել Արեգակի հետ: Սպիտակ թզուկների ջերմաստիճանը հասնում է 100 հազար աստիճանի և ավելի:
Շագանակագույն թզուկներին անվանում են նաև ենթաստղեր: Սրանք գազային զանգվածային գնդակներ են, որոնք ավելի մեծ են քան Յուպիտերը և փոքր են Արեգակից: Այս աստղերը ջերմություն կամ լույս չեն արձակում: Նրանք նյութի մութ խցանում են:
Կեֆեյդ Նրա զարկերակի ցիկլը տատանվում է մի քանի վայրկյանից մինչև մի քանի տարի: Ամեն ինչ կախված է փոփոխական աստղի տեսակից: Կեֆեիդները փոխում են իրենց լուսավորությունը կյանքի վերջում և սկզբում: Նրանք կարող են լինել արտաքին և ներքին:
Աստղերի մեծ մասը աստղային համակարգերի մաս են կազմում: Երկուական աստղերը գրավիտացիոն առումով կապված երկու աստղեր են: Գիտնականներն ապացուցել են, որ գալակտիկայի աստղերի կեսը զույգ ունի: Նրանք կարող են ստվերել միմյանց, քանի որ նրանց ուղեծրերը գտնվում են տեսողության գծի նկատմամբ ցածր անկյան տակ:
Նոր աստղեր: Նրանք կատակլիզմիկ փոփոխական աստղերի տեսակ են: Նրանց պայծառությունը չի փոխվում այնքան կտրուկ, որքան գերնոր աստղերի համեմատ: Մեր գալակտիկայում առանձնանում են նոր աստղերի երկու խումբ ՝ նոր ուռուցքներ (ավելի դանդաղ և թույլ) և նոր սկավառակներ (ավելի արագ և պայծառ):
Գերնոր աստղեր: Աստղեր, որոնք պայթյունավտանգ գործընթացում ավարտում են իրենց էվոլյուցիան: Այս տերմինն օգտագործվել է այն աստղերի անվանման համար, որոնք բռնկվել են նորերից ավելի ուժեղ: Բայց դրանցից ոչ մեկը նոր չէ: Արդեն գոյություն ունեցող աստղերը միշտ փայլում են:
Հիպերնովա: Դա շատ մեծ գերնոր աստղ է: Տեսականորեն դրանք կարող են լուրջ սպառնալիք ստեղծել Երկրի համար ուժեղ բռնկմամբ, սակայն այս պահին մեր մոլորակի մոտ այդպիսի աստղեր չկան:
Աստղերի կյանքի ցիկլը
Աստղը ծագում է որպես գազի և փոշու ամպ, որը կոչվում է միգամածություն: Գերնոր պայթյունը կամ մոտակա աստղի ձգողականությունը կարող են ստիպել նրան փլուզվել: Ամպի տարրերը հավաքվում են խիտ տարածքում, որը կոչվում է նախաստղ: Հաջորդ անգամ սեղմվելիս այն տաքանում է եւ հասնում կրիտիկական զանգվածի: Դրանից հետո տեղի է ունենում միջուկային գործընթաց, և աստղը անցնում է իր գոյության բոլոր փուլերը: Առաջինը ամենակայունն ու երկարատևն է: Բայց ժամանակի ընթացքում վառելիքը սպառվում է, և փոքր աստղը դառնում է կարմիր հսկա, իսկ մեծը `կարմիր գերհսկա: Այս փուլը կշարունակվի այնքան ժամանակ, քանի դեռ վառելիքն ամբողջությամբ չի սպառվել: Աստղից հետո մնացած միգամածությունը կարող է ընդլայնվել միլիոնավոր տարիների ընթացքում: Դրանից հետո դրա վրա կգործի պայթյունային ալիք կամ ձգողականություն, և ամեն ինչ կկրկնվի սկզբից:
Հիմնական գործընթացներն ու բնութագրերը
Աստղը ունի երկու պարամետր, որոնք որոշում են բոլոր ներքին գործընթացները `քիմիական կազմը և զանգվածը: Նշանակելով դրանք մեկ աստղի ՝ կարող եք կանխատեսել աստղի սպեկտրը, պայծառությունն ու ներքին կառուցվածքը:
Հեռավորությունը
Աստղից հեռավորությունը որոշելու բազմաթիվ եղանակներ կան: Առավել ճշգրիտը պարալաքսի չափումն է: Մինչև Վեգա աստղի հեռավորությունը չափել է աստղագետ Վասիլի Ստրուվը 1873 թվականին: Եթե աստղը գտնվում է աստղային կլաստերում, ապա աստղից մինչև հեռավորությունը կարելի է համարել մինչև կլաստերի հեռավորությունը: Եթե աստղը Cepheid դասից է, ապա հեռավորությունը կարելի է հաշվարկել բացարձակ մեծության և իմպուլսացիոն շրջանի հարաբերությունից: Հեռավոր աստղերից հեռավորությունը որոշելու համար աստղագետներն օգտագործում են ֆոտոմետրիա:
Քաշը
Աստղի ճշգրիտ զանգվածը որոշվում է, եթե այն երկուական աստղի բաղադրիչ է: Դրա համար օգտագործվում է Կեպլերի երրորդ օրենքը: Կարող եք նաև անուղղակիորեն որոշել զանգվածը, օրինակ ՝ պայծառության կախվածությունից `զանգված: 2010 թվականին գիտնականները զանգվածի հաշվարկման այլ տարբերակ էին առաջարկում: Այն հիմնված է աստղի սկավառակի վրայով արբանյակով մոլորակի անցման դիտարկումների վրա: Կիրառելով Կեպլերի օրենքները և ուսումնասիրելով բոլոր տվյալները ՝ դրանք որոշում են աստղի խտությունն ու զանգվածը, արբանյակի և մոլորակի պտույտի շրջանը և այլ բնութագրեր: Այս պահին այս մեթոդը կիրառվել է գործնականում:
Քիմիական բաղադրությունը
Քիմիական կազմը կախված է աստղի տեսակից և նրա զանգվածից: Խոշոր աստղերը չունեն հելիումից ծանր տարրեր, և կարմիր և դեղին թզուկները համեմատաբար հարուստ են դրանցով: Սա օգնում է աստղին բռնկվել:
Կառուցվածքը
Կան երեք ներքին գոտիներ `կոնվեկտիվ, միջուկային և ճառագայթային փոխանցման գոտի:
Կոնվեկցիոն գոտի: Այստեղ, պայմանագրի շնորհիվ, տեղի է ունենում էներգիայի փոխանցում:
Միջուկը աստղի կենտրոնական մասն է, որտեղ տեղի են ունենում միջուկային ռեակցիաներ:
Iantառագայթային գոտի: Այստեղ էներգիայի փոխանցումը տեղի է ունենում ֆոտոնների արտանետման պատճառով: Փոքր աստղերի դեպքում այս գոտին բացակայում է, մեծ աստղերի համար այն գտնվում է կոնվեկտիվ գոտու և միջուկի միջև:
Մթնոլորտը գտնվում է աստղի մակերևույթից վեր: Այն բաղկացած է երեք մասից ՝ քրոմոսֆերայից, ֆոտոսֆերայից և պսակից: Ֆոտոսֆերան դրա ամենախորը մասն է:
աստղային քամի
Սա այն գործընթացն է, որով աստղից նյութը հոսում է միջաստեղային տարածություն: Նա կարևոր դեր է խաղում էվոլյուցիայի մեջ: Աստղային քամու արդյունքում աստղի զանգվածը նվազում է, ինչը նշանակում է, որ նրա կյանքը լիովին կախված է այս գործընթացի ինտենսիվությունից:
Աստղերի անվան սկզբունքներ և կատալոգներ
Գալակտիկայում կա ավելի քան 200 միլիարդ աստղ: Դրանք այնքան շատ են խոշոր աստղադիտակների լուսանկարներում, որ անիմաստ է բոլորին անուններ տալ և նույնիսկ հաշվել: Մեր գալակտիկայի աստղերի մոտ 0,01 տոկոսը ցուցակագրված է: Ամենավառ աստղերը կոչվեցին յուրաքանչյուր ազգի անունով: Օրինակ ՝ Ալգոլը, Ռիգելը, Ալդեբարանը, Դենեբը և այլք արաբերենից են:
Բայերի ուրանոմետրիայում աստղերը նշվում են հունական տառերով: այբուբեն `պայծառության նվազման կարգով (α- ն ամենապայծառն է, β- ն ՝ երկրորդը): Եթե հունական այբուբենը բավարար չէր, ապա օգտագործվում էր լատիներենը: Որոշ աստղեր կոչվում են այն գիտնականների անուններով, ովքեր նկարագրել են իրենց յուրահատուկ հատկությունները:
Մեծ արջուկ
Ursa Major համաստեղությունը 7 տպավորիչ աստղ է, որոնք բավականին հեշտ է գտնել երկնքում: Բացի դրանցից, համաստեղությունում կան ևս 125 աստղեր: Այս համաստեղությունը ամենամեծերից մեկն է և զբաղեցնում է 1280 քառ. աստիճաններ: Գիտնականները պարզել են, որ դույլի աստղերը մեզանից անհավասար հեռավորության վրա են:
Ամենամոտ աստղը Ալիոտն է, ամենահեռավորը ՝ Բենետնաշը: Աստղագիտության սիրահարների համար այս համաստեղությունը կարող է ծառայել որպես «մարզադաշտ».
· Մեծ արջի շնորհիվ դուք հեշտությամբ կարող եք գտնել այլ համաստեղություններ:
· Տարվա ընթացքում այն հստակորեն ցույց է տալիս երկնքի մեկ օրվա պտույտը և նրա արտաքին տեսքի վերականգնումը:
· Եթե հիշում եք աստղերի միջև եղած անկյունային հեռավորությունները, կարող եք անկյունային մոտավոր չափումներ կատարել:
· Հազիվ ընկալելի աստղադիտակով դուք կարող եք տեսնել փոփոխական և երկուական աստղեր Մեծ Ուրսայում:
Համաստեղության լեգենդներն ու առասպելները
«Շերեփը» մեզ հայտնի է վաղուց: Հին հույները պնդում էին, որ սա Կալիստո նիմֆան է, ով Արտեմիսի ուղեկիցն էր և usևսի սիրելին: Նա անտեսեց կանոնները և աստվածուհուն դժգոհության մատնեց: Նա նրան արջ դարձրեց և շներին հագցրեց: Իր սիրելի Zeևսին ապահով պահելու համար նա նրան երկինք բարձրացրեց: Սա մութ իրադարձություն է, և ամեն անգամ նրանք փորձում են ինչ -որ նոր բան ավելացնել այս պատմությանը, օրինակ ՝ Կալիստո նիմֆայի ընկերը, որը վերածվել էր Փոքր Ուրսայի:
Ursa Major- ը կարելի է տեսնել օրվա ընթացքում ՝ օգտագործելով համաստեղության ինտերակտիվ քարտեզ: Այստեղ դուք կարող եք գտնել այլ փոքր ու մեծ համաստեղություններ, տեսնել դրանք մեծ խոշորացման միջոցով:
Շատ դարեր շարունակ, գիշերվա սկզբին, միլիոնավոր մարդկային աչքեր իրենց հայացքն ուղղել են դեպի երկնքի խորհրդավոր լույսերը ՝ մեր Տիեզերքի աստղերը: Հին մարդիկ աստղերի խմբերի մեջ տեսել են կենդանիների և մարդկանց տարատեսակ կերպարներ, և նրանցից յուրաքանչյուրը ստեղծել է իր պատմությունը: Հետագայում նման կլաստերները կոչվեցին համաստեղություններ: Մինչ օրս աստղագետները հայտնաբերում են 88 համաստեղություն, որոնք աստղային երկինքը բաժանում են որոշակի տարածքների, որոնցով կարող եք նավարկվել և որոշել աստղերի գտնվելու վայրը:
Գիտե՞ք ամբողջ տիեզերքի ամենամեծ աստղը:
VY Canis Majoris աստղը, որը գտնվում է Canis Major համաստեղությունում, աստղային աշխարհի ամենամեծ ներկայացուցիչն է: Ներկայումս այն տիեզերքի ամենամեծ աստղն է: Աստղը գտնվում է Արեգակնային համակարգից 5 հազար լուսային տարի հեռավորության վրա: Աստղի տրամագիծը 2.9 միլիարդ կմ է:
Մեր Տիեզերքում մարդու աչքին հասանելի ամենա բազմաթիվ օբյեկտները հենց աստղերն են: Նրանք ներկայացնում են լույսի և էներգիայի աղբյուր ամբողջ արեգակնային համակարգի համար: Նրանք ստեղծում են նաեւ կյանքի ծնունդին անհրաժեշտ ծանր տարրեր: Եվ առանց Տիեզերքի աստղերի կյանք չէր լինի, քանի որ Արևը տալիս է իր էներգիան Երկրի գրեթե բոլոր կենդանի էակներին: Այն տաքացնում է մեր մոլորակի մակերեսը ՝ դրանով իսկ ստեղծելով տաք, աշխույժ օազիս մշտական սառույցի տարածության մեջ: Տիեզերքի աստղի պայծառությունը որոշվում է նրա չափերով:
Բայց տիեզերքի ոչ բոլոր աստղերն են այդքան հսկայական: Կան նաեւ այսպես կոչված գաճաճ աստղեր:
Աստղերի համեմատական չափերը
Աստղագետները գնահատում են աստղերի մեծությունն այն մասշտաբով, ըստ որի, որքան պայծառ է աստղը, այնքան փոքր է նրա թիվը: Յուրաքանչյուր հաջորդ համարը համապատասխանում է նախորդ աստղից տասն անգամ պակաս պայծառ աստղի: Տիեզերքի գիշերային երկնքի ամենապայծառ աստղը Սիրիուսն է: Նրա թվացյալ մեծությունը -1,46 է, ինչը նշանակում է, որ այն 15 անգամ է ավելի պայծառ, քան աստղըզրոյական արժեքով:
Աստղերը, որոնց մեծությունը 8 կամ ավելի է, չեն կարող դիտվել անզեն աչքով: Աստղերը նույնպես ըստ գույնի դասակարգվում են սպեկտրալ դասերի, որոնք ցույց են տալիս դրանց ջերմաստիճանը: Տիեզերքում կան աստղերի հետևյալ դասերը ՝ O, B, A, F, G, K և M. O դասը համապատասխանում է Տիեզերքի ամենաթեժ աստղերին ՝ կապույտ: Ամենացուրտ աստղերը դասակարգվում են որպես M, իսկ դրանց գույնը ՝ կարմիր:
Աստղերի սպեկտրալ դասեր տիեզերքում
O դաս - 30,000-60,000K կապույտ
B դաս-10.000-30.000K կապույտ-սպիտակ
A դաս - 7500-10000K սպիտակ
F դաս-6000-7500K դեղին-սպիտակ
G դաս - 5000-6000K դեղին
Դասարան K - 3500-5000K նարնջագույն
M դաս - 2000-3500K կարմիր
Հակառակ տարածված թյուր կարծիքին, հարկ է նշել, որ տիեզերքի աստղերը իրականում չեն փայլատակում: Սա պարզապես օպտիկական պատրանք է `մթնոլորտային միջամտության արդյունք: Նմանատիպ ազդեցություն կարելի է նկատել ամառվա շոգ օրը ՝ տաք ասֆալտին կամ բետոնին նայելիս: Տաք օդը բարձրանում է, և թվում է, թե դու նայում ես թափահարող ապակու միջով: Նույն գործընթացը առաջացնում է աստղերի առկայծման պատրանք: Որքան աստղը մոտ է Երկրին, այնքան ավելի «կթարթվի», քանի որ նրա լույսը անցնում է մթնոլորտի ավելի խիտ շերտերով:
Տիեզերքի աստղերի միջուկային օջախ
Տիեզերքի աստղը հսկայական միջուկային օջախ է: Նրա ներսում միջուկային ռեակցիան ջրածինը վերածում է հելիումի ՝ միաձուլման գործընթացի շնորհիվ, ուստի աստղը ձեռք է բերում իր էներգիան: Omրածնի ատոմային միջուկները մեկ պրոտոնով միանում են ՝ կազմելով հելիումի ատոմներ երկու պրոտոններով: Ordinaryրածնի սովորական ատոմի միջուկն ունի միայն մեկ պրոտոն: Rogenրածնի երկու իզոտոպները պարունակում են նաեւ մեկ պրոտոն, սակայն ունեն նաեւ նեյտրոններ: Դեյտերիումն ունի մեկ նեյտրոն, մինչդեռ տրիտիումը ՝ երկու: Աստղի ներսում դեյտերիումի ատոմը միանում է տրիտիումի ատոմի հետ ՝ առաջացնելով հելիումի ատոմ և ազատ նեյտրոն: Այս շարունակական գործընթացի արդյունքում ահռելի քանակությամբ էներգիա է ազատվում:
Հիմնական հաջորդականության աստղերի համար էներգիայի հիմնական աղբյուրը ջրածնի մասնակցությամբ միջուկային ռեակցիաներն են. Պրոտոն-պրոտոնային ցիկլը, որը բնորոշ է արևի զանգվածի մոտ զանգված ունեցող աստղերին և CNO ցիկլը, որը տեղի է ունենում միայն զանգվածային աստղերում և միայն եթե դրանք պարունակում են ածխածին: Աստղի կյանքի վերջին փուլերում միջուկային ռեակցիաները կարող են տեղի ունենալ ավելի ծանր տարրերով ՝ մինչև երկաթ:
Երբ աստղի ջրածինը սպառվում է, այն սկսում է հելիումը վերածել թթվածնի և ածխածնի: Եթե աստղը բավականաչափ զանգվածային է, փոխակերպման գործընթացը կշարունակվի մինչև ածխածնի և թթվածնի ձևավորումը նեոն, նատրիում, մագնեզիում, ծծումբ և սիլիցիում: Ի վերջո, այդ տարրերը վերածվում են կալցիումի, երկաթի, նիկելի, քրոմի և պղնձի, մինչև միջուկը ամբողջությամբ մետաղական չէ: Հենց դա տեղի ունենա, միջուկային ռեակցիան կդադարի, քանի որ երկաթի հալման ջերմաստիճանը չափազանց բարձր է: Ներքին գրավիտացիոն ճնշումը դառնում է ավելի բարձր, քան միջուկային ռեակցիայի արտաքին ճնշումը և, ի վերջո, աստղը փլուզվում է: Իրադարձությունների հետագա զարգացումը կախված է աստղի սկզբնական զանգվածից:
Աստղերի տեսակները տիեզերքում
Հիմնական հաջորդականությունը Տիեզերքում աստղերի գոյության ժամանակաշրջանն է, որի ընթացքում նրա ներսում տեղի է ունենում միջուկային ռեակցիա, որը աստղի կյանքի ամենաերկար հատվածն է: Մեր Արևը այժմ գտնվում է այս շրջանում: Այս ընթացքում աստղը ենթարկվում է պայծառության և ջերմաստիճանի փոքր տատանումների: Այս շրջանի տևողությունը կախված է աստղի զանգվածից: Այն ավելի կարճ է խոշոր զանգվածային աստղերում, իսկ փոքրերի դեպքում ՝ ավելի երկար: Շատ մեծ աստղերը ունեն բավականաչափ ներքին վառելիք մի քանի հարյուր հազար տարի, մինչդեռ Արեգակի նման փոքր աստղերը կփայլեն միլիարդավոր տարիներ: Ամենամեծ աստղերը հիմնական հաջորդականության ընթացքում վերածվում են կապույտ հսկաների:
Կարմիր հսկա
Սպիտակ գաճաճ
Շագանակագույն թզուկ
Կեֆեյդ
Կրկնակի աստղեր
Տիեզերքի շատ աստղեր մեծ աստղային համակարգերի մաս են կազմում: Երկուական աստղերը երկու աստղերի համակարգ են, որոնք ձգողականորեն կապված են միմյանց հետ: Նրանք պտտվում են փակ ուղեծրերով զանգվածի մեկ կենտրոնի շուրջ: Ապացուցված է, որ մեր գալակտիկայի բոլոր աստղերի կեսը զույգ ունի: Տեսողական զույգերով աստղերը հայտնվում են որպես երկու առանձին աստղեր: Դրանք կարող են որոշվել սպեկտրալ գծերի տեղաշարժով (դոպլերյան էֆեկտ): Երկուակի խավարման ժամանակ աստղերը պարբերաբար խավարում են միմյանց, քանի որ նրանց ուղեծրերը գտնվում են տեսողության գծից փոքր անկյան տակ:
Աստղերի կյանքի ցիկլը Տիեզերքում
Տիեզերքի աստղը սկսում է կյանքը որպես փոշու և գազի ամպ, որը կոչվում է միգամածություն: Մոտակա կամ գերնոր պայթյունի ծանրությունը կարող է միգամածության փլուզման պատճառ դառնալ: Գազի ամպի տարրերը միանում են մի խիտ տարածաշրջանի, որը կոչվում է նախաստղ: Հետագա սեղմման արդյունքում նախաստղը տաքանում է: Արդյունքում այն հասնում է կրիտիկական զանգվածի, և սկսվում է միջուկային գործընթացը. Աստղը աստիճանաբար անցնում է իր գոյության բոլոր փուլերով: Աստղի կյանքի առաջին (միջուկային) փուլը ամենաերկարն ու կայունն է: Աստղի կյանքի տևողությունը կախված է նրա չափից: Խոշոր աստղերը ավելի արագ են սպառում իրենց կյանքի վառելիքը: Նրանց կյանքի ցիկլը կարող է տևել ոչ ավելի, քան մի քանի հարյուր հազար տարի: Բայց փոքր աստղերը ապրում են շատ միլիարդավոր տարիներ, քանի որ նրանք իրենց էներգիան ավելի դանդաղ են ծախսում:
Աստղերի էվոլյուցիա
Բայց, անկախ ամեն ինչից, վաղ թե ուշ աստղային վառելիքն ավարտվում է, և այնուհետև մի փոքրիկ աստղ վերածվում է կարմիր հսկայի, իսկ մեծ աստղը `կարմիր գերհսկայի: Այս փուլը կտևի մինչև վառելիքի լիարժեք սպառումը: Այս կրիտիկական պահին ներքին ճնշումմիջուկային ռեակցիան կթուլանա և այլևս չի կարողանա հակակշռել ձգողության ուժին, և, արդյունքում, աստղը կփլուզվի: Հետո Տիեզերքի փոքր աստղերը, որպես կանոն, վերամարմնավորվում են մոլորակային միգամածության մեջ ՝ պայծառ, փայլուն միջուկով, որը կոչվում է սպիտակ գաճաճ: Timeամանակի ընթացքում այն սառչում է ՝ վերածվելով նյութի մուգ խիտ ՝ սև թզուկի:
Մեծ աստղերի դեպքում ամեն ինչ մի փոքր այլ կերպ է աշխատում: Փլուզման ժամանակ նրանք ազատում են անհավանական քանակությամբ էներգիա, և հզոր պայթյունը ստեղծում է գերնոր աստղ: Եթե դրա մեծությունը 1.4 անգամ գերազանցում է Արեգակի մեծությանը, ապա, ցավոք, միջուկը չի կարողանա պահպանել իր գոյությունը, և հաջորդ փլուզումից հետո գերնոր աստղը կդառնա նեյտրոն: Աստղի ներքին նյութը կծկվի այնքանով, որ ատոմները ձևավորեն նեյտրոնների խիտ պատյան: Եթե աստղային մեծությունը երեք անգամ մեծ է արեգակնայինից, ապա փլուզումը պարզապես կկործանի այն, կջնջի Տիեզերքի երեսից: Դրանից մնում է ամենաուժեղ ձգողության մի հատված, որը կոչվում է սև խոռոչ:
Տիեզերքի աստղի թողած միգամածությունը կարող է ընդլայնվել միլիոնավոր տարիների ընթացքում: Ի վերջո, այն կազդի հարևան կամ գերնոր պայթյունային ալիքի ձգողության վրա, և ամեն ինչ նորից կկրկնվի: Այս գործընթացը տեղի կունենա ամբողջ Տիեզերքում `կյանքի, մահվան և վերածննդի անվերջ ցիկլ: Այս աստղային էվոլյուցիայի արդյունքը կյանքի համար անհրաժեշտ ծանր տարրերի ձևավորումն է: Մեր արեգակնային համակարգը ծագել է միգամածության երկրորդ կամ երրորդ սերունդից, և դրա շնորհիվ Երկրի և այլ մոլորակների վրա կան ծանր տարրեր: Սա նշանակում է, որ մեզանից յուրաքանչյուրի մեջ կան աստղերի մասնիկներ: Մեր մարմնի բոլոր ատոմները ծնվել են ատոմային օջախում կամ գերնոր աստղի կործանարար պայթյունի արդյունքում:
Երկրից տեսանելի ամենապայծառ աստղերի ցանկը
Սիրիուս
Սիրիուս կամ ալֆա Canis Major աստղը Canis Major համաստեղության ամենավառ աստղն է: Ակնհայտ -1,46 մագնիտուդով Սիրիուսը երկնքի ամենապայծառ աստղն է (Արեգակից բացի): Նրա բացարձակ մեծությունը 1.45 է, և գտնվում է 8.6 լուսային տարվա հեռավորության վրա:
Սիրիուսն ունի A1Vm սպեկտրալ դաս, մակերևույթի ջերմաստիճանը ՝ 9940 ° Կելվին, և պայծառություն ՝ 25 անգամ Արևից: Սիրիուսի զանգվածը 2,02 անգամ գերազանցում է Արեգակին, իսկ տրամագիծը ՝ 1,7 անգամ Արեգակին:
Վերևի պատկերը ցույց է տալիս Սիրիուս աստղի (հյուսիսը վերև) չկրճատված լուսանկար, որն արվել է Takahashi E-180 աստղագրաֆով:
Սիրիուսն իրականում երկուական աստղային համակարգ է, որը բաղկացած է հիմնական հաջորդական աստղից ՝ նշելով Սիրիուս Ա (սպեկտրալ տիպ A1Vm) և թույլ սպիտակ թզուկ (սպեկտրալ տիպ DA2), որը նշվում է որպես Սիրիուս Բ: Սիրիուս Ա -ի և նրա ուղեկիցի միջև հեռավորությունը տատանվում է 8.1 -ի միջև: և 31,5 աստղագիտական միավոր: Սիրիուս աստղը այնքան պայծառ է, քանի որ այն ունի իր ներքին լուսավորությունն ու մերձավորությունը Երկրին: 8,6 լուսային տարվա հեռավորության վրա (2,6 պարսկ), Սիրիուս համակարգը Երկրի ամենամոտ հարևաններից է: Հյուսիսային կիսագնդի համար այն դիտվում է լայնության 30 -ից 73 աստիճանի սահմաններում: Սիրիուսը մեզ ամենամոտ աստղն է, որը կարելի է տեսնել անզեն աչքով: Չնայած Սիրիուսը 25 անգամ ավելի պայծառ է, քան Արևը, այն զգալիորեն ավելի ցածր լուսավորություն ունի, քան մյուս պայծառ աստղերը, ինչպիսիք են Կանոպոսը, Դենեբը և Ռիգելը:
Սիրիուս համակարգը մոտ 200-300 միլիոն տարեկան է: Սկզբնապես համակարգը բաղկացած էր երկու պայծառ կապտավուն աստղերից: Ավելի զանգվածային Սիրիուս Բ -ն, սպառելով իր ռեսուրսները, դարձավ կարմիր հսկա, որից հետո դուրս շպրտեց արտաքին շերտերը և դարձավ սպիտակ թզուկ մոտ 120 միլիոն տարի առաջ: Conversationրույցի ընթացքում Սիրիուսը հայտնի է որպես «Շների աստղ» ՝ արտացոլելով նրա պատկանելիությունը Canis Major համաստեղությանը: Սիրիուսի արևածագը նշանավորեց Նեղոսի ջրհեղեղը Հին Եգիպտոս... Սիրիուս անունը ծագել է հին հունարենից «փայլող» կամ «շիկացած»:
Կանոպուս
Canopus կամ Alpha Carina աստղը Կարինա համաստեղության ամենավառ աստղն է: -0,72 թվացյալ մեծությամբ Կանոպուսը երկնքի երկրորդ ամենապայծառ աստղն է: Նրա բացարձակ աստղային մեծությունը -5.53 է, և այն մեզանից հեռու է 310 լուսային տարվա հեռավորության վրա:
Կանոպուսն ունի A9II սպեկտրալ դաս, մակերևույթի ջերմաստիճանը ՝ 7350 ° Կելվին, իսկ պայծառությունը ՝ 13600 անգամ Արևից: Կանոպուս աստղի զանգվածը կազմում է Արեգակի զանգվածը 8,5 անգամ, իսկ արևի զանգվածը ՝ 65 անգամ:
Վերևի պատկերը ցույց է տալիս Canopus (հյուսիսը վերև) աստղի չկրճատված լուսանկարն է, որն արվել է Takahashi E-180 աստղագրաֆով:
Կանոպուսը F սպեկտրալ դասի սուպերհսկա է և սպիտակ է, երբ դիտվում է անզեն աչքով: Արեգակից 13,600 անգամ ավելի պայծառությամբ, Կանոպուսը ըստ էության ամենապայծառ աստղն է ՝ Արեգակնային համակարգից մինչև 700 լուսային տարի հեռավորության վրա: Եթե Կանոպուսը տեղակայված լիներ 1 աստղագիտական միավորի (Երկրից Արեգակ հեռավորությունը) հեռավորության վրա, ապա այն կունենար ակնհայտ մեծություն -37 (Արևն ունի 26.72
Կանոպուս աստղի տրամագիծը կազմում է 0,6 աստղագիտական միավոր, կամ Արեգակից 65 անգամ ավելի: Եթե Կանոպուսը տեղակայված լիներ Արեգակնային համակարգի կենտրոնում, ապա նրա արտաքին եզրերը կտարածվեին դեպի Մերկուրի ճանապարհի երեք քառորդը: Երկիրը պետք է հեռացվեր Պլուտոնի ուղեծրից երեք անգամ, որպեսզի Կանոպուսը երկնքում նայեր այնպես, ինչպես մեր Արեգակը:
Կանոպուսը ռենտգենյան ճառագայթների ուժեղ աղբյուր է, որը, ամենայն հավանականությամբ, նրա պսակից է, որը տաքացվում է մինչև 15 միլիոն աստիճան Կելվին: Այն Կարիճ-Կենտավրոս աստղերի խմբի անդամ է, որոնք ունեն ընդհանուր ծագում:
Արկտուրուս
Arcturus կամ alpha Bootes աստղը Կոշիկ համաստեղության ամենավառ աստղն է: Առերեւույթ -0.04 մագնիտուդով Արկտուրուսը երկնքի չորրորդ ամենապայծառ աստղն է: Նրա բացարձակ արժեքը -0.3 է և մեզանից հեռու է 34 լուսային տարվա հեռավորության վրա:
Արկտուրուս աստղն ունի K1.5IIIp սպեկտրալ տիպ, մակերևույթի ջերմաստիճան ՝ 4300 ° Կելվին, և լուսավորություն ՝ 210 անգամ ավելի, քան Արևը: Նրա զանգվածը 1,1 անգամ գերազանցում է Արեգակի զանգվածին, իսկ տրամագիծը ՝ 26 անգամ Արեգակի:
Վերևի պատկերը ցույց է տալիս Արկտուրուս աստղի (հյուսիսը վերև) չկտրված լուսանկարը, որն արվել է Takahashi E-180 աստղագրաֆով:
Արկտուրուսը երկնքի երկու կիսագնդերում տեսանելի է, քանի որ այն գտնվում է երկնային հասարակածից 20 աստիճանից պակաս հյուսիս: Աստղը գագաթնակետին է հասնում ապրիլի 30 -ի կեսգիշերին: Կա հեշտ ճանապարհ ՝ գտնելու աստղ Արկտուրուսին: Պարզապես պետք է հետևել Big Dipper դույլի բռնակին: Շարունակելով այս ուղղությամբ ՝ կարելի է գտնել Spica- ն: Արկտուրուսը տեղական միջաստղային ամպի աստղն է:
Արկտուրուսը նարնջագույն հսկա սպեկտրալ տիպի K1.5IIIp է: «P» նշանակում է «բացառիկ արտանետում» ՝ նշելով, որ աստղից բխող լույսի սպեկտրը անսովոր է և լի է արտանետումների գծերով: Այս երևույթը շատ տարածված չէ կարմիր հսկաների շրջանում, բայց բնորոշ է Արկտուրուս աստղին: Աստղը առնվազն 110 անգամ ավելի պայծառ է, քան Արեգակը, և դա հաշվի չի առնում այն փաստը, որ աստղի կողմից ինֆրակարմիր տիրույթում մեծ քանակությամբ լույս է արձակվում: Ընդհանուր (բոլոմետրիկ) հզորությունը 180 անգամ գերազանցում է Արեգակին:
Արկտուրուսն աչքի է ընկնում սեփական շարժման բարձր արագությամբ: Այն ավելի մեծ է, քան մոտակայքում գտնվող ցանկացած առաջին մեծության աստղը, բացառությամբ Ալֆա Կենտավրոսի: Արկտուրուս աստղը արագորեն շարժվում է (122 կմ / վրկ) Արեգակնային համակարգի համեմատ և ներկայումս գտնվում է Արևին գրեթե ամենամոտ կետում: Եվս 4000 տարի կպահանջվի, որպեսզի աստղը մի քանի հարյուրերորդ լուսային տարի ավելի մոտենա Երկրին, քան այսօր է: Արկտուրուսը համարվում է հին աստղ եւ շարժվում է 52 այլ աստղերի խմբի հետ: Այս շարժումը հայտնի է որպես Արկտուրուսի հոսք: Նրա զանգվածը բավականին դժվար է որոշել, սակայն ենթադրվում է, որ դա 1,1 արևային զանգված է:
Վեգա
Վեգա կամ ալֆա Լիրա աստղը Լիրա համաստեղության ամենավառ աստղն է: Ակնհայտ 0.03 մագնիտուդով Վեգան երկնքի հինգերորդ ամենապայծառ աստղն է: Նրա բացարձակ արժեքը 0,6 է, Երկրից հեռավորությունը ՝ 25 լուսային տարի:
Վեգան ունի A0Va սպեկտրալ դաս, մակերևույթի ջերմաստիճանը ՝ 9600 ° Կելվին, և նրա պայծառությունը 37 անգամ գերազանցում է Արեգակին: Աստղի զանգվածը 2.1 անգամ մեծ է Արեգակի զանգվածից, իսկ տրամագիծը ՝ 2.3 անգամ Արևից:
Վերևի պատկերը ցույց է տալիս աստղ Վեգայի (հյուսիսը վերև) աստղի չկրճատված լուսանկարն է, որն արվել է Takahashi E-180 աստղագրաֆով:
Վեգան համեմատաբար մոտ աստղ է, որը գտնվում է Երկրից 25 լուսային տարի հեռավորության վրա: Արկտուրոսի և Սիրիուսի հետ միասին այն Արևի հարևանության ամենավառ աստղերից մեկն է: Վեգան ամառային եռանկյունու գագաթներից մեկն է ՝ Դենեբի և Ալթեյրի հետ միասին: Քանի որ այն գտնվում է բարձր երկնքում, այն հստակ տեսանելի է ամառվա ամիսներին:
Վեգան ունի A0Va սպեկտրալ տեսակ ՝ այն դարձնելով սպիտակ հիմնական հաջորդական աստղ ՝ կապտավուն երանգով: Ներկայումս նրա տարիքը գնահատվում է 455 միլիոն տարի: Վեգան Արեգակի տարիքից ընդամենը մեկ տասներորդն է, բայց հաշվի առնելով, որ այն 2.1 անգամ ավելի զանգվածային է, քան այն, նրա գնահատված կյանքի տևողությունը նույնպես կլինի Արևի ընդամենը տասներորդը: Երկու աստղերն այժմ հասել են կյանքի իրենց միջին կետին: Վեգան ունի տարրերի անսովոր ցածր առատություն ՝ հելիումից մեծ ատոմային թվով:
Ենթադրվում է նաև, որ Վեգան փոփոխական աստղ է, որը պարբերաբար փոքր -ինչ տարբերվում է իր մեծությամբ: Այն պտտվում է բավականին արագ, մինչդեռ հասարակածի արագությունը հասնում է 274 կմ / վ -ի: Սա ստիպում է հասարակածին դուրս գալ դեպի կենտրոնախույս ուժի ազդեցության ներքո, և, արդյունքում, ջերմաստիճանի փոփոխություն է տեղի ունենում աստղի ֆոտոսֆերայում ՝ հասնելով առավելագույնի բևեռներում: Երկրից Վեգան դիտվում է այս բևեռներից մեկից:
Ինֆրակարմիր ճառագայթման դիտարկվող ավելցուկի հիման վրա, ամենայն հավանականությամբ, Վեգան ունի միջաստղային փոշոտ սկավառակ: Այս փոշին, որը օբյեկտների բախման արդյունք է, կազմում է պտտվող սկավառակի շուրջ պտույտ, որը նման է Արեգակնային համակարգի Կույպերի գոտուն: Ինֆրակարմիր ճառագայթման ավելցուկ ունեցող աստղերը կոչվում են Վեգա աստղեր: Վեգայի սկավառակի անկայունությունը նաև ենթադրում է Յուպիտերի չափի առնվազն մեկ մոլորակի առկայություն:
Վեգան Հյուսիսային բևեռի աստղն էր մ.թ.ա. մինչև 12000 թ. և այդպես կմնա մ.թ. 13700 -ից հետո: Վեգան առաջին աստղն էր (Արևից հետո), որը լուսանկարվեց և առաջինը, ով գրանցեց իր սպեկտրը: Նա նաև այն առաջին աստղերից էր, որոնց հեռավորությունը գնահատվում էր զուգահեռ չափումներով:
Մատուռ
Կապելա կամ ալֆա Աուրիգա աստղը Աուրիգա համաստեղության ամենավառ աստղն է: Ակնհայտ 0,08 մագնիտուդով Կապելլան երկնքում ամենապայծառ վեցերորդ աստղն է: Նրա բացարձակ արժեքը -0,5 է, իսկ հեռավորությունը Երկրից ՝ 41 լուսային տարի:
Մատուռն ունի G6III + G2III սպեկտրալ դաս, մակերեսի ջերմաստիճանը ՝ 4940 ° Կելվին, և դրա պայծառությունը 79 անգամ գերազանցում է Արեգակին: Աստղի զանգվածը 2.69 անգամ մեծ է Արեգակի զանգվածից, իսկ տրամագիծը ՝ 12 անգամ Արևից:
Վերևի պատկերը ցույց է տալիս Կապելլա աստղի (հյուսիսը վերևում) չկրճատված լուսանկար, որն արվել է Takahashi E-180 աստղագրաֆով:
Չնայած, եթե դրան նայեք անզեն աչքով, Կապելան կարծես մեկ աստղ լինի, իրականում այն ձևավորվում է երկու երկուական զույգերով: Առաջին զույգը բաղկացած է երկու պայծառ հսկա G տիպի աստղերից, որոնց շառավիղը 10 անգամ գերազանցում է Արեգակին, և սերտորեն կապված են: Ենթադրվում է, որ այս աստղերը կարմիր հսկաներ դառնալու ճանապարհին են:
Առաջին աստղի մակերևութային ջերմաստիճանը մոտ 4900 Կ է, շառավիղը 12 անգամ ավելի, քան Արևը, զանգվածը ՝ 2.7 արեգակնային զանգված, և պայծառությունը ՝ 79 անգամ Արևից: Երկրորդ աստղի մակերևութային ջերմաստիճանը մոտ 5700 Կ է, շառավիղը ՝ 9 արևի շառավիղ, զանգվածը ՝ 2.6 արևային զանգված, և պայծառությունը ՝ 78 անգամ Արևից: Չնայած հիմնական աստղը ավելի պայծառ է, երբ դիտվում է բոլոր ալիքների երկարություններում, այն ավելի թույլ է թվում, երբ դիտվում է տեսանելի լույսի ներքո ՝ մոտ 0,91 թվային մեծությամբ ՝ ակնհայտ 0,76 մեծության համեմատ:
Երկրորդ երկուական զույգը բաղկացած է երկու թույլ, փոքր և համեմատաբար սառը կարմիր թզուկներից: Theույգը գտնվում է 10 000 աստղագիտական միավորի (100 մլն կմ) հեռավորության վրա և ունի մոտ 104 օր ուղեծրի շրջան: Ըստ երևույթին, աստղերն իրենց ողջ կյանքի ընթացքում սպեկտրալ A դասի հիմնական հաջորդականության աստղեր էին, բայց այս պահին դրանք ընդլայնվում, սառչում և դառնում են կարմիր հսկաներ: Այս գործընթացը նրանց կպահանջի ևս մի քանի միլիոն տարի:
Ռիգել
Ռիգել կամ Բետա Օրիոն աստղը Օրիոն համաստեղության ամենավառ աստղն է: Ակնհայտ 0.12 մագնիտուդով Ռիգելը երկնքի յոթերորդ լուսավոր աստղն է: Նրա բացարձակ արժեքը -7 է և գտնվում է մեզանից ~ 870 լուսային տարի հեռավորության վրա:
Ռիգելն ունի B8Iae սպեկտրալ դաս, մակերեսի ջերմաստիճանը ՝ 11,000 ° Կելվին, և պայծառություն ՝ 66,000 անգամ Արեգակից: Աստղի զանգվածը 17 արեգակնային զանգված է և տրամագիծը ՝ 78 անգամ ավելի, քան արևը:
Վերևի պատկերը ցույց է տալիս աստղ Ռիգելի (հյուսիսը վեր է) չկրճատված լուսանկարը, որն արվել է Takahashi E-180 աստղագրաֆով:
Ռիգելը մեր տարածքի ամենավառ աստղն է: Ծիր Կաթին... Աստղն այնքան պայծառ է, որ երբ դիտվում է մեկ աստղագիտական միավորի հեռավորությունից (Երկրից Արեգակ), այն փայլելու է որպես ծայրահեղ պայծառ գնդակ ՝ 35 ° անկյունային տրամագծով և ակնհայտ մեծություն -38: Այս հեռավորության վրա էներգիայի հոսքը կլինի նույնը, ինչ եռակցման աղեղից մի քանի միլիմետր հեռավորության վրա: Այդքան մոտ գտնվող ցանկացած առարկա գոլորշիանալու է ուժեղ աստղային քամուց:
Ռիգելը ներկայումս անցնում է միգամածության շրջանով: Հետևաբար, աստղը լուսավորում է մոտակա փոշու ամպերը: Դրանցից ամենանշանավորը IC 2118 -ն է (Կախարդի գլխի միգամածությունը): Ռիգելը կապված է նաև Օրիոնի միգամածության (M42) հետ, որը քիչ թե շատ համահունչ է աստղին, չնայած այն Երկրից գրեթե երկու անգամ հեռու է:
Ռիգելը հայտնի երկուական աստղ է, որն առաջին անգամ դիտել է Վասիլի Յակովլևիչ Ստրուվեն 1831 թվականին: Չնայած նրան, որ Ռիգել Բ -ն իր չափսերով համեմատաբար թույլ է, այն մոտ 500 անգամ ավելի պայծառ Ռիգել Ա -ին մոտ լինելը այն դարձնում է սիրողական աստղագետների թիրախ: Ըստ հաշվարկների, Ռիգել Բ -ն գտնվում է Ռիգել Ա -ից 2200 աստղագիտական միավորի հեռավորության վրա: Նրանց միջև նման հսկայական հեռավորության պատճառով ուղեծրի շարժման նշաններ չկան, չնայած նրանք ունեն նույն ճիշտ շարժումը:
Ռիգել Բ -ն ինքնին սպեկտրոսկոպիկ երկուական համակարգ է, որը բաղկացած է երկու հիմնական հաջորդական աստղերից, որոնք պտտվում են ծանրության ընդհանուր կենտրոնի շուրջը ամեն 9,8 օրը մեկ: Երկու աստղերն էլ պատկանում են B9V սպեկտրալ տիպին:
Ռիգելը այլընտրանքային աստղ է, որը տարածված չէ գերհսկաների մոտ, 0.03-0.3 մագնիտուդով, որը փոխվում է ամեն 22-25 օրը մեկ:
Procyon
Procyon կամ Alpha Canis Minor աստղը Փոքր Canis համաստեղության ամենավառ աստղն է: 0.38 մագնիտուդով, Պրոկյոնը գիշերային երկնքում ութերորդ պայծառ աստղն է: Նրա բացարձակ աստղային մեծությունը 2.6 է, իսկ հեռավորությունը Երկրից ՝ 11.4 լուսային տարի:
Procyon- ն ունի F5IV-V սպեկտրալ դաս, մակերևույթի ջերմաստիճանը ՝ 6650 ° Կելվին, և պայծառություն ՝ 6.9 անգամ Արևից: Աստղի զանգվածը 1.4 անգամ գերազանցում է Արեգակին, իսկ տրամագիծը ՝ 2 անգամ:
Վերոնշյալ պատկերը ցույց է տալիս Պրոկյոնի (հյուսիսը վերև) աստղի չկրճատված լուսանկարն է, որն արվել է Takahashi E-180 աստղագրաֆով:
Անզեն աչքով Պրոսյոնը միայնակ աստղի տեսք ունի: Փաստորեն, Procyon- ը երկուական աստղային համակարգ է, որը բաղկացած է հիմնական հաջորդականությունից ՝ սպիտակ գաճաճ (սպեկտրալ դաս F5 IV-V), որը կոչվում է Procyon A և թույլ սպիտակ թզուկ (սպեկտրալ դաս DA), որը կոչվում է Procyon B. Procyon- ն այնքան էլ պայծառ տեսք չունի լուսավորություն, բայց Արեգակին մոտ լինելու պատճառով: Համակարգը գտնվում է 11,46 լուսային տարի հեռավորության վրա (3,51 պարսեկ) և մեր ամենամոտ հարևաններից է:
Procyon A- ի մակերևութային ջերմաստիճանը գնահատվում է 6530 ° Kelvin ՝ դրան տալով սպիտակ երանգ: Procyon A- ի զանգվածը 1.4 անգամ գերազանցում է Արեգակի զանգվածին, շառավիղը հավասար է Արևի զանգվածին, իսկ պայծառությունը 6.9 անգամ գերազանցում է Արեգակին: Procyon A- ն բավականին պայծառ է իր դասի համար, ինչը ենթադրում է ջրածնի ամբողջական փոխարկում հելիում իր միջուկում: Ի վերջո, աստղը կսկսի մեծանալ և ծավալվել 80 -ից 150 անգամ: Դա պետք է տեղի ունենա 10 -ից 100 միլիոն տարվա ընթացքում:
Ինչպես Սիրիուս Բ -ն, այնպես էլ Պրոսիոն Բ -ն սպիտակ թզուկ է, որը մեկուսացվել էր որպես առանձին անկախ միավոր ՝ այն դիտելուց շատ առաջ: Նրա գոյությունը առաջին անգամ կանխատեսել է Ֆրիդրիխ Բեսելը 1844 թվականին: Թեև նրա ուղեծրային բնութագրերը հաշվարկվել են Արթուր Օվերսի կողմից 1862 թվականին, Procyon B- ն տեսողականորեն չի հաստատվել մինչև 1896 թվականը, երբ Johnոն Մարտին Շեբերլեն այն դիտեց Lick աստղադիտարանի 36 դյույմանոց բեկող սարքի կանխատեսված կոորդինատներով:
0.6 արևային զանգվածներով, Procyon B- ն զգալիորեն ավելի փոքր է, քան Սիրիուս B. 5800 կմ Սիրիուս Բ -ի համար Մակերևութային ջերմաստիճան Պրոկյոն B աստղը 7740 ° Կելվին է, որը նույնպես շատ ավելի սառն է, քան Սիրիուս Բ -ն: Սա ցույց է տալիս նրա ցածր զանգվածը և ավելի մեծ տարիքը: Նախնադարյան աստղ Պրոկյոն Բ -ի զանգվածը կազմում էր մոտ 2,5 արևային զանգված, և այն կյանքի վերջը հասավ մոտ 1,7 միլիարդ տարի առաջ: Այս պատճառով Procyon A- ի տարիքը գնահատվում է 2 միլիարդ տարի:
Աստղ Procyon- ը Ձմեռային եռանկյունու երեք գագաթներից մեկն է կազմում Սիրիուսի և Բետելգեյսի հետ միասին:
Betelgeuse
Բետելգեյզ կամ Ալֆա Օրիոն աստղը Օրիոն համաստեղության երկրորդ ամենապայծառ աստղն է: 0,5 ակնհայտ մեծությամբ Բետելգյոզը գիշերային երկնքի իններորդ լուսավոր աստղն է: Նրա բացարձակ աստղային մեծությունը -5,14 է, իսկ Երկրից հեռավորությունը ՝ 530 լուսային տարի:
Betelgeuse- ն ունի M2Iab- ի սպեկտրալ տեսակ, մակերևույթի ջերմաստիճանը ՝ 3500 ° Kelvin, և պայծառություն ՝ 140,000 անգամ Արեգակից: Աստղի զանգվածը հավասար է Արևի զանգվածին 18 անգամ և տրամագիծը ՝ 1180 անգամ Արևի տրամագծին:
Վերևի պատկերը ցույց է տալիս Betelgeuse (հյուսիսը վերև) աստղի չկրճատված լուսանկարն է, որն արվել է Takahashi E-180 աստղագրաֆով:
Կարմիր գերհսկան Betelgeuse- ը հայտնի ամենամեծ և ամենապայծառ աստղերից է: Եթե այն տեղակայված լիներ մեր արեգակնային համակարգի կենտրոնում, ապա նրա մակերեսը կուլ կտար ամբողջ ներքին արեգակնային համակարգը (Մերկուրի, Վեներա, Երկիր և Մարս), դուրս կգար աստերոիդների գոտուց և, հնարավոր է, կհասներ Յուպիտերին: Այնուամենայնիվ, այն պատճառով, որ աստղի և Երկրի միջև հեռավորությունը փոխվել է անցյալ դարի ընթացքում ՝ 180 -ից մինչև 1300 լուսային տարի, բավականին դժվար է հաշվարկել դրա տրամագիծը և պայծառությունը: Ենթադրվում է, որ Betelgeuse- ն այժմ գտնվում է Երկրից 640 լուսային տարի հեռավորության վրա, ինչը նրան տալիս է միջին բացարձակ մեծություն `մոտ -6.05:
1920 թվականին Ալֆա Օրիոնը դարձավ առաջին աստղը (Արեգակից հետո), որի համար չափվեց նրա անկյունային տրամագիծը: Այդ ժամանակվանից ի վեր հետազոտողները մի շարք աստղադիտակների միջոցով չափել են այս աստղային հսկան, որոնցից յուրաքանչյուրն ունի տարբեր տեխնիկական պարամետրեր, որոնք հաճախ ունենում են հակասական արդյունքներ: Աստղի ներկայիս ակնհայտ տրամագիծը տատանվում է 0,043 -ից մինչև 0,056 վայրկյան: Սա իսկական շարժվող թիրախ է, քանի որ Betelgeuse աստղը պարբերաբար փոխում է իր տեսքը: Բացի այդ, Betelgeuse- ն ունի բարդ, ասիմետրիկ պատյան, որը առաջացել է զանգվածի վիթխարի կորստից ՝ մակերեսից գազի հսկայական շիթերի արտահոսքի պատճառով: Նույնիսկ ապացույցներ կան, որ Betelgeuse- ն ունի իր աստղային ուղեկիցը, որը պտտվում է իր գազի պատյանում ՝ նպաստելով աստղի էքսցենտրիկ վարքագծին:
Ենթադրվում է, որ Betelgeuse- ն ընդամենը 10 միլիոն տարեկան է, սակայն այն արագ զարգացել է իր մեծ զանգվածի շնորհիվ: Ըստ երևույթին, աստղը փախած է Orion OB1 աստղային կլաստերից, որը ներառում է Օրիոնի գոտու O և B տիպի աստղերը (Ալնիտակ, Ալնիլամ և Մինտակա): Betelgeuse- ը ներկայումս գտնվում է էվոլյուցիայի առաջադեմ փուլում և, ինչպես սպասվում է, կպայթեցվի որպես Երկրորդ տիպի գերնոր աստղ առաջիկա միլիոնավոր տարիների ընթացքում:
Հստակ կարմրավուն երանգով այն կիսամյակային փոփոխական աստղ է, որի ակնհայտ մեծությունները տատանվում են 0.2-ից 1.2-ի սահմաններում: Աստղը Ձմեռային եռանկյունու վերին աջ անկյունն է ՝ Սիրիուսի և Պրոկյոնի հետ միասին:
Betelgeuse- ը հեշտ է նկատել գիշերային երկնքում, քանի որ այն հայտնվում է հայտնի Օրիոնի գոտու հարևանությամբ: Հյուսիսային կիսագնդում այն կարող է աճել արևելքում ՝ հունվարին մայրամուտից անմիջապես հետո: Մարտի կեսերին աստղը հայտնվում է հարավում երեկոյան երկնքում և տեսանելի է մոլորակի գրեթե բոլոր բնակեցված շրջաններին: Հարավային կիսագնդի խոշոր քաղաքներում (օրինակ ՝ Սիդնեյում, Բուենոս Այրեսում և Քեյփթաունում) աստղը բարձրանում է հորիզոնից գրեթե 49 ° -ով:
Ալթաիր
Ալթաիր կամ ալֆա արծիվ աստղը արծիվ համաստեղության ամենավառ աստղն է: Ակնհայտ 0,77 մագնիտուդով Ալթայրը գիշերային երկնքում 12 -րդ ամենապայծառ աստղն է: Նրա բացարձակ մեծությունը 2.3 է, իսկ Երկրից հեռավորությունը ՝ 18 լուսային տարի:
Ալթեյրն ունի A7Vn սպեկտրալ տիպ, մակերևույթի ջերմաստիճանը ՝ 7500 ° Կելվին, և պայծառություն ՝ 10.6 անգամ Արևից: Նրա զանգվածը 1.79 անգամ մեծ է Արեգակի զանգվածից, իսկ տրամագիծը ՝ 1.9 անգամ Արևից:
Վերոնշյալ պատկերը ցույց է տալիս Ալթեյր աստղի (հյուսիսը վեր է) չկրճատված լուսանկարը, որն արվել է Takahashi E-180 աստղագրաֆով:
Գտնվելով 18 լուսային տարի հեռավորության վրա (5,13 պարսկ), Ալթեյրը ամենամոտ աստղերից է, որը տեսանելի է անզեն աչքով: Beta Eagle- ի և Tarazed- ի հետ միասին աստղը կազմում է աստղերի հայտնի շարանը, որը երբեմն կոչվում է Ակվիլայի ընտանիք: Ալթեյրը Դենեբի և Վեգայի հետ կազմում է Ամառային եռանկյունու գագաթներից մեկը:
Altair աստղը A տիպի հիմնական հաջորդականության աստղ է: Այն ունի պտտման չափազանց մեծ արագություն, որը հասնում է հասարակածում վայրկյանում 210 կիլոմետրի: Այսպիսով, մեկ շրջանը մոտ 9 ժամ է: Համեմատության համար նշենք, որ Արեգակից ընդամենը 25 օր է պահանջվում հասարակածում մեկ ամբողջական պտույտ կատարելու համար: Այս արագ պտույտը պատճառ է դառնում, որ Altair- ը փոքր -ինչ հարթվի: Նրա հասարակածային տրամագիծը 20 տոկոսով մեծ է բևեռայինից:
Ալդեբարան
Ալդեբարան կամ ալֆա urուլ աստղը Taուլ համաստեղության ամենավառ աստղն է: Ակնհայտ 0,85 մագնիտուդով Ալդեբարանը գիշերային երկնքի 14 -րդ ամենապայծառ աստղն է: Նրա բացարձակ աստղային մեծությունը -0,3 է, իսկ Երկրից հեռավորությունը ՝ 65 լուսային տարի:
Ալդեբարանն ունի K5III սպեկտրալ տիպ, մակերևույթի ջերմաստիճանը ՝ 4010 ° Կելվին, իսկ պայծառությունը ՝ Արևից 425 անգամ: Ալդեբարան աստղի զանգվածը 1.7 անգամ Արեգակի զանգվածից է և տրամագիծը ՝ 44.2 անգամ Արեգակի տրամագծից:
Վերևի պատկերը ցույց է տալիս Ալդեբարան աստղի (հյուսիսը վերև) չկրճատված լուսանկարն է, որն արվել է Takahashi E-180 աստղագրաֆով:
Ալդեբարանը նարնջագույն հսկա է, որը շարժվել է Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամի հիմնական հաջորդական գծով: Նրա միջուկում սպառվեց ջրածնի վառելիքը, և ջրածնի միաձուլման գործընթացը դադարեց: Չնայած դեռ բավականաչափ բարձր չէ հելիումի միաձուլման համար, աստղի միջուկի ջերմաստիճանը զգալիորեն բարձրացել է գրավիտացիոն ճնշման պատճառով, և աստղը ընդլայնվել է մինչև Արեգակի տրամագիծը 44,2 անգամ ՝ հասնելով 61 միլիոն կիլոմետրի: Hipparcos արբանյակը չափեց աստղից հեռավորությունը, որը 65 լուսային տարի է (20,0 պարսեկ): Ալդեբարանը մի փոքր փոփոխական LB աստղ է: Նրա թվացյալ մեծության տատանումները կազմում են մոտ 0,2:
Ալդեբարանն ամենապարզ աստղերից մեկն է, որը կարելի է գտնել գիշերային երկնքում ՝ մասամբ պայծառության և մասամբ տարածական դիրքի պատճառով երկնքի ամենահայտնի աստղակերպերից մեկի հետ կապված: Եթե դուք հետևում եք Օրիոնի գոտու երեք աստղերին ՝ ձախից աջ (հյուսիսային կիսագնդում) կամ աջից ձախ (հարավային կիսագնդում), ապա առաջին պայծառ աստղը, որը գտնում եք այս գծով շարունակելիս, Ալդեբարանն է:
Ալդեբարանն ամենաբարձր պայծառությունն ունի Hyades բաց կլաստերային խմբի անդամների շրջանում, որը կազմում է «ցուլի գլուխը» Taուլ համաստեղությունում: Այնուամենայնիվ, Ալդեբարանը պարզապես պատահաբար հայտնվում է Երկրի և Հյադեսի միջև: Աստղային կույտը իրականում երկու անգամ ավելի հեռու է ՝ 150 լուսային տարի հեռավորության վրա:
Ալդեբարան անունը ծագում է արաբերենից և բառացիորեն թարգմանվում է որպես «հետևորդ», հավանաբար այն պատճառով, որ այս պայծառ աստղը գիշերային երկնքում հետևում է Պլեյադներին կամ Յոթ քույրերի աստղային կլաստերին:
Անտարես
Աստղ Անտարես կամ ալֆա Կարիճ Կարիճ համաստեղության ամենավառ աստղն է: Ակնհայտ աստղային արժեքով `0.96, Անտարեսը երկնքի 16 -րդ ամենապայծառ աստղն է: Նրա բացարձակ մեծությունը -5,28 է, իսկ Երկրից հեռավորությունը ՝ 604 լուսային տարի:
Անտարեսն ունի M1.5Iab սպեկտրալ տիպ, մակերևույթի ջերմաստիճանը ՝ 3500 ° Կելվին, և պայծառություն ՝ 65.000 անգամ Արևից: Աստղի զանգվածը 15,5 անգամ գերազանցում է Արեգակի զանգվածին, իսկ տրամագիծը ՝ 800 անգամ Արեգակին:
Վերևի պատկերը ցույց է տալիս Անտարեսի (հյուսիսը վերև) աստղի չկրճատված լուսանկարն է, որն արվել է Takahashi E-180 աստղագրաֆով:
Անտարեսը սուպերգիգանտ է: Եթե տեղադրվի Արեգակնային համակարգի կենտրոնում, ապա նրա արտաքին մակերեսը տեղակայված կլինի Մարսի և Յուպիտերի ուղեծրերի միջև: Պարալաքսի չափումների հիման վրա Անտարեսը Երկրից գտնվում է 550 լուսային տարի (170 պարսեկ) հեռավորության վրա: Անտարեսն ունի տեսողական լուսավորություն 10000 անգամ ավելի, քան Արեգակը, բայց քանի որ ինֆրակարմիր տիրույթում աստղը արտանետում է զգալի քանակությամբ էներգիա, դրա բոլոմետրիկ պայծառությունը 65000 անգամ գերազանցում է Արեգակին: Անտարեսը նաև անկանոն փոփոխական աստղ է (տիպ LC), որի ակնհայտ մեծությունները տատանվում են 0.88 -ից մինչև 1.16 -ի սահմաններում:
Անտարեսն ամեն տարի մայիսի 31 -ին հակադրվում է Արեգակին: Այս պահին աստղը տեսանելի է ամբողջ գիշեր: Նոյեմբերի 30 -ից առաջ և հետո մոտ երկու -երեք շաբաթ Անտարեսը չի երևում գիշերային երկնքում, քանի որ այն կորած է Արևի փայլում: Ալդեբարանի, Սփիկայի և Ռեգուլուսի հետ միասին, օնիան այն չորս պայծառ աստղերից մեկն է, որը գտնվում է խավարածրի մոտ:
Անտարեսն ունի երկրորդ ուղեկից աստղ ՝ Անտարես Բ, որի անկյունային բաժանումը 1854 թվականի 3,3 աղեղային վայրկյանից փոխվել է 1990 թվականի 2,86 աղեղային վայրկյանի: Սովորաբար աստղը դժվար է տեսնել Անտարես Ա -ի շողերի պատճառով:
Սփիկա
Աստղ Spica կամ ալֆա Կույս Կույս համաստեղության ամենավառ աստղն է: 0.98 մագնիտուդով, Spica- ն գիշերային երկնքում 15 -րդ ամենապայծառ աստղն է: Նրա բացարձակ աստղային մեծությունը -3.2 է, իսկ հեռավորությունը Երկրից ՝ 262 լուսային տարի:
Spica- ն ունի B1V սպեկտրալ դաս, մակերևույթի ջերմաստիճանը ՝ 22,400 ° Kelvin, և պայծառություն ՝ 12,100 անգամ Արևից: Նրա զանգվածը հասնում է Արեգակի զանգվածին 10,3 անգամ, իսկ տրամագիծը ՝ Արեգակի տրամագծին 7,4 անգամ:
Վերևի պատկերը ցույց է տալիս Spica աստղի (հյուսիսը վերևում) չկրճատված լուսանկարն է, որն արվել է Takahashi E-180 աստղագրաֆով:
Spica- ն մոտ երկուական աստղ է, որի բաղադրիչները չորս օրը մեկ պտտվում են զանգվածի ընդհանուր կենտրոնի շուրջը: Դրանք այնքան մոտ են միմյանց, որ դրանք աստղադիտակի մեջ չեն կարող հայտնաբերվել որպես երկու առանձին աստղեր: Այս զույգի ուղեծրային շարժման փոփոխությունները հանգեցնում են դրանց համապատասխան սպեկտրների կլանման գծերի դոպլերյան փոփոխության `դրանք դարձնելով սպեկտրոսկոպիկ երկուական զույգ: Այս համակարգի ուղեծրի պարամետրերը նախ ստացվել են սպեկտրոսկոպիկ չափումների միջոցով:
Գլխավոր աստղն ունի սպեկտրալ դաս B1 III-IV: Պայծառության դասը չի համընկնում աստղի սպեկտրի հետ, որը գտնվում է ենթահսկայի և հսկա աստղի միջև, և այն այլևս B տիպի հիմնական հաջորդականության աստղ չէ: Այն զանգվածային աստղ է, որի զանգվածը 10 անգամ գերազանցում է Արեգակին և շառավիղը ՝ յոթ անգամ: Այս աստղի ընդհանուր լուսավորությունը 12,100 անգամ ավելի է, քան Արեգակը և ութ անգամ ՝ նրա ուղեկիցը: Pairույգի հիմնական աստղը Արեգակին ամենամոտ աստղերից է, որն ունի բավականաչափ զանգված, որպեսզի ավարտի իր կյանքը Երկրորդ տիպի գերնոր պայթյունից:
Գլխավոր աստղը դասակարգվում է որպես Beta Cephei տիպի փոփոխական աստղ, որը ամեն օր փոխվում է պայծառության 0.1738 արժեքով: Սպեկտրը ցույց է տալիս ճառագայթային արագության տատանումներ նույն ժամանակաշրջանի հետ, ինչը ցույց է տալիս, որ աստղի մակերեսը պարբերաբար պտտվում է: Այս աստղը արագ պտտվում է: Հասարակածի երկայնքով պտտման արագությունը 199 կմ / վ է:
Այս համակարգի երկրորդական աստղը այն սակավաթիվ աստղերից է, որն ունի Ստրուվ-Սահադեի էֆեկտ: Սա ուղեծրի ընթացքում սպեկտրալ գծերի ուժի անոմալ փոփոխություն է, որտեղ գծերը դառնում են ավելի թույլ, երբ աստղը հեռանում է դիտողից: Այս աստղը փոքր է հիմնականից: Նրա զանգվածը 7 անգամ գերազանցում է Արեգակին, իսկ աստղի շառավիղը ՝ 3,6 անգամ Արեգակի շառավիղին: Աստղն ունի սպեկտրալ տիպ B2 V ՝ այն դարձնելով հիմնական հաջորդական աստղ:
Spica- ն էլիպսոիդային փոփոխական է, որտեղ աստղերը խեղաթյուրվում են գրավիտացիոն փոխազդեցությամբ: Այս ազդեցությունը առաջացնում է աստղային համակարգի ակնհայտ մեծության փոփոխություն 0,03 -ի հավասար արժեքով ՝ ժամանակաշրջանի ընթացքում համապատասխանող ուղեծրային ժամանակաշրջանին: Մեծության այս աննշան նվազումը տեսողականորեն հազիվ տեսանելի է: Երկու աստղերի պտույտի արագությունն ավելի արագ է, քան նրանց ուղեծրային շրջանը: Համաժամացման այս բացակայությունը և նրանց ուղեծրի բարձր էլիպսայնությունը կարող են ցույց տալ, որ սա երիտասարդ աստղային համակարգ է: Timeամանակի ընթացքում զույգի փոխադարձ մակընթացային փոխազդեցությունը կարող է հանգեցնել պտտման համաժամացման և ուղեծրային ցիկլիզացիայի:
Պոլուքս
Աստղ Pollux կամ Beta Gemini- ն Երկվորյակների համաստեղության ամենավառ աստղն է: Ակնհայտ 1.14 մագնիտուդով Պոլուքսը երկնքի 17 -րդ ամենապայծառ աստղն է: Նրա բացարձակ աստղային մեծությունը 0,7 է, իսկ հեռավորությունը Երկրից ՝ 40 լուսային տարի:
Pollux- ն ունի K0IIIb սպեկտրալ տիպ, մակերևույթի ջերմաստիճան ՝ 4865 ° Kelvin, և պայծառություն ՝ 32 անգամ Արևից: Նրա զանգվածը 1.86 անգամ մեծ է Արեգակի զանգվածից, իսկ տրամագիծը ՝ 8 անգամ Արևից:
Վերևի պատկերը ցույց է տալիս Pollux (հյուսիսը վերև) աստղի չկրճատված լուսանկարը, որն արվել է Takahashi E-180 աստղագրաֆով:
Երկվորյակ աստղերը ՝ Կաստորը և Պոլուքսը, լավագույնս երևում են հյուսիսային գարնանային երեկոների ընթացքում: Ի տարբերություն իրական երկվորյակների, Կաստորն ու Պոլուքսը քիչ ընդհանրություններ ունեն: Կաստորը սպիտակ քառապատիկ աստղ է, որը կազմված է բավականին սերտ սպիտակ բաղադրիչներից (սպեկտրալ դաս A), մինչդեռ Pollux- ը նարնջագույն գույնի զով հսկա է (սպեկտրալ դաս K0IIIb):
Castor- ի հետ սերտ զուգավորումն ավելի պայծառ գույն է հաղորդում Pollux- ին: Աստղը, որը գտնվում է 34 լուսային տարի հեռավորության վրա, ունի ընդհանուր լուսավորություն 46 անգամ Արեգակից: Իր ցուրտ ջերմաստիճանով (4770 ° Կելվին) և Արեգակից 10 անգամ գերազանցող տրամագծով, Պոլուքսը փոքր է իր զով հսկա «զարմիկներից» շատերից և Ալդեբարանի տրամագծից ընդամենը մեկ քառորդն է: Նրա խորքային միջավայրում տեղի է ունենում ջրածնի հելիումի միաձուլման գործընթացը, որը բնորոշ է կարմիր հսկաների մեծամասնությանը: Աստղը ռենտգենյան ճառագայթներ է արձակում և կարծես մագնիսացված պսակ ունի:
2006 թվականին հայտնաբերվեց էկզոմոլորակ, որը պտտվում էր Պոլուքսի շուրջը ՝ այն դարձնելով երկնքի ամենավառ աստղը հայտնի էկզոմոլորակով: Յուպիտերի զանգվածից առնվազն 2.9 անգամ մեծ զանգվածով մոլորակը լողում է շրջանաձև ուղեծրով 1.69 աստղագիտական միավորի հեռավորության վրա ՝ 590 օր պտույտով (1.6 տարի):
Ֆոմալհաուտ
Աստղ Ֆոմալհաուտ կամ ալֆա Ձկներ Հարավը Ձկների հարավ համաստեղության ամենավառ աստղն է: Ֆոմալհաուտը ՝ 1.16 մագնիտուդով, երկնքի 18 -րդ ամենապայծառ աստղն է: Նրա բացարձակ մեծությունը 2.0 է, գտնվում է 22 լուսային տարվա հեռավորության վրա:
Ֆոմալհաուտն ունի A3Va սպեկտրալ տիպ, մակերևույթի ջերմաստիճանը ՝ 8750 ° Կելվին, իսկ պայծառությունը ՝ 17.9 անգամ Արևից:
Վերևի պատկերը ցույց է տալիս Ֆոմալհաուտ աստղի (հյուսիսը վերև) չկրճատված լուսանկար, որն արվել է Takahashi E-180 աստղագրաֆով:
Ֆոմալհաուտը համեմատաբար երիտասարդ աստղ է, մոտ 300 միլիոն տարեկան, կյանքի պոտենցիալ տևողությունը մինչև միլիարդ տարի: Արեգակի համեմատ աստղն ունի մետաղի դեֆիցիտ, ինչը նշանակում է, որ այն կազմված է ջրածնից և հելիումից բացի այլ տարրերի ավելի փոքր տոկոսից: Աստղի մետաղականությունը որոշվում է ֆոտոսֆերայում երկաթի առատությունը ջրածնի համեմատությամբ: 1997 թ. -ին սպեկտրոսկոպիկ ուսումնասիրությունները ցույց տվեցին Արեգակի երկաթի ծավալի 93% -ին հավասար արժեք, սակայն ավելի ուշ կատարված ուսումնասիրությունները ցույց տվեցին, որ իրականում արժեքը կարող է լինել կիսով չափ:
Ֆոմալհաուտը Կաստորի շարժվող աստղերի խմբին պատկանող 16 աստղերից մեկն է: Այն աստղերի համաստեղություն է, որը կիսում է տիեզերքում աստղերի ընդհանուր շարժումը և, հետևաբար, կարող է ֆիզիկապես կապված լինել: Այս խմբի մյուս անդամներն են Կաստորը և Վեգան: Այս շարժվող խումբը գիտնականները գնահատում են մոտ 200 միլիոն տարեկան: Հարեւան TW TW Pisces աստղը, որը նույնպես այս խմբի անդամ է, կարող է ֆիզիկական զույգ կազմել Ֆոմալհաուտի հետ:
Ֆոմալհաուտը շրջապատված է տորոիդային բեկորների փոշոտ սկավառակով `շատ սուր ներքին եզրով` 133 AU ճառագայթային հեռավորության վրա: Փոշը բաշխված է մոտ 25 AU լայնությամբ գոտում և երբեմն կոչվում է «Կույպեր Ֆոմալհաուտի գոտի»: Ենթադրվում է, որ Ֆոմալհաուտի փոշոտ սկավառակը նախամոլորակային է և արձակում է ինֆրակարմիր ճառագայթում: Ֆոմալհաուտի պտույտի չափումները ցույց են տալիս, որ սկավառակը գտնվում է աստղի հասարակածային հարթությունում, ինչպես առաջարկել է աստղի և մոլորակների ձևավորման տեսությունը:
Ֆոմալհաուտը առանձնահատուկ նշանակություն ունի էկզոսոլար հետախուզության մեջ, քանի որ այն առաջին աստղային համակարգի կենտրոնն է էկզոմոլորակով (Ֆոմալհաուտ բ), որը տեսանելի է ալիքի երկարությունների վրա: Մոլորակի զանգվածը մոտավորապես ոչ ավելի, քան երեք անգամ Յուպիտերի զանգվածն է և ոչ պակաս, քան Նեպտունի զանգվածը:
Դենեբ
Դենեբ կամ ալֆա Կիգնուս աստղը gnեղն համաստեղության ամենավառ աստղն է: Ակնհայտ 1,25 մագնիտուդով Դենեբը երկնքի 19 -րդ ամենապայծառ աստղն է: Նրա բացարձակ աստղային մեծությունը -7.2 է, իսկ Երկրից հեռավորությունը ՝ 1550 լուսային տարի:
Դենեբն ունի A2Ia սպեկտրալ տիպ, մակերևույթի ջերմաստիճանը ՝ 8525 ° Կելվին, և պայծառություն ՝ 54,000 անգամ Արեգակից: Նրա զանգվածը Արեգակի զանգվածից 20 անգամ է, իսկ տրամագիծը ՝ Արևի տրամագծից 110 անգամ:
Վերոնշյալ պատկերը ցույց է տալիս աստղ Դենեբի (հյուսիսը վեր է) չկրճատված լուսանկարը, որն արվել է Takahashi E-180 աստղագրաֆով:
Դենեբը Ալթեյրի և Վեգայի հետ կազմում են ամառային եռանկյունու գագաթները: Բացարձակ 7.2 մագնիտուդով Դենեբը մեր իմացած ամենապայծառ աստղերից է: Նրա պայծառությունը գնահատվում է 60,000 անգամ ավելի, քան Արեգակը: Երկրի հետ նրա ճշգրիտ հեռավորությունը անհայտ է, ինչը շատ դիպուկ է դարձնում Դենեբի այլ հատկություններ նույնպես: Այնուամենայնիվ, 2007 թ. Ուսումնասիրությունը բացեց այս աստղի շուրջ անորոշության շղարշը: Ըստ արդյունքների ՝ աստղի ամենահավանական հեռավորությունը մոտ 1550 լուսային տարի է: Հաշվարկման սխալը թույլ է տալիս 1340-1840 լուսային տարի հեռավորություն: Դենեբան առաջին մեծության ամենահայտնի աստղն է:
Ելնելով իր ջերմաստիճանից և պայծառությունից, ինչպես նաև իր փոքր անկյունային տրամագծի ուղղակի չափումներից (ընդամենը 0,002 աղեղ վայրկյան), ըստ երևույթին, Դենեբը ունի 110 անգամ ավելի տրամագիծ, քան Արևը: Եթե տեղադրվի մեր արեգակնային համակարգի կենտրոնում, ապա Դենեբը կզբաղեցնի Երկրի ուղեծրի ուղու կեսը: Ալֆա Կիգնուսը մեզ հայտնի ամենամեծ սպիտակ աստղերից է:
Գերհսկայի կապույտ-սպիտակ գույնը, բարձր զանգվածը և ջերմաստիճանը նշանակում են, որ աստղը կունենա շատ կարճ կյանքի տևողություն և, ամենայն հավանականությամբ, մի քանի միլիոն տարվա ընթացքում կդառնա գերնոր աստղ: Իր առանցքում ջրածնի միաձուլման գործընթացն արդեն դադարել է: Ներկայումս Դենեբը, հավանաբար, ընդլայնվում է ՝ դառնալով կարմիր սուպերգիգան, ինչպիսին է Մու epեֆեյը: Մինչ այն կա, աստղը կանցնի F, G, K և M սպեկտրալ տեսակների միջով:
Դենեբի արևային քամին պատճառ է դառնում, որ այն տարեկան կորցնի 0,8 միլիոն արևային զանգվածի զանգված, ինչը 100,000 անգամ գերազանցում է Արեգակից հոսքը: Այն փոփոխական աստղերի դասի նախատիպն է, որը հայտնի է որպես alpha Cygnus փոփոխականներ: Նրա մակերեսը ենթակա է ոչ ճառագայթային թրթռումների, որոնք փոփոխություններ են առաջացնում նրա պայծառության և սպեկտրալ դասի մեջ:
Կանոնակարգ
Ռեգուլուս աստղը կամ ալֆա Առյուծը Առյուծ համաստեղության ամենավառ աստղն է: Ակնհայտ 1,35 մագնիտուդով Ռեգուլուսը երկնքի 21 -րդ ամենապայծառ աստղն է: Նրա բացարձակ արժեքը -0.3 է, իսկ Երկրից հեռավորությունը `69 լուսային տարի:
Ռեգուլուսն ունի B7Vn սպեկտրալ դաս, մակերևույթի ջերմաստիճանը ՝ 10300 ° Կելվին և պայծառություն ՝ 150 անգամ ավելի, քան Արևը: Աստղի զանգվածը Արևի զանգվածից 3,5 անգամ է, իսկ տրամագիծը ՝ Արևի տրամագծից 3,2 անգամ:
Վերևի պատկերը ցույց է տալիս Ռեգուլուս աստղի (հյուսիսը վերև) չկրճատված լուսանկար, որն արվել է Takahashi E-180 աստղագրաֆով:
Regulus- ը բազմաստղանի համակարգ է, որը բաղկացած է չորս աստղից: Regulus A- ն երկուական աստղային համակարգ է, որը բաղկացած է կապտա-սպիտակ հիմնական հաջորդական աստղից (սպեկտրալ տիպ B7V), որի մեջ, ենթադրաբար, պտտվում է սպիտակ գաճաճի ուղեծիրը ՝ 0,3 արևային զանգվածով: Այս երկու աստղերից պահանջվում է մոտ 40 օր ՝ զանգվածի ընդհանուր կենտրոնի շուրջ մեկ ամբողջական պտույտ կատարելու համար:
Գլխավոր աստղ Regulus A- ն մոտ 3,5 արեգակնային զանգված ունեցող երիտասարդ աստղ է, որը մի քանի հարյուր միլիոն տարեկան է: Աստղը բավականին արագ է պտտվում: Նրա տևողությունը կազմում է ընդամենը 15,9 ժամ, ինչը հանգեցնում է աստղի ձևի աղավաղման և այսպես կոչված գրավիտացիոն խավարման. Այս աստղի բևեռներում գտնվող լուսոլորտը շատ ավելի տաք է և հինգ անգամ ավելի պայծառ մեկ միավոր մակերեսի համեմատ, քան հասարակածային շրջանում: Եթե այն 16% -ով ավելի արագ պտտվեր, ապա աստղի ինքնահոսն ավելի թույլ կլիներ, քան կենտրոնախույս ուժը, և աստղը ինքն իրեն կպոկվեր:
Հաշվի առնելով հիմնական աստղի չափազանց խեղաթյուրված ձևը, երկուական զույգի հարաբերական ուղեծրային շարժումը կարող է ցնցողորեն տարբերվել մաքուր երկու Կեպլերյան մարմիններից `իրենց ուղեծրային ժամանակաշրջանի վրա ազդող մշտական խռովությունների պատճառով: Այլ կերպ ասած, Կեպլերի երրորդ օրենքը, որը սահմանվում է երկու կետային զանգվածների համար, չի գործում այս երկուական զույգի վրա `հիմնական աստղի չափազանց խեղաթյուրված ձևի պատճառով:
Regulus A- ից մոտ 4200 աստղագիտական միավորի հեռավորության վրա կա երկուական աստղային համակարգ, որը կիսում է ընդհանուր պատշաճ պտույտը: Նշված է որպես Regulus B (սպեկտրալ տիպ K2V) և Regulus C (սպեկտրալ տիպ M4V), այս զույգը ունի 2000 տարվա ուղեծրային շրջան և գտնվում է մոտավորապես 100 աստղագիտական միավորի միջև:
Աստղերի այս զույգից բխող լույսը գերակայում է Regulus A. երկուական զույգի նկատմամբ: Regulus B- ն, եթե առանձին դիտարկվի, երկդիտակ առարկա է ՝ տեսանելի 8,1 բալ աստղով, իսկ նրա աստղային ուղեկից Ռեգուլուսը `13,5: Regulus A- ն սպեկտրալ երկուական աստղ է. Այս զույգի երկրորդ աստղը դեռևս ուղղակի դիտման չի ենթարկվել, քանի որ այն շատ ավելի թույլ է, քան հիմնականը: B և C զույգերը գտնվում են Regulus A- ից 177 վայրկյան վայրկյան անկյունային հեռավորության վրա, ինչը անտեսանելի է դարձնում սիրողական աստղադիտակների համար:
Երկնքի ամենապայծառ աստղերից Ռեգուլուսը ամենամոտն է խավարածրի հարթությանը և պարբերաբար մթագնում է Լուսնի կողմից: Մերկուրի և Վեներա մոլորակների լուսաբանումը նույնպես հնարավոր է, բայց հազվադեպ, ինչպես և աստերոիդների ծածկույթը: Ռեգուլուս աստղի վերջին մոլորակային խավարումը (մոլորակ Վեներա) տեղի է ունեցել 1959 թվականի հուլիսի 7 -ին: Հաջորդը տեղի կունենա 2044 թվականի հոկտեմբերի 1 -ին, ինչպես նաև Վեներայի կողմից: Մյուս մոլորակներն իրենց դիրքերի պատճառով հաջորդ մի քանի հազարամյակների ընթացքում չեն ստվերի Ռեգուլուսին:
Ադարա
Աստղ Adar կամ epsilon Canis Major Canis համաստեղության երկրորդ ամենավառ աստղն է: Ակնհայտ 1,5 մագնիտուդով Ադարան երկնքի 22 -րդ ամենապայծառ աստղն է: Նրա բացարձակ մեծությունը -4,8 է, իսկ Երկրից հեռավորությունը `մոտավորապես 400 լուսային տարի:
Ադարան ունի սպեկտրալ տիպ B2II, մակերևույթի ջերմաստիճանը ՝ 24,750 ° Կելվին, և պայծառություն ՝ 20,000 անգամ ավելի, քան Արեգակը: Աստղի զանգվածը 10 արեգակնային զանգված է:
Վերևի պատկերը ցույց է տալիս աստղ Ադարի (հյուսիսը վեր է) չկրճատված լուսանկարը, որն արվել է Takahashi E-180 աստղագրաֆով:
Ադարան երկուական աստղ է, որը գտնվում է Երկրից 430 լուսային տարի հեռավորության վրա: Գլխավոր աստղը կապտավուն սպիտակ է (սպեկտրալ տիպ B2) հետ բարձր ջերմաստիճանիմակերես (25000 ° K): Այն ընդհանուր առմամբ ճառագայթում է, որը 20,000 անգամ գերազանցում է Արեգակին: Եթե այս աստղը Սիրիուսի հետ նույն հեռավորության վրա լիներ, նա կխավարի երկնքի մյուս բոլոր աստղերը և 15 անգամ ավելի պայծառ կլիներ, քան Վեներա մոլորակը: Այս աստղը նաև երկնքում ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման ամենահզոր աղբյուրներից է: Այն հզոր ֆոտոնների աղբյուր է, որը կարող է իոնացնել ջրածնի ատոմները Արեգակի մոտ գտնվող միջաստղային գազում և շատ կարևոր է միջաստղային ամպի իոնացման վիճակի որոշման համար:
Ուղեկցող աստղն ունի 7,5 բալ ուժգնություն և գտնվում է հիմնական աստղից 7,5 աղեղ վայրկյան հեռավորության վրա: Այնուամենայնիվ, այս աստղը կարելի է առանձնացնել միայն մեծ աստղադիտակներով, քանի որ հիմնական աստղը մոտ 250 անգամ ավելի պայծառ է, քան իր ուղեկիցը:
Մի քանի միլիոն տարի առաջ Ադարան շատ ավելի մոտ էր Արեգակին, քան այսօր է ՝ այն շատ ավելի պայծառ դարձնելով գիշերային երկնքում: Մոտ 4.700.000 տարի առաջ Ադարան Արևից գտնվում էր 34 լուսային տարի հեռավորության վրա և շատ պայծառ աստղ էր ՝ -3.99 ակնհայտ մեծությամբ: Այդ ժամանակվանից ոչ մի աստղ չի հասել այս պայծառությանը, և ոչ մի այլ աստղ չի հասնի այս պայծառությանը հաջորդ հինգ միլիոն տարվա ընթացքում:
Կաստոր
Կաստոր կամ ալֆա Երկվորյակներ աստղը Երկվորյակների համաստեղության երկրորդ ամենավառ աստղն է: Ակնհայտ 1.57 մագնիտուդով Կաստորը երկնքի 23 -րդ ամենապայծառ աստղն է: Նրա բացարձակ աստղային մեծությունը 0,5 է, իսկ հեռավորությունը Երկրից ՝ 49 լուսային տարի:
Կաստորն ունի A1V + A2V սպեկտրալ դաս, մակերևույթի ջերմաստիճանը ՝ 10,300 ° Կելվին և պայծառություն ՝ 30 անգամ ավելի, քան Արևը: Աստղի զանգվածը 2.2 անգամ մեծ է Արեգակի զանգվածից, իսկ տրամագիծը ՝ 2.3 անգամ Արեգակից:
Վերևի պատկերը ցույց է տալիս աստղ Կաստորի (հյուսիսը վերև) չկրճատված լուսանկարն է, որն արվել է Takahashi E-180 աստղագրաֆով:
Տեսողականորեն կրկնակի աստղ Կաստորը հայտնաբերվել է 1678 թվականին: Նրա թվացյալ մեծությունները 2.0 և 2.9 են (համակցված մեծություններ ՝ 1.58): Առանձնացված տաք սպիտակ աստղերը (սպեկտրալ տիպ Ա) գտնվում են 6 աղեղ վայրկյան հեռավորության վրա, իսկ նրանց զանգվածի ընդհանուր կենտրոնի շուրջ հեղափոխության շրջանը 467 տարի է: Այս զույգի բաղադրիչներից յուրաքանչյուրն ինքնին սպեկտրոսկոպիկ երկուականություն է, որը քաստորը դարձնում է քառակի աստղային համակարգ: Կաստորն իրեն թույլ ուղեկից ունի 72 աղեղ վայրկյան հեռավորության վրա, բայց նույն պարալաքսով և ճիշտ շարժումով: Այս արբանյակը երկուական մթագնած աստղային համակարգ է ՝ մոտ 1 օր տևողությամբ: Այս երկուական աստղային համակարգը միայն մեկն է այն մի քանիից, որոնցում զույգի երկու բաղադրիչներն էլ M դասի գաճաճ աստղեր են: Այսպիսով, Կաստորը կարելի է համարել վեց աստղանի համակարգ, վեց առանձին աստղեր, որոնք գրավիտացիոնորեն կապված են միմյանց հետ:
«Երկվորյակ» երկվորյակները ՝ աստղերը ՝ Կաստորն ու Պոլուքսը, լավագույնս երեւում են գարնանային երեկոների ժամանակ: Ի տարբերություն իրական երկվորյակների, Կաստորն ու Պոլուքսը քիչ ընդհանրություններ ունեն: Կաստորը սպիտակ քառակի աստղ է, որը կազմված է բավականին սերտ սպիտակ բաղադրիչներից (սպեկտրալ դաս A), մինչդեռ Pollux- ը նարնջագույն գույնի սառը հսկա է (սպեկտրալ դաս K0IIIb): Castor- ի հետ սերտ զուգավորումն ավելի պայծառ գույն է հաղորդում Pollux- ին:
Շատ դարեր շարունակ, գիշերը, միլիոնավոր մարդկային աչքեր իրենց հայացքն ուղղել են երկնքի խորհրդավոր լույսերի ուղղությամբ - մեր տիեզերքի աստղերը... Հին մարդիկ աստղերի խմբերի մեջ տեսել են կենդանիների և մարդկանց տարատեսակ կերպարներ, և նրանցից յուրաքանչյուրը ստեղծել է իր պատմությունը: Հետագայում նման կլաստերները կոչվեցին համաստեղություններ: Մինչ օրս աստղագետները հայտնաբերում են 88 համաստեղություն, որոնք աստղային երկինքը բաժանում են որոշակի տարածքների, որոնցով կարող եք նավարկվել և որոշել աստղերի գտնվելու վայրը: Մեր Տիեզերքում մարդու աչքին հասանելի ամենա բազմաթիվ օբյեկտները հենց աստղերն են: Նրանք ներկայացնում են լույսի և էներգիայի աղբյուր ամբողջ արեգակնային համակարգի համար: Նրանք ստեղծում են նաեւ կյանքի ծնունդին անհրաժեշտ ծանր տարրեր: Եվ առանց Տիեզերքի աստղերի կյանք չէր լինի, քանի որ Արևը տալիս է իր էներգիան Երկրի գրեթե բոլոր կենդանի էակներին: Այն տաքացնում է մեր մոլորակի մակերեսը ՝ դրանով իսկ ստեղծելով տաք, աշխույժ օազիս մշտական սառույցի տարածության մեջ: Տիեզերքի աստղի պայծառությունը որոշվում է նրա չափերով:
Գիտե՞ք ամբողջ տիեզերքի ամենամեծ աստղը:
VY Canis Majoris աստղը, որը գտնվում է Canis Major համաստեղությունում, աստղային աշխարհի ամենամեծ ներկայացուցիչն է: Ներկայումս այն տիեզերքի ամենամեծ աստղն է: Աստղը գտնվում է Արեգակնային համակարգից 5 հազար լուսային տարի հեռավորության վրա: Աստղի տրամագիծը 2.9 միլիարդ կմ է:
Բայց տիեզերքի ոչ բոլոր աստղերն են այդքան հսկայական: Կան նաեւ այսպես կոչված գաճաճ աստղեր:
Աստղերի համեմատական չափերը
Աստղագետները գնահատում են աստղերի մեծությունն այն մասշտաբով, ըստ որի, որքան պայծառ է աստղը, այնքան փոքր է նրա թիվը: Յուրաքանչյուր հաջորդ համարը համապատասխանում է նախորդ աստղից տասն անգամ պակաս պայծառ աստղի: Տիեզերքի գիշերային երկնքի ամենապայծառ աստղը Սիրիուսն է: Նրա թվացյալ 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, չեն կարող դիտվել անզեն աչքով: Աստղերը նույնպես ըստ գույնի դասակարգվում են սպեկտրալ դասերի, որոնք ցույց են տալիս դրանց ջերմաստիճանը: Տիեզերքում կան աստղերի հետևյալ դասերը ՝ O, B, A, F, G, K և M. O դասը համապատասխանում է Տիեզերքի ամենաթեժ աստղերին ՝ կապույտ: Ամենացուրտ աստղերը դասակարգվում են որպես M, իսկ դրանց գույնը ՝ կարմիր:
| Դասարան | Temերմաստիճանը, Կ | Իսկական գույն | Տեսանելի գույն | Հիմնական նշանները |
|---|---|---|---|---|
| Օ | 30 000—60 000 | Կապույտ | Կապույտ | Չեզոք ջրածնի, հելիումի, իոնացված հելիումի թույլ գծեր, բազմապատկել իոնացված Si, C, N: |
| Բ | 10 000—30 000 | կապույտ-սպիտակ | սպիտակ-կապույտ և սպիտակ | Հելիումի և ջրածնի կլանման գծեր: Թույլ տողեր H և K Ca II: |
| Ա | 7500—10 000 | Սպիտակ | Սպիտակ | Ուժեղ Balmer շարքը, H և K Ca II տողերը ուժեղանում են F դասի մեջ: Մետաղների գծերը նույնպես սկսում են ավելի մոտ հայտնվել F դասին |
| Ֆ | 6000—7500 | դեղին-սպիտակ | Սպիտակ | Ուժեղ են H և K Ca II տողերը, մետաղական գծերը: Hydրածնի գծերը սկսում են թուլանալ: Հայտնվում է Ca I տողը: Fe խումբը, որը կազմված է Fe, Ca և Ti գծերից, հայտնվում և ուժեղանում է: |
| Գ | 5000—6000 | դեղին | դեղին | Ca II- ի H և K տողերն ինտենսիվ են: Ca I գիծ և բազմաթիվ մետաղական գծեր: Hydրածնի գծերը շարունակում են մարել, առաջանում են CH և CN մոլեկուլների շերտեր: |
| Կ | 3500—5000 | Նարնջագույն | դեղնավուն նարնջագույն | Մետաղական գծերը և G խումբը ինտենսիվ են: Hydրածնի գիծը գրեթե անտեսանելի է: Հայտնվում են TiO- ի ներծծող շերտերը: |
| Մ | 2000—3500 | Կարմիր | նարնջագույն կարմիր | TiO- ի և այլ մոլեկուլների գոտիները ինտենսիվ են: G- խումբը թուլանում է: Մետաղական գծերը դեռ տեսանելի են: |
Հակառակ տարածված թյուր կարծիքին, հարկ է նշել, որ տիեզերքի աստղերը իրականում չեն փայլատակում: Սա պարզապես օպտիկական պատրանք է `մթնոլորտային միջամտության արդյունք: Նմանատիպ ազդեցություն կարելի է նկատել ամառվա շոգ օրը ՝ տաք ասֆալտին կամ բետոնին նայելիս: Տաք օդը բարձրանում է, և թվում է, թե դու նայում ես թափահարող ապակու միջով: Նույն գործընթացը առաջացնում է աստղերի առկայծման պատրանք: Որքան աստղը մոտ է Երկրին, այնքան ավելի «կթարթվի», քանի որ նրա լույսը անցնում է մթնոլորտի ավելի խիտ շերտերով:
Տիեզերքի աստղերի միջուկային օջախ
Տիեզերքի աստղը հսկայական միջուկային օջախ է: Նրա ներսում միջուկային ռեակցիան ջրածինը վերածում է հելիումի ՝ միաձուլման գործընթացի շնորհիվ, ուստի աստղը ձեռք է բերում իր էներգիան: Omրածնի ատոմային միջուկները մեկ պրոտոնով միանում են ՝ կազմելով հելիումի ատոմներ երկու պրոտոններով: Ordinaryրածնի սովորական ատոմի միջուկն ունի միայն մեկ պրոտոն: Rogenրածնի երկու իզոտոպները պարունակում են նաեւ մեկ պրոտոն, սակայն ունեն նաեւ նեյտրոններ: Դեյտերիումն ունի մեկ նեյտրոն, մինչդեռ տրիտիումը ՝ երկու: Աստղի ներսում դեյտերիումի ատոմը միանում է տրիտիումի ատոմի հետ ՝ առաջացնելով հելիումի ատոմ և ազատ նեյտրոն: Այս շարունակական գործընթացի արդյունքում ահռելի քանակությամբ էներգիա է ազատվում:
Հիմնական հաջորդականության աստղերի համար էներգիայի հիմնական աղբյուրը ջրածնի մասնակցությամբ միջուկային ռեակցիաներն են. Պրոտոն-պրոտոնային ցիկլը, որը բնորոշ է արևի զանգվածի մոտ զանգված ունեցող աստղերին և CNO ցիկլը, որը տեղի է ունենում միայն զանգվածային աստղերում և միայն եթե դրանք պարունակում են ածխածին: Աստղի կյանքի վերջին փուլերում միջուկային ռեակցիաները կարող են տեղի ունենալ ավելի ծանր տարրերով ՝ մինչև երկաթ:
| Պրոտոն-պրոտոնային ցիկլ | CNO ցիկլ | |
| Հիմնական շղթաներ |
|
|
Երբ աստղի ջրածինը սպառվում է, այն սկսում է հելիումը վերածել թթվածնի և ածխածնի: Եթե աստղը բավականաչափ զանգվածային է, փոխակերպման գործընթացը կշարունակվի մինչև ածխածնի և թթվածնի ձևավորումը նեոն, նատրիում, մագնեզիում, ծծումբ և սիլիցիում: Ի վերջո, այդ տարրերը վերածվում են կալցիումի, երկաթի, նիկելի, քրոմի և պղնձի, մինչև միջուկը ամբողջությամբ մետաղական չէ: Հենց դա տեղի ունենա, միջուկային ռեակցիան կդադարի, քանի որ երկաթի հալման ջերմաստիճանը չափազանց բարձր է: Ներքին գրավիտացիոն ճնշումը դառնում է ավելի բարձր, քան միջուկային ռեակցիայի արտաքին ճնշումը և, ի վերջո, աստղը փլուզվում է: Իրադարձությունների հետագա զարգացումը կախված է աստղի սկզբնական զանգվածից:
Աստղերի տեսակները տիեզերքում
Հիմնական հաջորդականությունը Տիեզերքում աստղերի գոյության ժամանակաշրջանն է, որի ընթացքում նրա ներսում տեղի է ունենում միջուկային ռեակցիա, որը աստղի կյանքի ամենաերկար հատվածն է: Մեր Արևը այժմ գտնվում է այս շրջանում: Այս ընթացքում աստղը ենթարկվում է պայծառության և ջերմաստիճանի փոքր տատանումների: Այս շրջանի տևողությունը կախված է աստղի զանգվածից: Այն ավելի կարճ է խոշոր զանգվածային աստղերում, իսկ փոքրերի դեպքում ՝ ավելի երկար: Շատ մեծ աստղերը ունեն բավականաչափ ներքին վառելիք մի քանի հարյուր հազար տարի, մինչդեռ Արեգակի նման փոքր աստղերը կփայլեն միլիարդավոր տարիներ: Ամենամեծ աստղերը հիմնական հաջորդականության ընթացքում վերածվում են կապույտ հսկաների:
Աստղերի տեսակները տիեզերքում |
|
| Կարմիր հսկամեծ կարմրավուն կամ նարնջագույն աստղ է: Այն ներկայացնում է ցիկլի վերջին փուլը, երբ ջրածնի պաշարները սպառվում են, և հելիումը սկսում է փոխակերպվել այլ տարրերի: Միջուկի ներքին ջերմաստիճանի բարձրացումը հանգեցնում է աստղի փլուզման: Աստղի արտաքին մակերեսը մեծանում և սառչում է ՝ աստղը դարձնելով կարմիր: Կարմիր հսկաները շատ մեծ են: Նրանց չափը հարյուր անգամ ավելի մեծ է, քան սովորական աստղերը: Հսկաներից ամենամեծը վերածվում է կարմիր գերհսկաների: Օրիոն համաստեղությունից Betelgeuse անունով աստղը կարմիր գերհսկայի ամենավառ օրինակն է: |  |
| Սպիտակ գաճաճդա այն է, ինչ մնում է սովորական աստղին ՝ կարմիր հսկա փուլ անցնելուց հետո: Երբ աստղին այլեւս վառելիք չի մնա, այն կարող է իր նյութի մի մասը տիեզերք արձակել ՝ կազմելով մոլորակային միգամածություն: Մնում է մահացած միջուկը: Միջուկային ռեակցիան դրանում հնարավոր չէ: Այն փայլում է իր մնացած էներգիայի հաշվին, բայց վաղ թե ուշ այն ավարտվում է, իսկ հետո միջուկը սառչում է ՝ վերածվելով սև թզուկի: Սպիտակ թզուկները շատ խիտ են: Նրանք Երկիր մոլորակից ավելի մեծ չեն, սակայն դրանց զանգվածը կարելի է համեմատել Արեգակի զանգվածի հետ: Սրանք աներեւակայելի տաք աստղեր են, որոնց ջերմաստիճանը հասնում է 100,000 աստիճանի կամ ավելի: |  |
| Շագանակագույն թզուկկոչվում է նաև ենթաստառ: Իրենց կյանքի ցիկլի ընթացքում որոշ նախաստղեր երբեք չեն հասնում կրիտիկական զանգվածի ՝ միջուկային գործընթացներ սկսելու համար: Եթե նախաստղի զանգվածը Արեգակի զանգվածի ընդամենը 1/10 է, ապա նրա պայծառությունը կարճատև կլինի, որից հետո այն արագորեն մարում է: Մնում է շագանակագույն թզուկը: Դա գազի զանգվածային գնդիկ է ՝ չափազանց մեծ մոլորակ լինելու համար և չափազանց փոքր աստղ լինելու համար: Այն փոքր է Արեգակից, բայց մի քանի անգամ ավելի մեծ է, քան Յուպիտերը: Շագանակագույն թզուկները ոչ լույս են արձակում, ոչ էլ ջերմություն: Սա ընդամենը նյութի մութ խցանում է, որը գոյություն ունի Տիեզերքի ընդարձակության մեջ: |  |
| Կեֆեյդփոփոխական լուսավորությամբ աստղ է, որի զարկերակային ցիկլը տատանվում է մի քանի վայրկյանից մինչև մի քանի տարի ՝ կախված փոփոխական աստղի տեսակից: Սեֆեիդները սովորաբար փոխում են իրենց լուսավորությունը կյանքի սկզբում և դրա վերջում: Նրանք ներքին են (փոփոխվող պայծառությունը ՝ աստղի ներսում տեղի ունեցող գործընթացների պատճառով) և արտաքին, փոփոխվող պայծառությունն արտաքին գործոնների պատճառով, օրինակ ՝ ամենամոտ աստղի ուղեծրի ազդեցությունը: Սա կոչվում է նաև երկակի համակարգ: |  |
| Տիեզերքի շատ աստղեր մեծ աստղային համակարգերի մաս են կազմում: Կրկնակի աստղերերկու աստղերի համակարգ է, որոնք ձգողականորեն կապված են միմյանց հետ: Նրանք պտտվում են փակ ուղեծրերով զանգվածի մեկ կենտրոնի շուրջ: Ապացուցված է, որ մեր գալակտիկայի բոլոր աստղերի կեսը զույգ ունի: Տեսողական զույգերով աստղերը հայտնվում են որպես երկու առանձին աստղեր: Դրանք կարող են որոշվել սպեկտրալ գծերի տեղաշարժով (դոպլերյան էֆեկտ): Երկուակի խավարման ժամանակ աստղերը պարբերաբար խավարում են միմյանց, քանի որ նրանց ուղեծրերը գտնվում են տեսողության գծից փոքր անկյան տակ: |  |
Տիեզերքի աստղերի կյանքի ցիկլը
Տիեզերքի աստղը սկսում է կյանքը որպես փոշու և գազի ամպ, որը կոչվում է միգամածություն: Մոտակա կամ գերնոր պայթյունի ծանրությունը կարող է միգամածության փլուզման պատճառ դառնալ: Գազի ամպի տարրերը միանում են մի խիտ տարածաշրջանի, որը կոչվում է նախաստղ: Հետագա սեղմման արդյունքում նախաստղը տաքանում է: Արդյունքում այն հասնում է կրիտիկական զանգվածի, և սկսվում է միջուկային գործընթացը. Աստղը աստիճանաբար անցնում է իր գոյության բոլոր փուլերով: Աստղի կյանքի առաջին (միջուկային) փուլը ամենաերկարն ու կայունն է: Աստղի կյանքի տևողությունը կախված է նրա չափից: Խոշոր աստղերը ավելի արագ են սպառում իրենց կյանքի վառելիքը: Նրանց կյանքի ցիկլը կարող է տևել ոչ ավելի, քան մի քանի հարյուր հազար տարի: Բայց փոքր աստղերը ապրում են շատ միլիարդավոր տարիներ, քանի որ նրանք իրենց էներգիան ավելի դանդաղ են ծախսում:
Բայց, անկախ ամեն ինչից, վաղ թե ուշ աստղային վառելիքն ավարտվում է, և այնուհետև մի փոքրիկ աստղ վերածվում է կարմիր հսկայի, իսկ մեծ աստղը `կարմիր գերհսկայի: Այս փուլը կտևի մինչև վառելիքի լիարժեք սպառումը: Այս կրիտիկական պահին միջուկային ռեակցիայի ներքին ճնշումը կթուլանա և այլևս չի կարող հավասարակշռել ձգողության ուժը, և, արդյունքում, աստղը կփլուզվի: Հետո Տիեզերքի փոքր աստղերը, որպես կանոն, վերամարմնավորվում են մոլորակային միգամածության մեջ ՝ պայծառ, փայլուն միջուկով, որը կոչվում է սպիտակ գաճաճ: Timeամանակի ընթացքում այն սառչում է ՝ վերածվելով նյութի մուգ խիտ ՝ սև թզուկի:
Մեծ աստղերի դեպքում ամեն ինչ մի փոքր այլ կերպ է աշխատում: Փլուզման ժամանակ նրանք ազատում են անհավանական քանակությամբ էներգիա, և հզոր պայթյունը ստեղծում է գերնոր աստղ: Եթե դրա մեծությունը 1.4 անգամ գերազանցում է Արեգակի մեծությանը, ապա, ցավոք, միջուկը չի կարողանա պահպանել իր գոյությունը, և հաջորդ փլուզումից հետո գերնոր աստղը կդառնա նեյտրոն: Աստղի ներքին նյութը կծկվի այնքանով, որ ատոմները ձևավորեն նեյտրոնների խիտ պատյան: Եթե աստղային մեծությունը երեք անգամ մեծ է արեգակնայինից, ապա փլուզումը պարզապես կկործանի այն, կջնջի Տիեզերքի երեսից: Դրանից մնում է ամենաուժեղ ձգողության մի հատված, որը կոչվում է սև խոռոչ:
Տիեզերքի աստղի թողած միգամածությունը կարող է ընդլայնվել միլիոնավոր տարիների ընթացքում: Ի վերջո, այն կազդի հարևան կամ գերնոր պայթյունային ալիքի ձգողության վրա, և ամեն ինչ նորից կկրկնվի: Այս գործընթացը տեղի կունենա ամբողջ Տիեզերքում `կյանքի, մահվան և վերածննդի անվերջ ցիկլ: Այս աստղային էվոլյուցիայի արդյունքը կյանքի համար անհրաժեշտ ծանր տարրերի ձևավորումն է: Մեր արեգակնային համակարգը ծագել է միգամածության երկրորդ կամ երրորդ սերունդից, և դրա շնորհիվ Երկրի և այլ մոլորակների վրա կան ծանր տարրեր: Սա նշանակում է, որ մեզանից յուրաքանչյուրի մեջ կան աստղերի մասնիկներ: Մեր մարմնի բոլոր ատոմները ծնվել են ատոմային օջախում կամ գերնոր աստղի կործանարար պայթյունի արդյունքում
.
10
10 -րդ տեղ - AH Scorpio
Մեր Տիեզերքի ամենամեծ աստղերի տասներորդ տողը զբաղեցնում է կարմիր գերհսկան, որը գտնվում է Կարիճ համաստեղությունում: Այս աստղի հասարակածային շառավիղն է 1287 - 1535 մեր արևի ճառագայթները: Գտնվում է Երկրից մոտ 12000 լուսային տարի հեռավորության վրա:
9
9 -րդ տեղ - KY Swan
Իններորդ տեղը զբաղեցնում է աստղը, որը գտնվում է Cygnus համաստեղությունում ՝ Երկրից մոտ 5 հազար լուսային տարվա հեռավորության վրա: Այս աստղի հասարակածային շառավիղն է 1420 արեգակնային ճառագայթներ: Այնուամենայնիվ, նրա զանգվածը գերազանցում է Արեգակի զանգվածին ընդամենը 25 անգամ: KY Swan- ը փայլում է Արևից մոտ մեկ միլիոն անգամ ավելի պայծառ:
8
8 -րդ տեղ - VV Cephei A
VV Cepheus- ը Ալգոլի տիպի խավարում ունեցող երկուական աստղ է Կեֆեոս համաստեղությունում ՝ Երկրից մոտ 5000 լուսային տարի հեռավորության վրա: Այն largestիր Կաթին գալակտիկայի երկրորդ ամենամեծ աստղն է (VY Canis Major- ից հետո): Այս աստղի հասարակածային շառավիղն է 1050 - 1900 արեգակնային ճառագայթներ:
7
7 -րդ տեղ - VY Big Dog
Մեր գալակտիկայի ամենամեծ աստղը: Աստղի շառավիղը գտնվում է տիրույթում 1300 - 1540 արևի ճառագայթներ: 8 ժամ կպահանջվի, որ լույսը աստղի շուրջը պտտվի շրջանագծով: Ուսումնասիրությունները ցույց են տվել, որ աստղը անկայուն է: Աստղագետները կանխատեսում են, որ VY Canis Major- ը կպայթեցնի որպես հիպերնովա առաջիկա 100,000 տարվա ընթացքում: Տեսականորեն, հիպերնովայի պայթյունը կարող է առաջացնել գամմա-ճառագայթների պայթյուններ, որոնք կարող են վնասել Տիեզերքի տեղական մասի բովանդակությունը ՝ ոչնչացնելով մի քանի լուսային տարվա շառավղով ցանկացած բջջային կյանք, սակայն հիպերգիգանտը այնքան մոտ չէ Երկրին, որ կարողանա սպառնալիք (մոտ 4 հազար լուսային տարի):
6
6 -րդ տեղ - VX Աղեղնավոր
Հսկա փոփոխվող աստղ ՝ հսկայական: Նրա ծավալը, ինչպես նաև ջերմաստիճանը պարբերաբար փոխվում են: Ըստ աստղագետների ՝ այս աստղի հասարակածային շառավիղն է 1520 արևի ճառագայթներ: Աստղն իր անունը ստացել է համաստեղության անունից, որում այն գտնվում է: Իր զարկերակի պատճառով աստղի դրսեւորումները նման են մարդու սրտի կենսառիթմերին:
5
5 -րդ տեղ `Վեստերլենդ 1-26
Հինգերորդ գիծը զբաղեցնում է կարմիր գերհսկան, այս աստղի շառավիղը գտնվում է տիրույթում 1520 - 1540 արեգակնային ճառագայթներ: Այն գտնվում է Երկրից 11.500 լուսային տարի հեռավորության վրա: Եթե Վեսթերլենդ 1-26-ը լիներ Արեգակնային համակարգի կենտրոնում, ապա նրա լուսոլորտը կընդգրկի Յուպիտերի ուղեծիրը: Օրինակ, Արեգակի համար լուսոլորտի բնորոշ խորությունը 300 կմ է:
4
4 -րդ տեղ `WOH G64
WOH G64- ը կարմիր գերհսկա է, որը գտնվում է Դորադո համաստեղությունում: Գտնվում է հարևան Մեծ Մագելանյան ամպ գալակտիկայում: Արեգակնային համակարգը մեզանից գտնվում է մոտավորապես 163,000 լուսային տարի: Աստղի շառավիղը գտնվում է տիրույթում 1540 - 1730 արեգակնային ճառագայթներ: Աստղը կավարտի իր գոյությունը և մի քանի հազար կամ տասնյակ հազարավոր տարիներ անց կդառնա գերնոր աստղ:
3
3 -րդ տեղ ՝ RW Cephei
Բրոնզը բաժին է հասնում RW Cephei աստղին: Կարմիր գերհսկան գտնվում է 2.739 լուսային տարի հեռավորության վրա: Այս աստղի հասարակածային շառավիղն է 1636 արեգակնային ճառագայթներ:
2
2 -րդ տեղ - NML Swan
Տիեզերքի ամենամեծ աստղերի երկրորդ գիծը զբաղեցնում է Կարմիր համաստեղության կարմիր հիպերհսկան: Աստղի շառավիղը մոտավորապես հավասար է 1650 արեգակնային ճառագայթներ: Նրա հեռավորությունը գնահատվում է մոտ 5300 լուսային տարի: Աստղի կազմում աստղագետները հայտնաբերել են այնպիսի նյութեր, ինչպիսիք են ջուրը, ածխածնի օքսիդը, ծծմբաջրածինը, ծծմբի օքսիդը:
1
1 -ին տեղ ՝ UY Shield
Այս պահին մեր տիեզերքի ամենամեծ աստղը հիպերգիգանտ է Վահակի համաստեղությունում: Գտնվում է Արեգակից 9500 լուսային տարվա հեռավորության վրա: Աստղի հասարակածային շառավիղն է 1708 մեր արևի ճառագայթները: Աստղի պայծառությունը սպեկտրի տեսանելի մասում Արեգակի լուսավորությունից մոտ 120,000 անգամ գերազանցում է, պայծառությունը շատ ավելի բարձր կլիներ, եթե աստղի շուրջ գազի և փոշու մեծ կուտակում չլիներ:
ինչպես նաև շատ այլ աղբյուրներ, մենք ստանում ենք տիեզերքի շատ հետևողական պատկեր: Այն 68% մութ էներգիա է, 27% մութ նյութ, 4.9% սովորական նյութ, 0.1% նեյտրինո, 0.01% ճառագայթում և մոտ 13.8 միլիարդ տարեկան է: Տիեզերքի տարիքի անորոշությունը մոտ 100 միլիոն տարի է, այնպես որ, չնայած տիեզերքը, անշուշտ, կարող է հարյուր միլիոն տարի փոքր կամ ավելի երիտասարդ լինել, դժվար թե այն հասնի 14,5 միլիարդ տարվա:
ESA- ի Gaia առաքելությունը չափեց հարյուր միլիոնավոր աստղերի դիրքերն ու հատկությունները գալակտիկական կենտրոնի մոտ և գտավ մարդկությանը հայտնի ամենահին աստղերը
Մնում է միայն մեկ ողջամիտ հնարավորություն. Ըստ երևույթին, մենք սխալ ենք գնահատում աստղերի տարիքը: Մենք մանրամասն ուսումնասիրել ենք հարյուր միլիոնավոր աստղերի ՝ նրանց կյանքի տարբեր փուլերում: Մենք գիտենք, թե ինչպես են աստղերը ձևավորվում և ինչ պայմաններում; իմանալ, թե երբ և ինչպես են նրանք բռնկում միջուկային միաձուլումը. մենք գիտենք, թե որքան են տևում սինթեզի տարբեր փուլերը և որքանով են դրանք արդյունավետ. մենք գիտենք, թե որքան են նրանք ապրում և ինչպես են մահանում, տարբեր տեսակներ ՝ տարբեր զանգվածներով: Մի խոսքով, աստղագիտությունը լուրջ գիտություն է, հատկապես երբ խոսքը աստղերի մասին է: Ընդհանրապես, ամենահին աստղերը համեմատաբար ցածր զանգված ունեն (մեր Արևից պակաս զանգվածային), պարունակում են քիչ մետաղներ (ջրածնից և հելիումից բացի այլ տարրեր) և կարող են ավելի հին լինել, քան բուն գալակտիկան:
Oldայրահեղ հին աստղեր կարելի է գտնել գնդաձև կլաստերներում
Նրանցից շատերը հանդիպում են գնդիկավոր կլաստերներում, որոնք, անշուշտ, պարունակում են 12 միլիարդ կամ հազվագյուտ դեպքերում նույնիսկ 13 միլիարդ տարեկան աստղեր: Մի սերունդ առաջ մարդիկ պնդում էին, որ այս կլաստերները 14-16 միլիարդ տարեկան էին, ինչը լարվածություն առաջացրեց հաստատված տիեզերաբանական մոդելներում, բայց աստիճանաբար աստղային էվոլյուցիայի ընկալման բարելավումը այս թվերը համապատասխանեցրեց նորմերին: Մենք մշակել ենք ավելի առաջադեմ մեթոդներ ՝ մեր դիտողական կարողությունը բարելավելու համար. Չափելով ոչ միայն այս աստղերի ածխածնի, թթվածնի կամ երկաթի պարունակությունը, այլև օգտագործելով ուրանի և թորիումի ռադիոակտիվ քայքայումը: Մենք կարող ենք ուղղակիորեն որոշել առանձին աստղերի տարիքը:
SDSS J102915 + 172927- ը մեզանից 4140 լուսային տարի հեռավորության վրա գտնվող հնագույն աստղ է, որը պարունակում է ծանր տարրերից միայն 1 / 20,000 -ը, մեր Արևի համեմատ, և պետք է լինի 13 միլիարդ տարի: Սա տիեզերքի ամենահին աստղերից մեկն է:
2007 թվականին մենք կարողացանք չափել HE 1523-0901 աստղը, որը կազմում է Արեգակի զանգվածի 80% -ը, պարունակում է արևի երկաթի ընդամենը 0.1% -ը և, ենթադրաբար, 13.2 միլիարդ տարեկան է իր առատությամբ ռադիոակտիվ տարրեր: 2015 -ին nineիր Կաթինի կենտրոնի մոտ, որը ձևավորվել է 13.5 միլիարդ տարի առաջ, հայտնաբերվել է ինը աստղ ՝ Մեծ պայթյունից ընդամենը 300 միլիոն տարի անց: «Այս աստղերը առաջացել են Milիր Կաթինից առաջ և նրանց շուրջը գալակտիկա է ձևավորվել»,-ասում է Լուի Հոուզը ՝ այս հին մասունքների համահեղինակ: Փաստորեն, այս ինը աստղերից մեկն ունի 0.001% -ից պակաս արևային երկաթ; Սա այն աստղի տեսակն է, որը փնտրելու է James Webb տիեզերական աստղադիտակը, երբ այն սկսի գործել 2018 թվականի հոկտեմբերին:
Սա մեր գալակտիկայի ամենահին աստղի թվայնացված պատկերն է: Այս ծերացող աստղըHD140283 -ը գտնվում է 190 լուսային տարի հեռավորության վրա: Տիեզերական աստղադիտակՀաբլը նշել է իր տարիքը ՝ 14.5 միլիարդ գումարած կամ մինուս 800 միլիոն տարի
Բոլորից ամենաազդեցիկ աստղը HD 140283- ն է, որը ոչ պաշտոնապես ստացել է Մեթուսելայի աստղ մականունը: Այն մեզանից ընդամենը 190 լուսային տարի է, և մենք կարող ենք չափել դրա պայծառությունը, մակերևույթի ջերմաստիճանը և կազմը: մենք կարող ենք նաև տեսնել, որ այն դեռ նոր է սկսում զարգանալ ենթածրագրային փուլում ՝ հետագայում կարմիր հսկա դառնալու համար: Այս տեղեկատվությունը մեզ թույլ է տալիս եզրակացնել աստղի համար հստակ սահմանված տարիքը, և արդյունքը առնվազն տագնապալի է ՝ 14,46 միլիարդ տարի: Աստղի որոշ հատկություններ, ինչպիսիք են արևի 0,4% երկաթի պարունակությունը, ասում են, որ աստղը հին է, բայց ոչ ամենահինը: Եվ չնայած 800 միլիոն տարվա հնարավոր սխալին, Մեթուսալահը դեռ որոշակի կոնֆլիկտ է ստեղծում աստղերի առավելագույն տարիքի և Տիեզերքի տարիքի միջև:
չի փոխվել միլիարդավոր տարիներ: Բայց քանի որ աստղերը մեծանում են, ամենազանգվածայինը դադարում է գոյություն ունենալ, և ամենաքիչ զանգվածը սկսում է վերածվել ենթածրագրերի:
Այսօր ակնհայտ է, որ անցյալում այս աստղի հետ կարող էր պատահել մի բան, որը մենք դեռ չգիտենք այսօր: Գուցե նա ավելի զանգվածային է ծնվել և ինչ -որ կերպ կորցրել է արտաքին շերտերը: Գուցե աստղը հետագայում կլանեց ինչ -որ նյութ, որը փոխեց իր ծանր տարրի առատությունը `շփոթեցնելով մեր դիտարկումները: Գուցե մենք պարզապես վատ ենք հասկանում ցածր մետալիկությամբ հնագույն աստղերի աստղային էվոլյուցիայի ենթածրագրային փուլը: Աստիճանաբար մենք կքաշենք ճիշտ ձևը կամ կհաշվենք ամենահին աստղերի տարիքը:
Բայց եթե մենք ճիշտ ենք, մենք բախվում ենք լուրջ խնդրի: Մեր Տիեզերքում չի կարող լինել աստղ, որն ավելի հին է, քան Տիեզերքը: Կամ ինչ -որ բան սխալ է այս աստղերի տարիքի գնահատման մեջ, կամ ինչ -որ բան սխալ է Տիեզերքի տարիքի գնահատման մեջ: Կամ մեկ այլ բան, որը մենք դեռ ընդհանրապես չենք հասկանում: Սա մեծ հնարավորություն է գիտությունը նոր ուղղությամբ տանելու համար: